大质量恒星包层中超Eddington层的系统性研究

接近Eddington光度的现象被归因为大质量恒星中若干观测效应的成因。在计算上，若通过辐射携带的光度超过大质量恒星低密度包层中的局域Eddington光度，会导致数值困难，阻碍恒星模型的进一步计算。极少数大质量恒星在Humphreys-Davidson极限之外被观测到，而该极限正位于赫罗图中上述与Eddington光度相关的数值问题出现的同一区域，这一事实加剧了该问题。一维恒星演化代码须采用实用方案使大质量恒星演化通过这一计算困难阶段。本工作中，我们量化了这些方案对大质量恒星演化性质的影响。我们使用恒星演化代码MESA及大质量恒星模型的常用输入参数，在十分之一太阳金属丰度下计算了初始质量范围10–110 M$_\odot$恒星的演化。我们发现，初始质量大于或等于30 M$_\odot$的恒星模型中的数值困难导致这些模型在核心氦燃烧结束前失效。使用相同物理输入但三种不同实用方案处理数值不稳定性重新计算这些模型，我们发现恒星达到的最大径向膨胀在各组间可相差达2000 R$_\odot$，而恒星遗迹质量可相差达14 M$_\odot$。这些差异可能对双星族合成等研究产生影响。