[논문 리뷰] Evolution of 3-9 Mo Stars for Z=0.001 - 0.03 and Metallicity Effects on Type Ia Supernovae

Hideyuki Umeda, K. Nomoto외 2명|ArXiv.org|1998. 06. 25.

Gamma-ray bursts and supernovae인용 수 89

한 줄 요약

이 연구는 Z = 0.001–0.03 범위에서 3–9 M⊙ 별의 금속성과 질량에 따른 탄소-산소(C/O) 비율과 핵 질량의 의존성을 조사하며, C-O 백색왜성의 형성자 별에서 총 탄소 질량 분율이 0.36에서 0.5 사이로 변동함을 보여주어, 관측된 초신성 Ia의 밝기와 광선 곡선의 변동성을 설명할 수 있음을 시사한다. 결과는 낮은 금속성에서 초신성 Ia 형성자의 상한 질량이 감소함을 나타내며, 금속성 영향을 간과할 경우 형성자 비율이 과소평가될 수 있음을 시사한다.

ABSTRACT

Recent observations have revealed that Type Ia supernovae (SNe Ia) are not perfect standard candles but show some variations in their absolute magnitudes, light curve shapes, and spectra. The C/O ratio in the SNe Ia progenitors (C-O white dwarfs) may be related to this variation. In this work, we systematically investigate the effects of stellar mass (M) and metallicity (Z) on the C/O ratio and its distribution in the C-O white dwarfs by calculating stellar evolution from the main-sequence through the end of the second dredge-up for M=3-9 Mo and Z=0.001-0.03. We find that the total carbon mass fraction just before SN Ia explosion varies in the range 0.36 -- 0.5. We also calculate the metallicity dependence of the main-sequence-mass range of the SN Ia progenitor white dwarfs. Our results show that the maximum main-sequence mass to form C-O white dwarfs decreases significantly toward lower metallicity, and the number of SN Ia progenitors may be underestimated if metallicity effectis neglected. We discuss the implications of these results on the variation of SNe Ia, determination of cosmological parameters, luminosity function of white dwarfs, and the galactic chemical evolution.

연구 동기 및 목표

• 3–9 M⊙ 별에서 형성된 C-O 백색왜성의 금속성(Z)과 初기 질량(M)이 C/O 비율과 핵 질량에 미치는 영향을 이해하는 것.
• 초신성 Ia 형성자의 영구주계행성질량 범위(ZAMS 질량 범위)의 금속성 의존성을 정량화하는 것, 특히 상한(M_UP)과 하한(M_LO)의 의존성.
• 다양한 C/O 비율이 초신성 Ia 폭발 에너지, 광선 곡선 형태, 관측된 밝기 변동성에 미치는 영향을 평가하는 것.
• 금속성에 따라 달라지는 형성자 질량 범위를 반영함으로써 은하 화학 진화 모델과 백색왜성 빛의 세기 함수를 향상시키는 것.

제안 방법

• 최신 입력 물리 모델을 사용하여 Z = 0.001–0.03 범위에서 3–9 M⊙ 별의 주계행성에서 제2의 드루지업까지의 별진화 모의를 수행하였으며, OPAL 투과도와 校정된 12C(α,γ)16O 반응 속도를 포함한다.
• C/O 비율과 탄소 질량 분율을 C-O 백색왜성의 중심부 및 핵 영역에서 전체 별 내부에서 추적하였다.
• 제2의 드루지업이 끝난 시점의 C-O 핵 질량(M_CO)을 계산하여 초신성 Ia 형성자의 질량 범위를 규명하였다.
• 초신성 Ia 형성자에 대한 ZAMS 질량 한계(M_LO 및 M_UP)의 금속성 의존성을 진화 궤적에서 유도하였다.
• 개선된 물리 모델과 대류, 핵반응 처리 방식에 기인한 차이를 평가하기 위해 이전 모델(예: SSMM)과 결과를 비교하였다.
• C/O 비율이 핵 질량(M_CO)에 따라 정규화될 경우 금속성 영향이 최소화되는지 분석하기 위해 C/O 비율과 M_CO의 의존성을 분석하였다.

실험 결과

연구 질문

• RQ1 금속성(Z)이 3–9 M⊙ 별에서 형성된 C-O 백색왜성 형성자에서 C/O 비율 분포에 미치는 영향은 무엇인가?
• RQ2 C-O 백색왜성 형성자로 이르는 ZAMS 질량 범위(M_LO에서 M_UP까지)의 금속성 의존성은 무엇인가?
• RQ3 백색왜성의 총 탄소 질량 분율(M(^12C)/M_Ia)은 초기 질량과 금속성에 따라 어떻게 변하며, 그 범위는 무엇인가?
• RQ4 C/O 비율의 변동이 초신성 Ia 폭발 에너지, 광선 곡선 형태, 관측된 밝기 변동성에 미치는 영향은 어느 정도인가?
• RQ5 C/O 비율과 탄소 질량 분율의 금속성 의존성이 핵 질량(M_CO)에 따라 표현될 경우 감소하는가?
• RQ6 금속성 영향이 초신성 Ia 사건 예측 빈도와 백색왜성 빛의 세기 함수에 미치는 영향은 무엇인가?

주요 결과

• 초신성 Ia 형성자 백색왜성의 총 탄소 질량 분율(M(^12C)/M_Ia)은 초기 질량과 금속성에 따라 0.36–0.5 사이로 변동하며, 이는 관측된 초신성 Ia의 밝기 및 스펙트럼 변동성을 설명할 수 있다.
• C-O 백색왜성의 중심부 C/O 비율은 일반적으로 산소가 풍부한 상태(C/O ≤ 0.6)이며, 고금속성에서 피크 값이 증가하고, 이는 이전 모델보다 낮은 초기 질량(M_ms ~5 M⊙)에서 발생한다(이전 모델은 M_ms ~7 M⊙).
• 초신성 Ia 형성자의 상한 질량(M_UP)은 금속성이 감소할수록 크게 감소하며, 이는 금속성 영향을 간과할 경우 저금속성 환경에서 형성자 비율이 과소평가됨을 시사한다.
• C/O 비율과 탄소 질량 분율은 핵 질량(M_CO)에 대해 그려졌을 때 산산이 감소함을 보여주며, M_CO는 ZAMS 질량보다 형성자 특성을 기술하는 데 더 신뢰할 수 있는 매개변수임을 시사한다.
• Z ≤ 0.002일 경우 약한 항성 바람으로 인해 백색왜성이 초신성 Ia로 진화할 가능성이 낮으므로, 이러한 저금속성 시스템은 초신성 Ia 형성자 모델에서 배제할 수 있다.
• M_CO에 따라 정규화된 경우, 0.001 ≤ Z ≤ 0.02 범위에서 C/O 비율과 탄소 질량 분율의 변동은 금속성에 대해 상대적으로 민감도가 낮으며, 이는 다양한 적색편이에서의 진화적 영향이 미미함을 시사한다.