[논문 리뷰] Very Massive Star Models: I. Impact of Rotation and Metallicity and Comparisons with Observations

S. Martinet, G. Meynet외 3명|arXiv (Cornell University)|2023. 08. 31.

Stellar, planetary, and galactic studies참고 문헌 3인용 수 4

한 줄 요약

이 연구는 Population III에서 태양 금속성까지의 매우 거대한 별(VMS) 모델을 포괄적으로 제시하며, GENEC 코드에서 업데이트된 상태방정식을 사용해 회전과 금속성 효과를 통합한다. 저금속성 VMS는 회전에 매우 민감한 반면, 고금속성 모델은 질량 손실에 의해 지배되며, R136 유사 금속성에서 비회전 또는 느리게 회전하는 VMS만이 쌍대성 불안정성 초신성를 일으킬 수 있으며, 이에 따라 블랙홀 질량은 60 M⊙ 이하로 제한된다.

ABSTRACT

In addition to being spectacular objects, Very Massive Stars (VMS) are suspected to have a tremendous impact on their environment and on the whole cosmic evolution. The nucleosynthesis both during their advanced stages and their final explosion may contribute greatly to the overall enrichment of the Universe. Their resulting supernovae are candidates for the most superluminous events and their extreme conditions also lead to very important radiative and mechanical feedback effects, from local to cosmic scale. We explore the impact of rotation and metallicity on the evolution of very massive stars across cosmic times. With the recent implementation of an equation of state in the GENEC stellar evolution code, appropriate for describing the conditions in the central regions of very massive stars in the advanced phases, we present new results on VMS evolution from Population III to solar metallicity. Low metallicity VMS models are highly sensitive to rotation, while the evolution of higher metallicity models is dominated by mass loss effects. The mass loss affects strongly their surface velocity evolution, breaking quickly at high metallicity while reaching the critical velocity for low metallicity models. The comparison to observed VMS in the LMC shows that the mass loss prescriptions used for these models are compatible with observed mass loss rates. In our framework for modelling rotation, our models of VMS need a high initial velocity to reproduce the observed surface velocities. The surface enrichment of these VMS is difficult to explain with only one initial composition, and could suggest multiple populations in the R136 cluster. At a metallicity typical of R136, only our non- or slowly rotating VMS models may produce Pair Instability supernovae. The most massive black holes that can be formed are less massive than about 60 M$_\odot$.

연구 동기 및 목표

• Population III에서 태양 금속성까지의 매우 거대한 별(VMS)의 진화에 영향을 미치는 회전과 금속성의 영향을 조사한다.
• 질량 손실과 회전에 의한 혼합이 VMS의 표면 속도 진화와 표면 농도에 미치는 영향을 평가한다.
• R136 은하단의 관측된 VMS와 모델 예측을 비교한다.
• VMS가 쌍대성 불안정성 초신성를 일으킬 수 있는 조건과 형성되는 블랙홀 질량의 최대치를 규명한다.
• 현재의 질량 손실 예측 방식이 다양한 금속성에서 관측된 VMS 성질을 얼마나 잘 재현하는지 평가한다.

제안 방법

• 최신 상태방정식을 통합한 GENEC 별진화 코드를 사용해 고진화 단계의 VMS를 모델링한다.
• 초기 질량이 100에서 500 M⊙인 범위에서 Z=0 (Population III)에서 Z=0.02 (태양 금속성)까지의 금속성 범위를 아우르는 VMS 모델의 격자를 생성한다.
• 초기 회전 속도가 최대 400 km/s인 조건에서, 회전 혼합과 각운동량 수송을 통해 회전 효과를 통합한다.
• 다양한 금속성에 맞춰 선형 주도 바람과 에딩턴 한계 근처의 영향을 고려한 업데이트된 질량 손실 예측 방식을 적용한다.
• 핵 질량 진화, 특히 헬륨 연소 종료 시 탄소-산소 핵 질량을 추적하여 최종 운명(예: 쌍대성 불안정성 초신성)을 평가한다.
• 쌍대성 생성과 불안정 조건을 별의 핵 내에서 모델링하기 위해 상태방정식을 사용한다.

Figure 1: HRD of the non-rotating (solid lines) and rotating at V/V c =0.4 (dashed lines) models at Z=0.014 (solar) and Z=0.006 (LMC). The top/middle/bottom row shows model with initial masses of 180/250/300M ☉ . The tracks are color-coded according to their mass loss rates. The beginning and the en

실험 결과

연구 질문

• RQ1 저금속성에서 매우 거대한 별의 진화와 표면 특성에 대해 회전은 어떤 영향을 미치는가?
• RQ2 고금속성 VMS에서 질량 손실률이 얼마나 회전 효과를 압도하는가?
• RQ3 현재의 질량 손실 예측 방식은 R136 은하단의 VMS와 같은 관측된 질량 손실률을 잘 재현할 수 있는가?
• RQ4 관측된 표면 속도를 모델과 일치시키기 위해 필요한 초기 회전 속도는 얼마인가?
• RQ5 어떤 조건에서 VMS가 쌍대성 불안정성 초신성를 일으킬 수 있으며, 형성되는 블랙홀 질량의 최대치는 얼마인가?

주요 결과

• 저금속성 VMS 모델은 회전에 매우 민감하며, 약한 질량 손실로 인해 표면 속도가 임계값에 도달할 수 있다.
• 고금속성 VMS 진화는 질량 손실에 의해 지배되며, 이로 인해 표면 속도가 급격히 감소하고 회전 효과가 제한된다.
• R136 은하단의 관측된 VMS는 그들의 관측된 표면 속도를 모델과 일치시키기 위해 높은 초기 회전 속도(최대 400 km/s)를 필요로 한다.
• R136 VMS의 표면 농도는 단일 초기 조성으로는 설명하기 어려우며, 다수의 별 집단 또는 복잡한 상호작용을 시사한다.
• R136 유사 금속성(Z ≈ 0.006)에서 비회전 또는 느리게 회전하는 VMS만이 쌍대성 불안정성 초신성를 일으킬 수 있다.
• VMS에서 형성되는 가장 무거운 블랙홀 질량은 60 M⊙ 이하로 제한되며, 주로 쌍대성 불안정성과 질량 손실 효과 때문이 다.

Figure 2: HRD for 180M ☉ non-rotating models at Z=0.014, Z=0.006, Z=10 -5 and Z=0. The tracks are color-coded according to their current total mass. The MS of the models at Z=0.014, Z=0.006, Z=10 -5 are plotted in dashed grey in the lower right panel for comparison.