[论文解读] 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 79

一句话总结

本研究首次对一颗非旋转的60 M⊙大质量恒星从零龄主序（ZAMS）到预超新星阶段进行了自洽建模，结合恒星演化模型（日内瓦代码）与大气/风模型（CMFGEN），预测了合成光谱、测光和电离光度。关键结果为LBV相持续时间显著延长（2.35×10⁵ yr），并修正了光谱相位的寿命；恒星在核心塌缩前接近不可见，光学与红外滤镜下亮度极低。

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]

研究动机与目标

• 通过计算合成可观测量，弥合理论恒星演化模型与观测到的大质量恒星性质之间的差距。
• 研究单颗非旋转60 M⊙恒星从ZAMS到核心塌缩的光谱演化过程。
• 量化关键光谱相位（O、LBV、WR、WO）的寿命，并评估其对质量损失与风物理特性的依赖性。
• 评估通过测光演化与电离光子输出探测大质量恒星前体的可能性。
• 阐明大质量恒星光谱型转变的物理起源及其与内部演化阶段的关系。

提出的方法

• 恒星演化使用日内瓦代码建模，追踪从ZAMS到预超新星阶段的内部结构与表面参数。
• 大气与风结构使用CMFGEN代码计算，该代码在非局部热动平衡条件下模拟辐射转移。
• 在多个演化阶段生成高分辨率合成光谱与测光，以匹配可观测物理量。
• 光谱相分类基于观测到的谱线特征（如H、He、O线），而非化学丰度或温度阈值。
• 质量损失率采用Vink等人（2001）的公式计算，其中包含约21,000 K处的双稳态跃迁。
• 从合成光谱中计算电离光子率（Q0、Q1、Q2），以评估整个演化过程中电离输出的变化。

实验结果

研究问题

• RQ1 在非旋转60 M⊙恒星从ZAMS到核心塌缩的过程中，光谱相位（O、LBV、WR、WO）的寿命如何演化？
• RQ2 长寿命LBV相的形成原因是什么？其与恒星风中双稳态极限的关系如何？
• RQ3 恒星的测光演化如何影响其在超新星爆发前成像巡天中的可探测性？
• RQ4 电离光子输出（Q0、Q1、Q2）在整个恒星寿命中如何变化？其变化的驱动力是什么？
• RQ5 基于演化与大气模型联合生成的合成光谱与测光，在与观测比较方面相比以往方法提升了多少？

主要发现

• O型相持续3.22×10¹ yr，恒星在ZAMS时已表现出超巨星（光度级I）特征。
• LBV相持续2.35×10¹ yr，远长于通常假设的数万年（约0.01 Myr），这是由于质量损失穿越约21,000 K处的双稳态极限所致。
• WO相持续时间极短，仅3.80×10¹ yr，但出现在核心塌缩前极高有效温度（>100,000 K）阶段。
• 在氦核心燃烧阶段，恒星在光学与近红外滤镜中逐渐变暗，至预超新星阶段已无法被当前巡天探测到。
• 与基于化学丰度估计的值相比，WNL相持续时间缩短约20倍，而WNE相持续时间则延长了两倍。
• 电离光子率Q0在主序阶段末期前基本保持恒定（约10¹¹¹.⁵ photons/s），随后在氦核心燃烧阶段上升，并在核心塌缩前保持高位。