[논문 리뷰] The Wolf-Rayet stars in M31: I. Analysis of the late-type WN stars

A. A. C. Sander, H. Todt외 2명|arXiv (Cornell University)|2014. 02. 10.

Stellar, planetary, and galactic studies참고 문헌 43인용 수 14

한 줄 요약

이 연구는 고해상도 광학 스펙트럼과 광도측정을 이용해 M31의 17개의 후기형 WN 항성에 대해 분석하며, 고도로 발전된 포츠담 월프-레이테르 모델 대기계를 적용하여 항성 및 성간풍 매개변수를 유도한다. 모든 항성이 10⁵에서 10⁶ L☉ 사이의 광도를 가지며, 10⁶ L☉를 초과하는 물체는 없으며, 초기 질량이 20–60 M☉인 단일별 진화를 통해 형성되었을 가능성이 높으며, M31의 약간 높은 중성도에도 불구하고 은하계 및 LMC의 경향과 일치한다.

ABSTRACT

Context: Comprehensive studies of Wolf-Rayet stars were performed in the past for the Galactic and the LMC population. The results revealed significant differences, but also unexpected similarities between the WR populations of these different galaxies. Analyzing the WR stars in M31 will extend our understanding of these objects in different galactic environments. Aims: The present study aims at the late-type WN stars in M31. The stellar and wind parameters will tell about the formation of WR stars in other galaxies with different metallicity and star formation histories. The obtained parameters will provide constraints to the evolution of massive stars in the environment of M31. Methods: We used the latest version of the Potsdam Wolf-Rayet model atmosphere code to analyze the stars via fitting optical spectra and photometric data. To account for the relatively low temperatures of the late WN10 and WN11 subtypes, our WN models have been extended into this temperature regime. Results: Stellar and atmospheric parameters are derived for all known late-type WN stars in M31 with available spectra. All of these stars still have hydrogen in their outer envelopes, some of them up to 50% by mass. The stars are located on the cool side of the zero age main sequence in the Hertzsprung-Russell diagram, while their luminosities range from $10^5$ to $10^6$ Lsun. It is remarkable that no star exceeds $10^6$ Lsun. Conclusions: If formed via single-star evolution, the late-type WN stars in M31 stem from an initial mass range between 20 and 60 Msun. From the very late-type WN9-11 stars, only one star is located in the S Doradus instability strip. We do not find any late-type WN stars with the high luminosities known in the Milky Way.

연구 동기 및 목표

• 고품질의 광학 스펙트럼과 광도 데이터를 이용해 M31의 후기형 WN 항성의 항성 및 성간풍 매개변수를 규명하는 것.
• 유도된 매개변수를 이론 모델과 비교하여 이러한 항성의 진화 기원을 조사하는 것, 특히 초기 질량과 중성도의 영향을 중심으로 한다.
• M31에서 매우 높은 광도의 WR 항성이 관측되지 않는 것이 선택 효과 때문인지, 아니면 별 형성 역사와 중성도의 본질적 차이 때문인지 평가하는 것.
• 은하수와 LMC의 후기형 WN 항성과 비교하여 M31의 후기형 WN 항성의 화학 조성과 진화 상태를 평가하는 것.
• 같은 WN 형식에서 관측된 광도 산란을 고려할 때 표준 형식 등급 광도 보정의 적용 가능성을 평가하는 것.

제안 방법

• M31의 후기형 WN 항성의 관측 광학 스펙트럼에 적합하기 위해 최신 버전의 포츠담 월프-레이테르 모델 대기계를 사용하였다.
• 이전에 잘 표현되지 않았던 WN10 및 WN11 형식에서 흔히 볼 수 있는 더 낮은 온도 영역을 포함하도록 모델 격자를 확장하였다.
• 광학 스펙트럼 피팅과 국지은하단은행 은하계열 조사(LGGS)의 광도 데이터를 융합하여 광도와 효과적 온도에 대한 제약 조건을 강화하였다.
• M31까지의 거리(0.77 Mpc)가 알려져 있으므로, 군집 소속성이나 거리 추정치에 의존하지 않고 절대 광도를 유도하였다.
• 질소 선형 프로파일을 피팅하여 표면 조성과 중성도를 추론하였으며, 결과를 은하계 및 LMC 기준과 비교하였다.
• 제네바 그룹(Z = 0.014)의 진화 궤적과 다른 모델을 평가하여 관측된 허츠프루ング-루빈 다이어그램 내 위치와의 일치성을 평가하였다.

실험 결과

연구 질문

• RQ1 M31의 후기형 WN 항성의 광도 범위와 초기 질량는 무엇이며, 은하계 및 LMC의 항성들과 어떻게 비교되는가?
• RQ2 M31의 후기형 WN 항성의 관측 매개변수는 단일별 진화를 지지하는가, 아니면 가장 낮은 광도 물체를 설명하기 위해 이중성 상호작용이 필요한가?
• RQ3 M31에서 높은 광도의 WR 항성(L > 10⁶ L☉)이 관측되지 않는 것은 본질적인 부재 때문인지, 관측 선택 효과 때문인가?
• RQ4 M31의 후기형 WN 항성의 화학 조성과 표면 농도는 은하계 및 LMC의 항성들과 어떻게 비교되는가?
• RQ5 이 항성들의 관측된 HRD 위치는 특히 태양 또는 태양에 가까운 중성도를 가진 표준 진화 모델로 설명될 수 있는가?

주요 결과

• M31의 17개의 후기형 WN 항성 모두 광도가 10⁵에서 10⁶ L☉ 사이이며, 10⁶ L☉를 초과하는 항성이 없음.
• 항성들은 허츠프루ング-루빈 다이어그램에서 영구 주계열의 냉각 측면에 위치해 있어, 핵 헬륨 연소의 최종 단계에 있지 않음을 시사함.
• 단일별 진화를 통해 형성된 것으로 가정할 경우, 이 항성들의 초기 질량 범위는 20에서 60 M☉ 사이로 추정되며, 이중성 진화가 관여할 경우 하한은 더 높을 수 있음.
• 스펙트럼 피팅 결과 M31 항성의 화학 조성이 은하계 항성들과 일치하며, 유사한 중성도(log(O/H)+12 ≈ 8.93)를 지니며 태양권역보다 유의미하게 높지 않음을 지지함.
• 단 한 명의 항성(WN10 #148)만이 S 도라두스 불안정대역 내에 위치하여, 대부분의 항성이 현재 LBV 유사 폭발을 겪고 있지 않음을 시사함.
• 같은 WN 형식 내에서 관측된 광도 산란은 단순한 광도 기반 형식 보정의 사용을 도전적으로 만듦으로써, 상당한 내재적 변동성 또는 진화적 차이가 있음을 시사함.