[論文レビュー] The core helium flash revisited III. From Pop I to Pop III stars

Miroslav Mocák, S. W. Campbell+2 more|arXiv (Cornell University)|Mar 18, 2010

Stellar, planetary, and galactic studies参考文献 1被引用数 23

ひとこと要約

本研究では、2次元および3次元の流体力学的シミュレーションを用いて、低質量星におけるヘリウムコア閃光の挙動を調査した。その結果、乱流の混合効果により、金属豊富なPop I星（1.25 M⊙, Z=0.02）では、単一の対流領域が急速に成長し、約23日後にヘリウムコアへの水素の注入が生じ、最終的には二重対流領域が形成されることが明らかになった。一方、金属欠乏のPop III星（0.85 M⊙, Z=0）では、二重対流領域が内部重力波の支配を受けて速やかに崩壊し、3次元モデルにおける対流速度は1次元予測と2次元モデルよりも良好に一致した。これは、標準的な星の進化モデルにおける仮定に疑問を呈するものである。

ABSTRACT

Degenerate ignition of helium in low-mass stars at the end of the red giant branch phase leads to dynamic convection in their helium cores. One-dimensional (1D) stellar modeling of this intrinsically multi-dimensional dynamic event is likely to be inadequate. Previous hydrodynamic simulations imply that the single convection zone in the helium core of metal-rich Pop I stars grows during the flash on a dynamic timescale. This may lead to hydrogen injection into the core, and a double convection zone structure as known from one-dimensional core helium flash simulations of low-mass Pop III stars. We perform hydrodynamic simulations of the core helium flash in two and three dimensions to better constrain the nature of these events. To this end we study the hydrodynamics of convection within the helium cores of a 1.25 \Msun metal-rich Pop I star (Z=0.02), and a 0.85 \Msun metal-free Pop III star (Z=0) near the peak of the flash. These models possess single and double convection zones, respectively. We use 1D stellar models of the core helium flash computed with state-of-the-art stellar evolution codes as initial models for our multidimensional hydrodynamic study, and simulate the evolution of these models with the Riemann solver based hydrodynamics code Herakles which integrates the Euler equations coupled with source terms corresponding to gravity and nuclear burning. The hydrodynamic simulation of the Pop I model involving a single convection zone covers 27 hours of stellar evolution, while the first hydrodynamic simulations of a double convection zone, in the Pop III model, span 1.8 hours of stellar life. We find differences between the predictions of mixing length theory and our hydrodynamic simulations. The simulation of the single convection zone in the Pop I model shows a strong growth of the size of the convection zone due to turbulent entrainment. Hence we predict that for the Pop I model a hydrogen injection phase (i.e. hydrogen injection into the helium core) will commence after about 23 days, which should eventually lead to a double convection zone structure known from 1D stellar modeling of low-mass Pop III stars. Our two and three-dimensional hydrodynamic simulations of the double (Pop III) convection zone model show that the velocity field in the convection zones is different from that predicted by stellar evolutionary calculations. The simulations suggest that the double convection zone decays quickly, the flow eventually being dominated by internal gravity waves.

研究の動機と目的

• 1次元星の進化モデルに起因する限界を克服するため、多次元シミュレーションを用いて低質量星におけるヘリウムコア閃光の流体力学的挙動を調査すること。
• 金属豊富なPop I星において、乱流の混合がヘリウムコアへの水素の注入を引き起こすかどうかを、1次元モデルの予測と照らし合わせて検証すること。
• 金属欠乏のPop III星における二重対流領域の安定性と力学的挙動を検討し、特にCNO核反応と内部重力波の果たす役割を明らかにすること。
• 混合長理論および1次元星の進化予測の正確性を、高分解能の2次元および3次元流体力学的シミュレーションと比較して評価すること。
• 数値的分解能および核反応の有無が、ヘリウムコア閃光における対流の発達と速度分布に与える影響を評価すること。

提案手法

• 流体力学的シミュレーションは、重力および核反応源項を含むEuler方程式を解くHeraklesコードを用いて実施された。
• 初期モデルは、1.25 M⊙のPop I星（Z=0.02）および0.85 M⊙のPop III星（Z=0）について、最新の1次元星の進化コードから得られたものであった。
• 乱流対流および混合プロセスを解像するために、Riemannソルバーに基づくアプローチを用いて2次元および3次元のシミュレーションが実施された。
• シミュレーションでは、対流領域の進化を、Pop I星で27時間、Pop III星で1.8時間にわたり追跡し、流れの力学的挙動とエネルギー生成に注目した。
• 1次元予測との比較のため、速度場および運動エネルギーを分析し、分解能および核反応の活性化に敏感な感度テストも実施された。
• 高分解能3次元シミュレーション（heflpopIII.3d）を低分解能モデルと比較することで、収束性および数値的アーチファクトの有無を評価した。

実験結果

リサーチクエスチョン

• RQ1 金属豊富なPop I星において、乱流の混合が対流領域の動的成長を引き起こし、ヘリウムコアへの水素の注入をもたらすか？
• RQ2 ヘリウムコア閃光の2次元および3次元流体力学的シミュレーションは、対流領域の進化および速度構造について、どのように予測が異なるか？
• RQ3 1次元星のモデルがPop III星に二重対流領域を予測するのはなぜか？この構造は多次元流体力学的シミュレーションでも持続するか？
• RQ4 流体力学的シミュレーションは、1次元星の進化モデルが予測する対流速度をどの程度再現できるか？
• RQ5 核反応は対流を維持するために果たす役割は何か？また、核反応が存在しない場合、温度勾配のみで対流が誘発されるのか？

主な発見

• 1.25 M⊙のPop I星では、乱流の混合により単一対流領域が急速に成長し、星の進化から約23日後にヘリウムコアへの水素の注入が発生した。
• Pop Iモデルの3次元流体力学的シミュレーションでは、対流領域にスーパー断熱的温度勾配が観察され、高分解能の力学的挙動を反映しており、過去の低分解能モデルと比較して改善された。
• 0.85 M⊙のPop III星では、二重対流領域の構造が速やかに崩壊し、対流発生後に流れが内部重力波に支配されるようになった。
• Pop IIIモデルの3次元シミュレーションでは、内側のヘリウム燃焼領域における対流速度が1次元予測のおよそ2倍に達したが、理論的期待値と合理的に整合していた。
• 核反応が存在しない状況でも、シミュレーション内で対流が自発的に発生したため、初期の温度勾配のみで対流が駆動可能であり、核反応は対流の維持に二次的役割を果たすにとどまることを示した。
• 二重対流領域の2次元および3次元シミュレーションでは、対流の流れが速やかに崩壊したため、1次元モデルが予測する二重対流領域構造は、多次元流体力学的シミュレーションにおいては安定ではない可能性があることが示唆された。