[论文解读] Star formation with disc accretion and rotation I. Stars between 2 and 22 Msol at solar metallicity

L. Haemmerlé, P. Eggenberger+3 more|arXiv (Cornell University)|Jun 25, 2013

Astrophysics and Star Formation Studies参考文献 28被引用 15

一句话总结

本研究利用冷盘吸积与自转模型，模拟了太阳金属丰度下2–22 M⊙恒星的原主序演化，表明恒星形成时具有较平缓的内部旋转梯度——核心旋转速度比表面快20–80%；而大质量恒星（M > 8 M⊙）的表面旋转速度存在上限（例如，14 M⊙恒星的表面旋转速度不超过临界速度的45%），从而对快速旋转恒星的形成路径提供了约束。

ABSTRACT

The way angular momentum is built up in stars during their formation process may have an impact on their further evolution. In the frame of the cold disc accretion scenario, we study for the first time how angular momentum builds up inside the star during its formation and what are the consequences for its evolution on the main sequence (MS). Computation begins from a hydrostatic core on the Hayashi line of 0.7 Msol at solar metallicity (Z=0.014) rotating as a solid body. Accretion rates depending on the luminosity of the accreting object are considered varying between 1.5e-5 and 1.7e-3 Msol/yr. The accreted matter is assumed to have an angular velocity equal to that of the outer layer of the accreting star. Models are computed for a mass-range on the zero-age main sequence (ZAMS) between 2 and 22 Msol. We study how the internal and surface velocities vary as a function of time during the accretion phase and the evolution towards the ZAMS. Stellar models, whose evolution has been followed along the pre-MS phase, are found to exhibit a shallow gradient of angular velocity on the ZAMS. Interestingly, for masses on the ZAMS larger than 8 Msol, there exists a maximum surface velocity that can be reached through the present scenario of formation. Typically, for 14 Msol models, only stars with surface velocities on the ZAMS lower than about 45% of the critical velocity can be formed. To reach higher velocities would require to start from cores rotating above the critical limit. We find that this upper velocity limit is smaller for higher masses. In contrast, below 8 Msol, there is no restriction and the whole domain of velocities, up to the critical one, can be reached.

研究动机与目标

• 研究通过冷盘吸积形成恒星时角动量的累积方式及其对初始旋转结构的影响。
• 确定原主序阶段的吸积历史是否影响主序阶段的演化，特别是旋转速度与表面元素丰度。
• 评估在零主序（ZAMS）时假设恒星为刚体旋转是否合理，尤其针对通过吸积形成的恒星。
• 在冷盘吸积情景下，确定大质量恒星（M > 8 M⊙）可实现的表面旋转速度的物理极限。

提出的方法

• 使用日内瓦恒星演化代码计算恒星演化模型，初始条件为太阳金属丰度（Z = 0.014）下位于Hayashi线上的0.7 M⊙静力核心。
• 吸积速率范围为1.5 × 10⁻⁵ 至 1.7 × 10⁻³ M⊙ yr⁻¹，吸积物质的角速度与恒星表面匹配。
• 模型包含氘、⁶Li和⁷Li的核燃烧，能量生成主要由D-燃烧主导，温度范围为1–2 × 10⁶ K。
• 对流区的混合采用混合长度理论处理，氘的扩散传输则使用基于理论推导的扩散系数。
• 在整个原主序阶段跟踪旋转速度分布，直至达到ZAMS，定义为中心氢丰度减少3‰时。
• 将结果与在Hayashi线上初始化或在ZAMS时假设为刚体旋转的模型进行比较，以评估形成历史的依赖性。

实验结果

研究问题

• RQ1 通过冷盘吸积形成的恒星在原主序阶段，角动量如何累积？
• RQ2 在ZAMS时，2–22 M⊙恒星的内部旋转速度分布呈现何种特征？
• RQ3 原主序阶段的吸积历史在多大程度上影响旋转恒星的主序阶段演化？
• RQ4 在冷盘吸积情景下，大质量恒星（M > 8 M⊙）可实现的表面旋转速度是否存在物理极限？
• RQ5 该形成模型能否解释观测到的快速旋转大质量恒星群体，还是需要其他机制？

主要发现

• ZAMS时恒星表现出较平缓的角速度梯度，核心旋转速度比表面快20–80%（当v_surf/v_crit = 0.4时）。
• 对于14 M⊙模型，在冷盘吸积情景下，表面速度仅能实现约临界速度的45%以下。
• 在8 M⊙以上，表面速度上限随恒星质量增加而降低，表明存在形成快速旋转恒星的物理限制。
• 在8 M⊙以下，不存在此类上限，旋转速度可实现从零至临界速度的全范围。
• 即使预主序形成历史不同，只要在ZAMS时总角动量相同，主序阶段的演化几乎完全一致。
• 在演化模型中假设ZAMS时为刚体旋转是合理的，因其与完整吸积历史模拟结果高度吻合。