Απώλεια μάζας των ερυθρών υπεργιγάντων

Abstract

Mass loss occurs throughout all phases of stellar evolution. Red Supergiants (RSGs) are cool, evolved massive stars with initial masses in the range of approximately 8 to 30 M⊙. Their mass loss is significantly enhanced during this phase, and can affect their evolution and fate. Despite recent advances, the mass-loss mechanism remains poorly understood. Dust molecules around the RSG are formed when the expelled gas cools down enough as it moves away from the stellar atmosphere. An interplay among convection, turbulence, pulsations in the atmosphere, and radiation pressure on the dust shell is considered to drive the RSG mass loss, although there is currently no theoretical framework for calculating it. A mass-loss rate prescription is therefore crucial for understanding their evolution. Various empirical prescriptions scaled with luminosity have been derived in the literature, yielding results with a dispersion of two to three orders of magnitude. This thesis aims to re- solve these discrepancies and establish an accurate mass-loss rate relation for RSGs. First, we focused on RSGs in the Large Magellanic Cloud (LMC). We assembled a sample of 2,219 RSG candidates with ultraviolet to mid-infrared photometry. We determined the luminosity of each RSG by integrating the spectral energy distribution (SED) and the mass-loss rate using the radiative transfer code DUSTY. The average mass-loss rate is 9.3 ×10−7 M⊙ yr−1, corresponding to a dust-production rate of∼3.6 ×10−9 M⊙yr−1. We established a mass-loss rate relation as a function of luminosity and effective temperature. Furthermore, we found a turning point in the relation of mass-loss rate versus luminosity at approximately log (L/L⊙) = 4.4, indicating enhanced rates beyond this limit. We show that this enhancement cor- relates with photometric variability. We compared our results with those from the literature, finding agreement with studies that assume steady-state winds. Additionally, we examined the effect of different assumptions on our models and found that radiatively driven winds result in mass-loss rates higher by two to three orders of magnitude, and explained the discrepancies among previous studies. For grain sizes < 0.1 µm, the predicted mass-loss rates are higher by a factor of 25-30 than for larger grain sizes. Finally, we found that 21% of our sample constitutes current binary candidates. We next extended our study to RSGs in other galaxies to determine whether there is a metallicity dependence of RSG mass loss. We studied 893 RSG candidates in the Small Magellanic Cloud (SMC), 396 in NGC 6822, 527 in the Milky Way, 1425 in M31, and 1854 in M33, spanning a range of−0.7 ≲ log (Z/Z⊙) ≲ 0. We used the same approach in modelling the SEDs as in our study of the LMC. The turning point in the mass-loss rate versus luminosity relation differs by around 0.2 dex between the LMC and SMC. The mass-loss rates of the Galactic RSGs at log(L/L⊙) < 4.5 are systematically lower than those determined in the other galaxies, possibly due to uncertainties in the interstellar extinction. We find 60–70% of the RSGs to be dusty, while 14% of the LMC and 2% of the SMC RSGs are significantly dusty. The results for M31 and M33 are inconclusive because of significant blending of sources at distances above 0.5 Mpc, given the resolution of Spitzer, which compromises the mid-IR photometry. Overall, we found no strong correlation of the mass-loss rate with metallicity, but further investigation in more distant galaxies is required.

Η απώλεια μάζας συμβαίνει σε όλες τις φάσεις της αστρικής εξέλιξης. Οι ερυθροί υπεργίγαντες (RSGs) είναι ψυχροί, εξελιγμένοι αστέρες με αρχική μάζα που κυμαίνεται από 8 έως 30 M⊙. Η απώλεια μάζας τους αυξάνεται σημαντικά κατά τη διάρκεια αυτής της φάσης και μπορεί να επηρεάσει την εξέλιξη και τη μοίρα τους. Παρά τις πρόσφατες εξελίξεις στη μελέτη τους, ο μηχανισμός απώλειας μάζας παραμένει ελάχιστα κατανοητός. Τα μόρια σκόνης γύρω από τους RSGs σχηματίζονται όταν το εκπεμπόμενο αέριο κρυώνει αρκετά καθώς απομακρύνεται από την αστρική ατμόσφαιρα. Η αλληλεπίδραση μεταξύ της μεταφοράς ενέργειας, της αναταραχής, των παλμών στην ατμόσφαιρα και της πίεσης ακτινοβολίας στο κέλυφος σκόνης θεωρείται ότι οδηγεί στην απώλεια μάζας των RSGs, αν και δεν υπάρχει θεωρητικό πλαίσιο για τον υπολογισμό της ακόμη. Επομένως, η πρόβλεψη του ρυθμού απώλειας μάζας είναι σημαντική για την κατανόηση της εξέλιξής τους. Στη βιβλιογραφία έχουν προκύψει διάφορες εμπειρικές σχέσεις, με αποτελέσματα που παρουσιάζουν διασπορά δύο έως τριών τάξεων μεγέθους. Αρχικά, εστιάσαμε στα RSGs στο Μεγάλο Μαγγελανικό Νέφος (LMC). Συγκεντρώσαμε ένα δείγμα 2.219 υποψήφιων RSG με φωτομετρία από το υπεριώδες έως το μεσαίο υπέρυθρο. Προσδιορίσαμε τη φωτεινότητα κάθε RSG ενσωματώνοντας την κατανομή της φασματικής ενέργειας και το ρυθμό απώλειας μάζας χρησιμοποιώντας τον κώδικα μετάδοσης ακτινοβολίας DUSTY. Ο μέσος ρυθμός απώλειας μάζας είναι 9, 3 ×10−7 M⊙ ψρ−1, που αντιστοιχεί σε ρυθμό παραγωγής σκόνης∼3, 6 ×10−9 M⊙ψρ−1. Καθορίσαμε μια σχέση μεταξύ του ρυθμού απώλειας μάζας και της φωτεινότητας και της αποτελεσματικής θερμοκρασίας. Επιπλέον, εντοπίσαμε ένα σημείο καμπής στη σχέση μεταξύ του ρυθμού απώλειας μάζας και της φωτεινότητας σε περίπου log (L/L⊙) = 4, 4, που υποδηλώνει αυξημένους ρυθμούς πέρα από αυτό το όριο. Δείξαμε ότι αυτή η αύξηση συσχετίζεται με τη φωτομετρική μεταβλητότητα. Συγκρίναμε τα αποτελέσματά μας με αυτά της βιβλιογραφίας και διαπιστώσαμε συμφωνία με μελέτες που υποθέτουν στατικούς ανέμους. Επιπλέον, εξετάσαμε την επίδραση διαφορετικών υποθέσεων στα μοντέλα μας και διαπιστώσαμε ότι οι άνεμοι που προκαλούνται από ακτινοβολία έχουν ως αποτέλεσμα ρυθμούς απώλειας μάζας υψηλότερους κατά δύο έως τρεις τάξεις μεγέθους, και εξηγήσαμε τις αποκλίσεις μεταξύ προηγούμενων μελετών. Στη συνέχεια, επεκτείναμε τη μελέτη μας σε RSG σε άλλους γαλαξίες, προκειμένου να προσδιορίσουμε εάν υπάρχει εξάρτηση της απώλειας μάζας των RSG από τη μεταλλι- κότητα. Μελετήσαμε 893 υποψήφια RSG στο Μικρό Μαγγελανικό Νέφος (SMC), 396 στο NGC 6822, 527 στον Γαλαξία μας, 1425 στο Μ31 και 1854 στο Μ33, καλύπτοντας ένα εύρος−0, 7 ≲ log (Z/Z⊙) ≲ 0. Χρησιμοποιήσαμε την ίδια προσέγγιση στη μο- ντελοποίηση των SED όπως και στη μελέτη μας για το LMC. Το σημείο καμπής στη σχέση μεταξύ του ρυθμού απώλειας μάζας και της φωτεινότητας διαφέρει κατά περίπου 0,2 δεξ μεταξύ του LMC και του SMC. Οι ρυθμοί απώλειας μάζας των γαλαξιακών ΡΣΓ σε log(L/L⊙) < 4, 5 είναι συστηματικά χαμηλότεροι από αυτούς που προσδιορίστηκαν σε άλλους γαλαξίες. Διαπιστώσαμε ότι το 60-70% των RSG έχουν σκόνη, ενώ το 14% των RSG του LMC και το 2% των RSG του SMC είναι σημαντικά σκονισμένα. Τα αποτελέσματα για τα Μ31 και Μ33 δεν είναι καταληκτικά λόγω της σημαντικής ανάμειξης πηγών σε αποστάσεις άνω των 0,5 Mpc, δεδομένης της ανάλυσης του Spitzer, η οποία επηρεάζει τη φωτομετρία μέσης υπέρυθρης ακτινοβολίας. Δεν βρήκαμε ισχυρή συσχέτιση του ρυθμού απώλειας μάζας με τη μεταλλικότητα, αλλά απαιτείται περαιτέρω έρευνα σε πιο απομακρυσμένους γαλαξίες.