现代恒星模型中的累积物理不确定性 II：对化学成分的依赖性

我们扩展了关于输入物理不确定性对低质量恒星演化影响的研究。我们分析了影响恒星轨迹的累积物理不确定性对化学成分的依赖性。通过在当前不确定性范围内改变以下物理输入：$^1$H(p,$\nu$e$^+$)$^2$H、$^{14}$N(p,$\gamma$)$^{15}$O 和三重$\alpha$反应速率、辐射和不透明度、中微子能量损失以及微观扩散速度，我们计算了超过 6000 条恒星轨迹和等时线，金属丰度范围从 Z = 0.0001 到 0.02。分析采用拉丁超立方抽样设计进行。我们以统计方式检验了转折點 (TO) 光度、中心氢耗尽时间 ($t_H$)、红巨星支 (RGB) 顶端的光度和氦核质量，以及 RR Lyrae 区域零龄水平支 (ZAHB) 光度对物理输入变化的依赖性。对于恒星轨迹，Z 从 0.0001 增加到 0.02 导致 TO 光度的累积物理不确定性从 0.028 dex 变为 0.017 dex，而$t_H$的全局不确定性从 0.42 Gyr 增加到 1.08 Gyr。对于 RGB 顶端，光度的累积不确定性几乎保持在 0.03 dex 不变，而氦核质量的不确定性则从 0.0055 $M_\odot$减小到 0.0035 $M_\odot$。ZAHB 光度误差对 Z 的依赖性是非单调的，其值在 Z = 0.0005 时的最小值 0.036 dex 到 Z = 0.0001 时的最大值 0.047 dex 之间变化。关于 12 Gyr 的恒星等时线，预测的 TO 光度和质量的累积物理不确定性分别从 0.012 dex 增加到 0.014 dex，从 0.0136 $M_\odot$增加到 0.0186 $M_\odot$。因此，对于典型的银河系球状星团年龄，由 TO 光度推断的年龄不确定性从 325 Myr 增加到 415 Myr。