[論文レビュー] Stellar evolution with rotation XII: Pre-supernova models

Raphaël Hirschi, G. Meynet+1 more|ArXiv.org|Jun 24, 2004

Stellar, planetary, and galactic studies参考文献 34被引用数 157

ひとこと要約

本稿では、回転する大質量星（12–60 M☉）の事爆発モデルを、Geneva星進化コードの更新版を用いて提示している。回転に起因する混合（循環対流、長期間および動的せん断不安定性）と拡張されたα鎖核反応ネットワークを組み込んでいる。主な発見は、回転が事爆発構造を顕著に変化させることであり、特に15–30 M☉の範囲で、コアサイズが約1.5倍に増大し、赤超巨星から青超巨星への色のシフト、および超新星タイプがIIからIbcに変化することである。これは主に水素およびヘリウム燃焼段階における回転効果に起因し、後期の不安定性とは無関係である。

ABSTRACT

We describe the latest developments of the Geneva stellar evolution code in order to model the pre-supernova evolution of rotating massive stars. Rotating and non-rotating stellar models at solar metallicity with masses equal to 12, 15, 20, 25, 40 and 60 solar masses were computed from the ZAMS until the end of the core silicon burning phase. We took into account meridional circulation, secular shear instabilities, horizontal turbulence and dynamical shear instabilities. Most of the differences between the pre-supernova structures obtained from rotating and non-rotating stellar models have their origin in the effects of rotation during the core hydrogen and helium burning phases. The effects of rotation on pre-supernova models are significant between 15 and 30 solar masses. Indeed, rotation increases the core sizes (and the yields) by a factor ~ 1.5. Above 20 solar masses, rotation may change the colour of the supernova progenitors (blue instead of red supergiant) and the supernova type (Ib instead of II). Rotation affects the lower mass limits for radiative core carbon burning, for iron core collapse and for black hole formation. For Wolf-Rayet stars (M > 30 solar masses), the pre-supernova structures are mostly affected by the intensities of the stellar winds and less by rotational mixing. Finally, the core of our rotating WR stars contain enough angular momentum to produce GRBs.

研究の動機と目的

• 回転する大質量星の事爆発以降の進化を、ヘリウムコア燃焼を越えてモデル化するため、Geneva星進化コードを拡張すること。
• 循環対流、長期間および動的せん断不安定性を含む回転に起因する混合プロセスが、高度な燃焼段階における内部構造および角運動量分布に与える影響を調査すること。
• 太陽金属量における回転が、事爆発コア質量、前身星の半径、色、超新星タイプに与える影響を特定すること。
• 回転ありと回転なしのモデルを比較し、回転がコア崩壊条件および核合成生成物に果たす役割を評価すること。
• 回転する星における鉄コア崩壊およびブラックホール形成の下限質量、特に12 M☉付近の評価

提案手法

• アーネットとトゥーラン（1969）の手法を用い、12Cから56Niまでの13個のα鎖核種を含む拡張された核反応ネットワークを導入し、核種濃度の安定的かつ高速な積分を実現した。
• 高度な進化段階における内部構造方程式の数値的不安定性を回避するため、スギモトの離散化スキームを適用した。
• 回転に起因する混合プロセス（長期間せん断不安定性、循環対流、動的せん断不安定性）を組み込み、動的せん断不安定性は角速度勾配を滑らかにする作用を持つ。
• 対流安定性にはシュバルツシルト基準を用い、水素およびヘリウム燃焼コアでは0.1 H_Pのオーバーシュートを仮定した。
• Si燃焼段階におけるエネルギー生成を、44Tiと48Crの間のボトルネック反応によって解明し、他の重元素については核統計平衡を仮定した。
• 太陽金属量下で、12、15、20、25、40、60 M☉の星について、ゼロ・マス・ステージ（ZAMS）からコアSi燃焼の終焉まで、回転ありおよび回転なしの両方のモデルを計算した。

実験結果

リサーチクエスチョン

• RQ1 回転に起因する混合プロセスは、大質量星の事爆発進化段階における内部角運動量および化学的構造にどのように影響するか？
• RQ2 動的せん断不安定性は、高度な進化段階において長距離にわたり角運動量や化学種を輸送する程度はどの程度か？
• RQ3 回転は、コア崩壊直前のコアサイズ、前身星の半径、色にどのように影響を及ぼすか？
• RQ4 回転は、鉄コア崩壊およびブラックホール形成の下限質量にどのような影響を及ぼすか？
• RQ5 回転ありの事爆発前モデルと回転なしのモデルを比較した場合、コア質量、生成物、超新星タイプ（II 対 Ibc）にどのような違いが生じるか？

主な発見

• 動的せん断不安定性は主に急峻な角速度勾配を滑らかにするが、長距離にわたり角運動量や化学種を顕著に輸送しない。
• 15–30 M☉の範囲で、回転によりコアサイズが約1.5倍に増大し、生成物および前身星構造に顕著な変化をもたらす。
• 15–30 M☉の星では、回転が前身星の形態を赤超巨星から青超巨星に変化させ、結果として超新星タイプをIIからIbcに変える。
• 事爆発構造に及ぼす回転の影響は、主に水素およびヘリウム燃焼段階のプロセスに起因する。後期の不安定性は角運動量の進化にほとんど影響しない。
• ヘリウムコア燃焼以降、最終的な角運動量は良好に保存され、崩壊直前の角運動量を信頼性高く推定可能である。
• 回転ありモデルは、非回転モデルよりも鉄コア崩壊の下限質量を低く示し、回転混合を組み込むと12 M☉でも崩壊が可能である可能性を示唆している。