[论文解读] Populations of rotating stars II. Rapid rotators and their link to Be-type stars

A. Granada, Sylvia Ekström+5 more|arXiv (Cornell University)|Mar 10, 2013

Stellar, planetary, and galactic studies被引用 7

一句话总结

本研究利用改进的日内瓦恒星演化模型，研究了接近临界旋转的快速旋转恒星，结果表明此类恒星会形成质量为 $9.4 \times 10^{-12}$ 至 $1.4 \times 10^{-7}\,M_\odot$ 的抛射盘，延伸范围为 2000–6500\,$R_\odot$，扩散 timescale 为 10–30 年——这些数值与观测到的 Be 星盘一致。结果支持 Be 星形成的 $T_{\text{eff}}$-依赖阈值，并证实初始快速旋转恒星在演化后期（如红巨星）中仍保留长期的旋转与 N/C 富集特征。

ABSTRACT

Even though it is broadly accepted that single Be stars are rapidly rotating stars surrounded by a flat rotating circumstellar disk, there is still a debate about how fast these stars rotate and also about the mechanisms involved in the angular-momentum and mass input in the disk. We study the properties of stars that rotate near their critical-rotation rate and investigate the properties of the disks formed by equatorial mass ejections. We used the most recent Geneva stellar evolutionary tracks for rapidly rotating stars that reach the critical limit and used a simple model for the disk structure. We obtain that for a 9 Msun star at solar metallicity, the minimum average velocity during the Main Sequence phase to reach the critical velocity is around 330 km/s, whereas it would be 390 km/s at the metallicity of the Small Magellanic Cloud (SMC). Red giants or supergiants originating from very rapid rotators rotate six times faster and show N/C ratios three times higher than those originating from slowly rotating stars. This difference becomes stronger at lower metallicity. It might therefore be very interesting to study the red giants in clusters that show a large number of Be stars on the MS band. On the basis of our single-star models, we show that the observed Be-star fraction with cluster age is compatible with the existence of a temperature-dependent lower limit in the velocity rate required for a star to become a Be star. The mass, extension, and diffusion time of the disks produced when the star is losing mass at the critical velocity, obtained from simple parametrized expressions, are not too far from those estimated for disks around Be-type stars. At a given metallicity, the mass and the extension of the disk increase with the initial mass and with age on the MS phase. Denser disks are expected in low-metallicity regions.

研究动机与目标

• 研究接近临界速度旋转的恒星及其形成的抛射盘的性质。
• 评估初始快速旋转如何影响恒星演化及红巨星等后期阶段的表面组成。
• 检验星团中观测到的 Be 星比例是否与 Be 现象启动的温度依赖最小旋转速率一致。
• 通过临界旋转时的简化质量损失参数化模型，估算盘的质量、大小和演化 timescale。
• 评估角动量与质量损失对 Be 星盘形成及长期变异性的影响。

提出的方法

• 采用更新的日内瓦恒星演化轨道，整合了更精确的表面速度数值处理方法，包括恒星形变与角动量输运。
• 考虑包层的角动量及其与内部的耦合，提升了总角动量演化追踪的准确性。
• 应用临界旋转时的赤道质量喷射参数化模型，估算盘的质量、延伸范围和扩散 timescale。
• 计算在不同初始质量、金属度和主序年龄下，时间平均的质量损失率和盘演化 timescale。
• 将模型预测与射电和 H$\alpha$ 研究中对 Be 星盘质量、尺寸和变异性 timescale 的观测约束进行比较。
• 在 Be 星形成的 $T_{\text{eff}}$-依赖阈值下，评估模型与星团中观测到的 Be/(B+Be) 比例的一致性。

实验结果

研究问题

• RQ1 对于质量为 9 $M_\odot$ 的恒星，在太阳金属度和 SMC 金属度下，达到临界旋转所需的最小平均表面速度是多少？
• RQ2 盘的质量、延伸范围和扩散 timescale 如何随初始恒星质量、金属度和主序年龄变化？
• RQ3 星团中观测到的 Be 星比例是否可用 Be 现象的温度依赖阈值来解释？
• RQ4 初始快速旋转的特征在红巨星和超巨星等演化恒星中能持续多长时间？
• RQ5 预测的盘特性与射电和 H$\alpha$ 研究中的观测估计相比如何？

主要发现

• 对于质量为 9 $M_\odot$ 的恒星，达到临界旋转所需的最小平均表面速度在太阳金属度下约为 330 km s$^{-1}$，在 SMC 金属度下约为 390 km s$^{-1}$。
• 由初始快速旋转恒星演化而来的红巨星和超巨星的旋转速度比缓慢旋转前身星快六倍，N/C 比值高出三倍，且在低金属度下差异更大。
• 在临界旋转时形成的盘质量范围为 $9.4 \times 10^{-12}$ 至 $1.4 \times 10^{-7}\,M_\odot$（相当于 $3 \times 10^{-6}$ 至 $4.7 \times 10^{-2}$ 个地球质量），延伸范围为 2000 至 6500 $R_\odot$，扩散 timescale 为 10–30 年。
• 预测的盘特性与射电巡天（如 Taylor et al. 1990；Clark et al. 1998）和 H$\alpha$ 研究的观测估计一致，尤其在长波段表现良好。
• 临界旋转期间的时间平均质量损失率为 $4 \times 10^{-13}$ 至 $4 \times 10^{-9}\,M_\odot\,\text{yr}^{-1}$，比某些观测估计低一个数量级，但峰值瞬时速率估算结果较为合理。
• 该模型支持 Be 现象的 $T_{\text{eff}}$-依赖下限，且观测到的星团中 Be/(B+Be) 比例与该阈值一致。