[論文レビュー] Grids of stellar models with rotation - I. Models from 0.8 to 120 Msun at solar metallicity (Z = 0.014)

Sylvia Ekström, C. Georgy+10 more|arXiv (Cornell University)|Oct 23, 2011

Stellar, planetary, and galactic studies被引用数 801

ひとこと要約

本論文では、太陽金属量 (Z = 0.014) における質量 0.8 から 120 M☉ の回転星の均質なグリッドモデルを提示する。更新された透過率、核反応率、およびEddington限界および臨界速度限界を考慮した質量放出の定式化を組み込んだ。主な結果として、赤超巨星段階における回転に起因する質量放出の増大が、15–20 M☉ 以上の星がHertzsprung-Russell図の青領域に戻るのを引き起こし、青超巨星と赤超巨星の割合が著しく変化し、Wolf-Rayet星形成の最小質量が低下することを示している。

ABSTRACT

[abridged] Many topical astrophysical research areas, such as the properties of planet host stars, the nature of the progenitors of different types of supernovae and gamma ray bursts, and the evolution of galaxies, require complete and homogeneous sets of stellar models at different metallicities in order to be studied during the whole of cosmic history. We present here a first set of models for solar metallicity, where the effects of rotation are accounted for in a homogeneous way. We computed a grid of 48 different stellar evolutionary tracks, both rotating and non-rotating, at Z=0.014, spanning a wide mass range from 0.8 to 120 Msun. For each of the stellar masses considered, electronic tables provide data for 400 stages along the evolutionary track and at each stage, a set of 43 physical data are given. These grids thus provide an extensive and detailed data basis for comparisons with the observations. The rotating models start on the ZAMS with a rotation rate Vini/Vcrit=0.4. The evolution is computed until the end of the central carbon-burning phase, the early AGB phase, or the core helium-flash for, respectively, the massive, intermediate, and both low and very low mass stars. The initial abundances are those deduced by Asplund and collaborators, which best fit the observed abundances of massive stars in the solar neighbourhood. We update both the opacities and nuclear reaction rates, and introduce new prescriptions for the mass-loss rates as stars approach the Eddington and/or the critical velocity. We account for both atomic diffusion and magnetic braking in our low-mass star models. [...]

研究の動機と目的

• 太陽金属量 (Z = 0.014) における広範な質量範囲 (0.8–120 M☉) にわたる回転および非回転星の進化モデルの完全で均質なセットを提供し、天体物理学的集団合成および銀河進化研究に利用可能にする。
• 更新された透過率、核反応率、およびEddington限界および臨界速度限界を考慮した質量放出定式化を組み込むことで、星のモデルの物理的現実性を向上させる。
• 回転が星の進化に与える影響、特に回転混合、表面組成の変化、回転速度の進化を調査する。
• 赤超巨星段階における質量放出の増大が青超巨星と赤超巨星の割合に及ぼす影響、およびWolf-Rayet星に進化するための最小質量に与える影響を調査する。
• 全モデルグリッドおよび等時曲線をCDSおよびジェネヴァ天文台のデータベースを通じて一般コミュニティに公開し、広く利用可能にする。

提案手法

• Z = 0.014 における質量 0.8 から 120 M☉ の 48 種類の質量について、48 本の進化軌道（回転および非回転）を計算し、各軌道に 400 階段の進化ステージを含めた。
• 初期回転速度をゼロ歳主系列で臨界速度の 40%（υ_ini/υ_crit = 0.4）に設定し、回転混合および角運動量輸送を一貫して取り扱った。
• Asplund et al. (2005) の太陽組成混合に基づく更新された透過率テーブルと、見直された核反応率を採用した。
• 赤超巨星段階において光度がEddington限界に近づくか、臨界速度に達した場合に質量放出を増大させる新しい質量放出定式化を実装した。
• 低質量星（≤2 M☉）には原子拡散および磁気的ブレーキングを適用し、中質量および高質量星には回転混合を含めた。
• 各進化ステージごとに 43 種類の物理量を含む電子データテーブルを生成し、観測との詳細な比較や等時曲線フィッティングのための補間を可能にした。

実験結果

リサーチクエスチョン

• RQ1 太陽金属量における 0.8 から 120 M☉ の星の進化に回転が与える影響は何か。特に表面組成、回転速度、HR図上の位置に関して。
• RQ2 回転およびEddington限界に近い状態に起因する赤超巨星段階における質量放出の増大が、青超巨星と赤超巨星の割合に及ぼす影響はどの程度か。
• RQ3 単一星がWolf-Rayet星に進化するための最小初期質量は何か。また、回転がこの閾値に与える影響は。
• RQ4 Eddington限界に近い状態での更新された質量放出定式化が、特にヘリウムヘリウム燃焼段階以降の高質量星の進化に与える影響は。
• RQ5 回転モデルは、過剰なオーバーシュートのような任意のパrameterに頼らずに、観測された主系列幅、表面組成、回転速度を同時に再現できるか。

主な発見

• 回転モデルは、質量範囲全域で観測された主系列幅、表面組成、回転速度の進化を成功裏に再現しており、観測と整合するためには回転混合が不可欠であることを示している。
• 外層部の超Eddington光度に起因する赤超巨星段階における質量放出の増大が、15–20 M☉ 以上の星が顕著な水素包層を失い、Hertzsprung-Russell図の青領域に戻るのを引き起こしている。
• 非回転モデル（Schaller et al. 1992）では青超巨星と赤超巨星の寿命比が 0.2 であったが、回転を含む 20 M☉ モデルでは 1.5 に、25 M☉ モデルでは 0.10 から 5.3 に上昇し、青超巨星の優勢が顕著に強化されている。
• 本モデルでは、Wolf-Rayet星に進化するための最小初期質量が、非回転モデル（Schaller et al. 1992）の 32 M☉ から 20 M☉ に低下しており、太陽金属量における観測されたWR星集団と整合的である。
• 回転モデルでは、回転混合と質量放出の増大が相乗的に作用し、ヘリウムヘリウム燃焼段階でHR図の青領域（Y ≲ 0.3–0.6）にいる時間の割合が大きくなる。これにより、高質量星の進化時間スケールと最終的運命が変化している。
• 単一の初期回転速度（υ_ini/υ_crit = 0.4）で、質量範囲全域で観測的制約を一貫して再現できることから、モデル仮定の物理的妥当性が支持されている。