[论文解读] The end of super AGB and massive AGB stars I. The instabilities that determine the final mass of AGB stars

Herbert H. B. Lau, Pilar Gil-Pons+2 more|arXiv (Cornell University)|Apr 17, 2012

Stellar, planetary, and galactic studies参考文献 38被引用 34

一句话总结

本文識別出質量為7–10 M⊙的巨恆星與超大質量-AGB星中，由輻射壓驅動的不穩定性，當包層質量降至約1–2 M⊙以下時，會導致演化模型出現數值發散。此不穩定性源自鐵族元素造成的不透明度峰值，導致局部光度超過愛丁頓極限，可能觸發包層快速噴出，進而阻止太陽金屬豐度下的氧-鎳捕獲超新星的發生。

ABSTRACT

The literature is rich in analysis and results related to thermally pulsing-asymptotic giant branch (TP-AGB) stars, but the problem of the instabilities that arise and cause the divergence of models during the late stages of their evolution is rarely addressed. We investigate the physical conditions, causes and consequences of the interruption in the calculations of massive AGB stars in the late thermally-pulsing AGB phase. We have thoroughly analysed the physical structure of a solar metallicity 8.5 solar mass star and described the physical conditions at the base of the convective envelope (BCE) just prior to divergence. We find that the local opacity maximum caused by M-shell electrons of Fe-group elements lead to the accumulation of an energy excess, to the departure of thermal equilibrium conditions at the base of the convective envelope and, eventually, to the divergence of the computed models. For the 8.5 solar mass case we present in this work the divergence occurs when the envelope mass is about 2 solar mass. The remaining envelope masses range between somewhat less than 1 and more than 2 solar mass for stars with initial masses between 7 and 10 solar mass and, therefore, our results are relevant for the evolution and yields of super-AGB stars. If the envelope is ejected as a consequence of the instability we are considering, the occurrence of electron-capture supernovae would be avoided at solar metallicity.

研究动机与目标

• 探討大質量與超大質量-AGB星晚期熱脈衝-AGB模型中數值收斂失敗的物理原因。
• 解決文獻中對阻礙AGB演化計算之不穩定性缺乏關注的問題，儘管這些不穩定性在決定最終質量方面至關重要。
• 確定此不穩定性是否導致包層噴出，或僅僅增加質量流失，並評估其對白矮星形成與氧-鎳捕獲超新星的影響。
• 研究鐵族元素不透明度峰值在對流包層底部引發流體靜力不穩定性的角色。
• 評估此不穩定性對核合成產物及超大質量-AGB星最終命運的影響。

提出的方法

• 使用莫納什恆星演化程式MONSTAR，模擬太陽金屬豐度下8.5 M⊙恆星的晚期熱脈衝-AGB階段。
• 追蹤對流包層底部（BCE）的物理條件，特別是密度、溫度、光度與壓力比。
• 分析鐵族元素不透明度峰值（M殼層電子）如何導致局部能量過剩，並破壞熱平衡。
• 改變對流混合長度參數α，以延遲收斂失敗，測試其對模型穩定性的影響。
• 評估結合能剖面與速度估計，以判斷包層噴出的可能性。
• 將結果與先前關於愛丁頓極限光度與AGB演化中不穩定性的研究進行比較。

实验结果

研究问题

• RQ1 什麼物理機制導致大質量晚期AGB模型中流體靜力平衡的失效？
• RQ2 鐵族元素的不透明度峰值如何影響對流包層底部不穩定性的觸發？
• RQ3 增加混合長度參數α在多大程度上能延遲數值發散的發生？
• RQ4 此不穩定性是否可能導致快速包層噴出？對超大質量-AGB星的最終質量與殘留物有何影響？
• RQ5 在太陽金屬豐度下，此不穩定性如何影響氧-鎳捕獲超新星的發生機率？

主要发现

• 不穩定性源自鐵族元素M殼層電子造成的局部不透明度最大值，導致對流包層底部能量過剩。
• 對於8.5 M⊙模型，當包層質量約為2 M⊙時發生發散，且7至10 M⊙的恆星具有類似的不穩定性閾值。
• 局部光度超過愛丁頓極限，導致氣體壓力為負，進而使模型中流體靜力平衡失效。
• 對流包層中的速度估計超過逃逸速度，結合能剖面顯示整個包層可能被噴出。
• 若發生包層噴出，太陽金屬豐度下將避免氧-鎳捕獲超新星，顯著縮小此類事件的質量與金屬豐度範圍。
• 此不穩定性在1D流體靜力程式中可能被低估，因其無法模擬瑞利-泰勒不穩定性與膨脹期間的密度反轉。