DOI: https://doi.org/10.1051/0004-6361/202556005
تاريخ النشر: 2025-08-26
المؤلف: C.T. Nguyen وآخرون
الموضوع الرئيسي: الجيولوجيا الفيزيائية عالية الضغط والمواد
نظرة عامة
في هذا القسم، يقدم المؤلفون توسيعًا لقاعدة بيانات مسارات النجوم الدوارة PARSEC v2.0، التي كانت تتضمن سابقًا مسارات لست قيم من المعدن تتراوح من دون الشمس إلى الشمس، مع معدلات دوران أولية ($\omega_i$) من غير دوارة إلى سرعات قريبة من الحرجة ($\omega_i = 0.99$) وكتل أولية تتراوح بين حوالي $0.7 M_\odot$ و $14 M_\odot$. تتضمن مجموعة البيانات الجديدة سبع مجموعات إضافية من المعدن، تتكون من خمس مجموعات منخفضة المعدن ($Z = 0.0001 – 0.002$) ومجموعتين فوق الشمسي (حتى $Z = 0.03$)، مما يؤدي إلى إجمالي حوالي 3,040 مسار (حوالي 5,500 عند تضمين المجموعات السابقة) جنبًا إلى جنب مع الإيزوكرونات الدوارة المقابلة.
كما يقدم المؤلفون طريقة لتداخل الإيزوكرونات لمعدلات الدوران غير المغطاة في مجموعة البيانات الأولية. يقومون بالتحقق من جودة النماذج الجديدة من خلال مقارنتها بمسارات من كود تطور النجوم في جنيف وضبط مخطط اللون-القدر لمجموعة النجوم المفتوحة NGC 6067. تم استخدام السرعات الدورانية المتوقعة للنجوم الأعضاء، كما تم قياسها بواسطة غايا، لتقييم دقة النتائج بشكل أكبر، بما في ذلك فحص وفرة الأكسجين السطحي مقابل البيانات الملاحظة. جميع المسارات والنماذج الجديدة المحسوبة للنجوم متاحة من خلال قواعد بيانات ومواقع ويب مخصصة.
مقدمة
تسلط المقدمة الضوء على الدور الهام للدوران في بنية النجوم وتطورها، مع التركيز على تأثيرين رئيسيين: تشويه أشكال النجوم بسبب القوى الطرد المركزي وتعزيز عمليات الخلط من خلال عدم الاستقرار الدوراني. يؤثر الأول على فوتومترية النجوم ومواقعها في مخطط اللون-القدر (CMD)، مما قد يفسر الميزات الغريبة في مجموعات النجوم الشابة والمتوسطة العمر، مثل انقسام التسلسل الرئيسي (MS) وتوقف MS الممتد. يتضمن التأثير الثاني نقل العناصر الكيميائية عبر طبقات إشعاعية مستقرة، مما يغني سطح النجوم ويطيل أعمار MS، مما يؤثر على كتلة اللب والسطوع في مراحل ما بعد MS.
تهدف الورقة إلى توسيع قاعدة بيانات PARSEC v2.0 من خلال إضافة سبع مجموعات إضافية من المعدن، موسعة النطاق من $Z = 0.0001$ إلى $0.03$. كما تقدم طريقة تداخل محسنة تسمح بإنشاء الإيزوكرونات لأي معدل دوران أولي ($\omega_i$) ضمن الفترة $0.00 – 0.99$. ستفصل الأقسام التالية الفيزياء المدخلة لمسارات النجوم، وتقدم المسارات والإيزوكرونات الجديدة المحسوبة، وتقارن النتائج مع البيانات الملاحظة من مجموعة النجوم المفتوحة NGC 6067، مما يؤدي إلى استنتاجات الورقة.
مناقشة
في هذا القسم، يناقش المؤلفون الفيزياء المدخلة والأساليب المستخدمة في نماذج تطور النجوم PARSEC v2.0، مع التركيز بشكل خاص على تأثيرات الدوران وفقدان الكتلة على تطور النجوم. تم دمج الدوران لأول مرة في PARSEC بواسطة كوستا وآخرون (2019b)، الذين أنشأوا معلمة كفاءة تجاوز اللب $\lambda_{ov} = 0.4$ للنجوم متوسطة الكتلة، مما يتوافق مع مسافة تجاوز متوسطة قدرها $d_{ov} \sim 0.2 H_P$. تصنف النماذج النجوم بناءً على كتلتها الأولية، مع تطبيق كفاءات تجاوز مميزة اعتمادًا على ما إذا كانت النجوم تحتوي على لب إشعاعي أو لب موصل بالكامل. كما يتم تفصيل معالجة الزخم الزاوي وفقدان الكتلة، مع تسليط الضوء على أن معدلات فقدان الكتلة تكون معززة في النجوم الدوارة، مع اعتماد علاقات تجريبية محددة لمجالات الكتلة المختلفة.
يتم توضيح تأثير الدوران على تطور النجوم من خلال مخطط هيرتسبرونغ-راسل، مما يظهر أن النجوم الدوارة تظهر سطوعًا متزايدًا وأعمار تسلسل رئيسي ممتدة مقارنة بنظيراتها غير الدوارة. يشير المؤلفون إلى أن النجوم متوسطة الكتلة تشهد تغييرات كبيرة في وفرة العناصر الكيميائية السطحية بسبب الخلط الدوراني، خاصة في نظائر الكربون والنيتروجين، بينما تظهر النجوم منخفضة الكتلة تأثيرات طفيفة. تختتم القسم بمقارنة مسارات PARSEC v2.0 بتلك من قواعد بيانات GENEC وMIST، مع ملاحظة الاختلافات في السطوع، ومدى الحلقة الزرقاء، واستنفاد العناصر الكيميائية بسبب التباينات في الفيزياء المدخلة ومعالجة عدم الاستقرار الدوراني. يؤكد المؤلفون على الحاجة إلى آليات خلط إضافية لإعادة إنتاج وفرة الليثيوم الملاحظة بدقة في النجوم منخفضة الكتلة، مما يشير إلى العمل المستمر لتحسين هذه النماذج.
DOI: https://doi.org/10.1051/0004-6361/202556005
Publication Date: 2025-08-26
Author(s): C.T. Nguyen et al.
Primary Topic: High-pressure geophysics and materials
Overview
In this section, the authors present an expansion of the PARSEC v2.0 rotating stellar tracks database, which previously included tracks for six metallicity values ranging from subsolar to solar, with initial rotation rates ($\omega_i$) from non-rotating to near-critical velocities ($\omega_i = 0.99$) and initial masses between approximately $0.7 M_\odot$ and $14 M_\odot$. The new dataset incorporates seven additional metallicity sets, comprising five low metallicity sets ($Z = 0.0001 – 0.002$) and two super-solar sets (up to $Z = 0.03$), resulting in a total of approximately 3,040 tracks (around 5,500 when including previous sets) along with corresponding rotating isochrones.
The authors also introduce a method for interpolating isochrones for rotation rates not covered in the initial dataset. They validate the quality of the new models by comparing them with tracks from the Geneva Stellar Evolution Code and fitting the color-magnitude diagram of the open cluster NGC 6067. The projected rotational velocities of member stars, as measured by Gaia, were utilized to further assess the accuracy of the results, including an examination of surface oxygen abundances against observed data. All newly computed stellar tracks and isochrones are made accessible through dedicated web databases and interfaces.
Introduction
The introduction highlights the significant role of rotation in stellar structure and evolution, emphasizing two primary effects: the distortion of stellar shapes due to centrifugal forces and the enhancement of mixing processes through rotational instabilities. The former affects stellar photometry and their positions in the color-magnitude diagram (CMD), potentially explaining peculiar features in young and intermediate-age stellar clusters, such as the main-sequence (MS) split and extended MS turn-off. The latter effect involves the transport of chemical elements across stable radiative layers, enriching the stellar surface and prolonging MS lifetimes, which influences core mass and luminosity in post-MS phases.
The paper aims to expand the PARSEC v2.0 database by adding seven additional metallicity sets, extending the range from $Z = 0.0001$ to $0.03$. It also introduces an improved interpolation method that allows for the generation of isochrones for any initial rotation rate ($\omega_i$) within the interval $0.00 – 0.99$. The subsequent sections will detail the input physics for the stellar tracks, present the newly computed tracks and isochrones, and compare the findings with observational data from the open cluster NGC 6067, culminating in the paper’s conclusions.
Discussion
In this section, the authors discuss the input physics and methodologies employed in the PARSEC v2.0 stellar evolution models, particularly focusing on the effects of rotation and mass loss on stellar evolution. The rotation was first integrated into PARSEC by Costa et al. (2019b), who established a core-overshooting efficiency parameter of $\lambda_{ov} = 0.4$ for intermediate-mass stars, corresponding to an average overshooting distance of $d_{ov} \sim 0.2 H_P$. The models categorize stars based on their initial mass, with distinct overshooting efficiencies applied depending on whether stars have radiative or fully convective cores. The treatment of angular momentum and mass loss is also detailed, highlighting that mass loss rates are enhanced in rotating stars, with specific empirical relations adopted for different mass ranges.
The impact of rotation on stellar evolution is illustrated through the Hertzsprung-Russell diagram, showing that rotating stars exhibit increased luminosity and extended main-sequence lifetimes compared to non-rotating counterparts. The authors note that intermediate-mass stars experience significant changes in surface chemical abundances due to rotational mixing, particularly in carbon and nitrogen isotopes, while low-mass stars show minimal effects. The section concludes with a comparison of PARSEC v2.0 tracks to those from GENEC and MIST databases, noting differences in luminosity, blue loop extent, and chemical depletion due to variations in input physics and treatment of rotational instabilities. The authors emphasize the need for additional mixing mechanisms to accurately reproduce observed lithium abundances in low-mass stars, indicating ongoing work to refine these models.