[논문 리뷰] Zero-metallicity stars II. Evolution of very massive objects with mass loss

Paola Marigo, C. Chiosi외 1명|ArXiv.org|2002. 12. 03.

Stellar, planetary, and galactic studies참고 문헌 50인용 수 53

한 줄 요약

이 연구는 방사압과 회전 질량 손실을 고려한 120–1000 M☉의 초초기금속 없는 매우 질량이 큰 별의 진화 모델을 제시한다. 방사압에 의한 바람은 750 M☉를 초과하는 별을 제외하고는 효율적이지 않으며, 반면 회전은 ΩΓ한계 근처에서 짧고 강력한 질량 손실을 유도할 수 있으며, 특히 가장 질량이 큰 모델에서는 헬륨과 CNO 원소의 뚜렷한 농축이 가능하다.

ABSTRACT

We present evolutionary models of zero-metallicity very massive objects, with initial masses in the range 120 Msun -- 1000 Msun, covering their quiescent evolution up to central carbon ignition. In the attempt of exploring the possible occurrence of mass loss by stellar winds, calculations are carried out with recently-developed formalisms for the mass-loss rates driven by radiation pressure (Kudritzki 2002) and stellar rotation (Maeder & Meynet 2000).The study completes the previous analysis by Marigo et al. (2001) on the constant-mass evolution of primordial stars. Our results indicate that radiation pressure (assuming a minimum metallicity Z = 10^{-4} Zsun)is not an efficient driving force of mass loss, except for very massive stars with M >= 750 Msun. On the other hand, stellar rotation might play a crucial role in triggering powerful stellar winds, once the (Omega-Gamma)-limit is approached. However, this critical condition of intense mass loss can be maintained just for short, as the loss of angular momentum due to mass ejection quickly leads to the spinning down of the star. As by-product to the present work, the wind chemical yields from massive zero-metallicity stars are presented. The helium and metal enrichments, and the resulting Delta(Y)/Delta(Z) ratio are briefly discussed.

연구 동기 및 목표

• 중앙 탄소 ignitions에 이르기까지 초초기금속 매우 질량이 큰 별(120–1000 M☉)의 안정적 진화를 모델링하기 위해.
• 금속이 없는 거대 별에서 방사압과 항성 회전이 질량 손실을 이끄는 효율성을 평가하기 위해.
• 초기 우주에 대한 이러한 별의 화학적 생산 및 농축 잠재력 평가를 위해.
• 초초기금속 인구의 이소클론 세트를 매우 어린 연령과 고질량 전환점까지 확장하기 위해.

제안 방법

• 수소 및 헬륨 연소 단계를 포함하는 상세한 항성 진화 코드를 사용한 초초기금속 항성 모델의 진화.
• Kudritzki(2002)의 형식을 통해 방사압에 의한 질량 손실를 통합하였으며, 방사 가속도 평가를 위해 최소 금속성 Z = 10⁻⁴ Z☉를 가정하였다.
• Maeder & Meynet(2000)의 형식을 적용하여 회전에 의한 질량 손실를 고려하였으며, 임계 질량 방출을 위한 ΩΓ한계 조건도 포함하였다.
• 질량 방출에 의한 각운동량 손실을 추적하여 회전 질량 손실의 지속 가능성 평가를 위해.
• 0.05 dex 간격으로 10⁴에서 10¹⁰.²⁵ 년의 연령 범위에서 히르체프루ング-루스틀러 다이어그램에 이론적 이소클론을 구축하였다.
• 바람 생산량과 초신성 생산량을 결합하여 간성간 매질 내 헬륨 및 금속 농축의 순수한 증가를 추정하기 위해.

실험 결과

연구 질문

• RQ1 초초기금속 매우 질량이 큰 별에서 방사압만으로도 뚜렷한 질량 손실를 유도할 수 있는가?
• RQ2 항성 회전이 금속이 없는 거대 별에서 강력하고 지속적인 질량 손실를 얼마나 유도할 수 있는가?
• RQ3 이 초기 별의 바람에서 유래하는 화학적 생산량, 특히 헬륨과 CNO 원소는 어떠한가?
• RQ4 예측된 바람 생산량은 초기 우주의 원시 헬륨 농도와 금속 농축에 어떤 영향을 미치는가?
• RQ5 이러한 거대 별은 관측된 ΔY/ΔZ 비율에 어떤 영향을 미치며, 원시 농도의 해석에 어떤 함의를 갖는가?

주요 결과

• 초초기금속 별에서 방사압은 약 750 M☉ 이하에서는 심지어 최소 금속성 Z = 10⁻⁴ Z☉를 가정하더라도 질량 손실을 효과적으로 이끌지 못한다.
• 초기 질량 ≥750 M☉인 별들만이 뚜렷한 방사 질량 손실를 보이며, 이 임계값을 초과하면 질량 손실율이 급격히 증가한다.
• 항성 회전은 ΩΓ한계 근처에서 강력한 질량 손실를 유도할 수 있으며, 예측된 질량 손실율은 최대 10⁻³ M☉ yr⁻¹까지 가능하지만, 빠른 회전 감쇠로 인해 짧은 기간 동안만 지속된다.
• 1000 M☉ 모델은 혼합로 인해 표면에서 CNO 원소의 농축이 발생하여, 저질량 모델과 달리 이 원소들을 통해 더 높은 질량 손실를 가능하게 한다.
• 매우 질량이 큰 별(약 1000 M☉)의 집단은 헬륨 농축 ΔY ≈ 0.01을 유도할 수 있으며, 이는 가스에서 별로의 전환 효율이 약 10%가 필요함을 의미한다.
• 표준 Salpeter IMF 하에서는 이러한 헬륨 농축은 무시할 만큼 낮다(ΔY ≈ 0), 관측된 한계를 만족시키기 위해서는 매우 낮은 별 형성 효율(~0.01–0.1%)이 필요하다.