[論文レビュー] The evolution of massive stars and their spectra I. A non-rotating 60 Msun star from the zero-age main sequence to the pre-supernova stage

J. H. Groh, G. Meynet+2 more|arXiv (Cornell University)|Jan 28, 2014

Stellar, planetary, and galactic studies参考文献 100被引用数 79

ひとこと要約

本研究は、ゼロ・エイジ・メインシーケンス（ZAMS）から超新星前段階まで、非回転60 M⊙質量の巨大星を初めて自己無撞着にモデル化した。星の進化モデル（Genevaコード）と大気・風モデル（CMFGEN）を組み合わせ、合成スペクトル、光度測定、電離放射線を予測した。主な結果として、長期間にわたるLBV相（2.35×10⁵ yr）と再評価された分光的相の寿命が得られ、星はコア・コラプス直前に光学的・赤外線フィルターで検出不能なほどに明るさを失う。

ABSTRACT

For the first time, the interior and spectroscopic evolution of a massive star is analyzed from the zero-age main sequence (ZAMS) to the pre-supernova (SN) stage. For this purpose, we combined stellar evolution models using the Geneva code and atmospheric models using CMFGEN. With our approach, we were able to produce observables, such as a synthetic high-resolution spectrum and photometry, aiding the comparison between evolution models and observed data. Here we analyze the evolution of a non-rotating 60 Msun star and its spectrum throughout its lifetime. Interestingly, the star has a supergiant appearance (luminosity class I) even at the ZAMS. We find the following evolutionary sequence of spectral types: O3 I (at the ZAMS), O4 I (middle of the H-core burning phase), B supergiant (BSG), B hypergiant (BHG), hot luminous blue variable (LBV; end of H-core burning), cool LBV (H-shell burning through the beginning of the He-core burning phase), rapid evolution through late WN and early WN, early WC (middle of He-core burning), and WO (end of He-core burning until core collapse). We find the following spectroscopic phase lifetimes: 3.22e6 yr for the O-type, 0.34e5 yr (BSG), 0.79e5 yr (BHG), 2.35e5 yr (LBV), 1.05e5 yr (WN), 2.57e4 yr (WC), and 3.80e4 yr (WO). Compared to previous studies, we find a much longer (shorter) duration for the early WN (late WN) phase, as well as a long-lived LBV phase. We show that LBVs arise naturally in single-star evolution models at the end of the MS when the mass-loss rate increases as a consequence of crossing the bistability limit. We discuss the evolution of the spectra, magnitudes, colors, and ionizing flux across the star's lifetime, and the way they are related to the evolution of the interior. [abridged]

研究の動機と目的

• 理論的星の進化モデルと観測された巨大星の性質の間のギャップを埋めるために、合成観測量を計算すること。
• ZAMSからコア・コラプスまでの一様な非回転60 M⊙星の分光的進化を調査すること。
• 主な分光的相（O、LBV、WR、WO）の寿命を定量化し、質量放出および風の物理に依存する度合いを評価すること。
• 光度測定の進化と電離光子出力を用いて、巨大星の駆体の検出可能性を評価すること。
• 巨大星における分光的タイプの変遷の物理的起源を明らかにし、内部進化段階と関連付けること。

提案手法

• 星の進化はGenevaコードを用いてモデル化され、ZAMSから超新星前段階まで内部構造と表面パラメータを追跡した。
• 大気および風の構造はCMFGENコードを用いて計算され、非局所的熱平衡（non-LTE）条件下での放射輸送をモデル化した。
• 複数の進化段階で合成高分解能スペクトルおよび光度測定を生成し、観測可能な量に一致させた。
• 分光的相分類は、化学組成や温度の閾値ではなく、観測された分光的特徴（例：H、He、O線）に基づいた。
• 質量放出率はVinkら（2001）のレシピを用い、約21,000 Kでの二重安定性ジャンプを含んだ。
• 合成スペクトルから電離光子率（Q0、Q1、Q2）を計算し、進化に伴う電離出力を評価した。

実験結果

リサーチクエスチョン

• RQ1 非回転60 M⊙星がZAMSからコア・コラプスまでに至る過程で、分光的相（O、LBV、WR、WO）の寿命はどのように変化するか？
• RQ2 長期間にわたるLBV相の形成原因は何か？また、星風における二重安定性限界（~21,000 K）とどのように関係しているか？
• RQ3 星の光度測定の進化は、爆発前画像調査における検出可能性にどのように影響するか？
• RQ4 電離光子出力（Q0、Q1、Q2）は星の生涯を通じてどのように変化し、その変化の原因は何か？
• RQ5 進化モデルと大気モデルを統合した合成スペクトルおよび光度測定は、観測との比較をどの程度改善するか？

主な発見

• O型相は3.22×10¹年間続いたが、ZAMS時点で既に超巨星（光度クラスI）の特徴を示していた。
• LBV相は2.35×10¹年間続いたが、一般的に想定される数万年（数×0.01 Myr）よりも著しく長く、約21,000 Kでの質量放出が二重安定性限界を通過することに起因する。
• WO相は短命で、3.80×10¹年間しか続かなかったが、コア・コラプス直前に非常に高い効果温度（>100,000 K）で発現した。
• ヘリウムコア燃焼段階を通じて、星は光学的および近赤外フィルターで徐々に暗くなり、超新星前段階では現在の調査では検出不能になった。
• 化学組成に基づく推定と比較して、WNL相の持続時間は約20倍短縮された一方、WNE相の持続時間は2倍に延びた。
• 電離光子率Q0は主系列の終焉までほぼ一定（10¹¹¹.⁵ photons/s）を維持したが、ヘリウムコア燃焼段階で増加し、コア・コラプス直前まで高い水準を維持した。