[论文解读] Abundance anomalies in pre-main-sequence stars: Stellar evolution models with mass loss

M. Vick, G. Michaud+2 more|arXiv (Cornell University)|Nov 8, 2010

Stellar, planetary, and galactic studies参考文献 34被引用 20

一句话总结

本文表明，A型和F型前主序星中，原子扩散与微弱的质量损失相结合，可重现观测到的表面元素异常，例如HAeBe星和年轻Ap/Bp星中的异常。模型显示，近表面的化学分离可在数百万年内导致可检测到的异常，挑战了湍流对这些效应的必要性，表明质量损失调节异常幅度，但并非其产生的必要条件。

ABSTRACT

The effects of atomic diffusion on internal and surface abundances of A and F pre-main-sequence stars with mass loss are studied in order to determine at what age the effects materialize, as well as to further understand the processes at play in HAeBe and young ApBp stars. Self-consistent stellar evolution models of 1.5 to 2.8Msun with atomic diffusion (including radiative accelerations) for all species within the OPAL opacity database were computed and compared to observations of HAeBe stars. Atomic diffusion in the presence of weak mass loss can explain the observed abundance anomalies of pre-main-sequence stars, as well as the presence of binary systems with metal rich primaries and chemically normal secondaries such as V380 Ori and HD72106. This is in contrast to turbulence models which do not allow for abundance anomalies to develop on the pre-main-sequence. The age at which anomalies can appear depends on stellar mass. For A and F stars, the effects of atomic diffusion can modify both the internal and surface abundances before the onset of the MS. The appearance of important surface abundance anomalies on the pre-main-sequence does not require mass loss, though the mass loss rate affects their amplitude. Observational tests are suggested to decipher the effects of mass loss from those of turbulent mixing. If abundance anomalies are confirmed in pre-main-sequence stars they would severely limit the role of turbulence in these stars.

研究动机与目标

• 研究原子扩散与质量损失是否可解释前主序（PMS）星中观测到的元素异常。
• 确定表面元素异常在PMS演化过程中首次出现的时间尺度。
• 检验质量损失或湍流是否为辐射区中原子扩散的主要竞争过程。
• 评估在V380 Ori和HD72106等双星系统中化学分离的作用，其中主星金属丰度较高，伴星则正常。
• 评估对恒星演化模型和大气校准的影响，特别是在观测到的磁场和年轻恒星吸积现象的背景下。

提出的方法

• 针对1.5至2.8 M☉的A型和F型恒星，计算了包含OPAL消光数据库中所有元素辐射加速度的原子扩散恒星演化模型。
• 引入质量损失率5×10⁻¹⁴至10⁻¹³ M☉ yr⁻¹，以模拟PMS阶段的微弱、持续的质量损失。
• 模型从PMS阶段演化至主序，追踪表面和内部元素丰度随时间的变化。
• 将模型与HAeBe星及V380 Ori和HD72106等双星系统的观测表面丰度进行比较。
• 在不同深度分析化学分离，特别是log ΔM/M* ≈ -5至-6附近，以评估其在表面异常形成中的作用。
• 考虑磁场、吸积和旋转的影响作为次要因素，尽管由于复杂性和参数约束不足，未进行完整建模。

实验结果

研究问题

• RQ1 在前主序A型和F型恒星中，原子扩散与质量损失导致的元素异常在多大年龄首次出现？
• RQ2 微弱质量损失是否可解释HAeBe星和年轻Ap/Bp星中观测到的表面元素异常，而无需强湍流？
• RQ3 为何某些双星系统如V380 Ori和HD72106中观测到主星金属丰度较高而伴星化学正常？这能否由扩散和质量损失解释？
• RQ4 原子扩散、质量损失与对流之间的相互作用如何影响表面元素异常的出现时间尺度和幅度？
• RQ5 能否在不引入强湍流混合等奇异过程的前提下，使PMS星的观测元素模式与原子扩散模型相容？

主要发现

• 在微弱质量损失存在的情况下，原子扩散可重现前主序A型和F型星中的观测元素异常，包括HAeBe星和年轻Ap/Bp星中的异常。
• 元素异常可在前主序阶段数百万年内出现，首次出现的年龄取决于恒星质量，对于2.8 M☉的恒星，异常在3–5 Myr内即可被探测到。
• 双星系统如V380 Ori和HD72106中主星金属丰度高而伴星正常的现象，与原子扩散和质量损失一致，而非湍流作为主要机制。
• 质量损失调节表面元素异常的幅度，但并非其形成所必需；即使仅靠扩散本身，也能在前主序阶段产生异常。
• PMS星的观测元素模式与湍流模型不相容，因为湍流模型无法在前主序阶段产生异常，从而挑战了湍流在这些恒星中作用的必要性。
• 提出了观测测试以区分质量损失与湍流混合的影响，其中星震学与精确的元素丰度测量是关键工具。