[论文解读] Grids of stellar models with rotation - I. Models from 0.8 to 120 Msun at solar metallicity (Z = 0.014)

Sylvia Ekström, C. Georgy+10 more|arXiv (Cornell University)|Oct 23, 2011

Stellar, planetary, and galactic studies被引用 801

一句话总结

本论文展示了在太阳金属丰度（Z = 0.014）下，质量范围从 0.8 到 120 M☉ 的均匀旋转恒星演化模型网格，整合了更新的不透明度、核反应速率以及考虑爱丁顿极限和临界速度限制的质量损失方案。关键结果表明，红超巨星阶段的增强质量损失——由旋转和更高的质量损失率驱动——导致质量超过 15–20 M☉ 的恒星在赫罗图中重新演化至蓝色区域，显著改变了蓝超巨星与红超巨星的比例，并降低了形成沃尔夫-拉叶星的最小质量阈值。

ABSTRACT

[abridged] Many topical astrophysical research areas, such as the properties of planet host stars, the nature of the progenitors of different types of supernovae and gamma ray bursts, and the evolution of galaxies, require complete and homogeneous sets of stellar models at different metallicities in order to be studied during the whole of cosmic history. We present here a first set of models for solar metallicity, where the effects of rotation are accounted for in a homogeneous way. We computed a grid of 48 different stellar evolutionary tracks, both rotating and non-rotating, at Z=0.014, spanning a wide mass range from 0.8 to 120 Msun. For each of the stellar masses considered, electronic tables provide data for 400 stages along the evolutionary track and at each stage, a set of 43 physical data are given. These grids thus provide an extensive and detailed data basis for comparisons with the observations. The rotating models start on the ZAMS with a rotation rate Vini/Vcrit=0.4. The evolution is computed until the end of the central carbon-burning phase, the early AGB phase, or the core helium-flash for, respectively, the massive, intermediate, and both low and very low mass stars. The initial abundances are those deduced by Asplund and collaborators, which best fit the observed abundances of massive stars in the solar neighbourhood. We update both the opacities and nuclear reaction rates, and introduce new prescriptions for the mass-loss rates as stars approach the Eddington and/or the critical velocity. We account for both atomic diffusion and magnetic braking in our low-mass star models. [...]

研究动机与目标

• 为天体物理群体合成与星系演化研究，提供一个完整、均匀的旋转与非旋转恒星演化模型集合，覆盖广泛的恒星质量范围（0.8–120 M☉），金属丰度为太阳值（Z = 0.014）。
• 通过整合基于爱丁顿极限和临界速度限制的更新不透明度、核反应速率及质量损失方案，提升恒星模型的物理真实性。
• 研究旋转对恒星演化的影响，包括旋转混合、表面元素丰度变化及旋转速度演化。
• 探讨红超巨星阶段增强质量损失（由旋转和爱丁顿极限条件驱动）对蓝超巨星与红超巨星比例及形成沃尔夫-拉叶星所需最小质量的影响。
• 通过 CDS 和日内瓦天文台数据库，将完整的模型网格与等离子体图公开发布，供广大科学社区使用。

提出的方法

• 计算了 48 条演化轨迹（包含旋转与非旋转模型），覆盖 0.8 至 120 M☉ 的 48 种不同质量，金属丰度 Z = 0.014，每条轨迹包含 400 个演化阶段。
• 在零龄主序阶段设定初始旋转速度为临界速度的 40%（υ_ini/υ_crit = 0.4），并一致处理旋转混合与角动量输运。
• 采用基于 Asplund et al. (2005) 太阳元素混合物的更新不透明度表，并采用修订后的核反应速率。
• 实施一种新的质量损失方案，当光度接近爱丁顿极限或达到临界速度时，尤其在红超巨星阶段，显著增加质量损失。
• 在低质量模型（≤2 M☉）中应用原子扩散与磁制动，在中等与大质量恒星中包含旋转混合。
• 生成包含每阶段 43 个物理量的电子表格，支持与观测结果的详细比较，并可用于等时线拟合插值。

实验结果

研究问题

• RQ1 在太阳金属丰度下，旋转如何影响 0.8 至 120 M☉ 恒星的演化，特别是在表面丰度、旋转速度及赫罗图位置方面？
• RQ2 在红超巨星阶段，由旋转和爱丁顿极限条件驱动的增强质量损失，在多大程度上影响蓝超巨星与红超巨星的比例？
• RQ3 单颗恒星演化为沃尔夫-拉叶星所需的最小初始质量是多少？旋转如何改变这一阈值？
• RQ4 更新的质量损失方案，特别是在接近爱丁顿极限时，如何影响大质量恒星在核心氦燃烧阶段及之后的演化？
• RQ5 旋转模型能否在不依赖诸如增强对流等人为参数的情况下，同时再现观测到的主序带宽度、表面成分及旋转速度？

主要发现

• 旋转模型成功再现了整个质量范围内观测到的主序带宽度、表面丰度及旋转速度演化，表明旋转混合对于与观测的一致性至关重要。
• 在红超巨星阶段因外层光度超过爱丁顿极限而触发的增强质量损失，导致质量超过 15–20 M☉ 的恒星显著损失氢包层，并重新演化至赫罗图的蓝色区域。
• 当引入旋转时，蓝超巨星与红超巨星的寿命比从非旋转模型（Schaller et al. 1992）的 0.2 上升至 20 M☉ 模型的 1.5，以及 25 M☉ 模型的 5.3，表明蓝超巨星主导性显著增强。
• 在本研究的旋转模型中，恒星演化为沃尔夫-拉叶星的最小初始质量从 32 M☉（Schaller et al. 1992）降低至 20 M☉，与太阳金属丰度下观测到的沃尔夫-拉叶星群体一致。
• 在旋转模型中，核心氦燃烧阶段有更大比例的时间位于赫罗图的蓝色区域（Y ≲ 0.3–0.6），这是旋转混合与增强质量损失共同作用的结果，改变了大质量恒星的演化时标与最终命运。
• 该模型提供了一个自洽的框架：单一初始旋转速度（υ_ini/υ_crit = 0.4）即可在全质量范围内同时满足多个观测约束，支持模型假设的物理合理性。