剖析大质量恒星半径金属性依赖背后的微观物理机制

理解大质量恒星在整个演化过程中的半径，对于回答从主序上的双星相互作用到超新星前半径等大量恒星物理问题十分重要。决定恒星半径的一个重要因素是其质量中比氦更重的元素所占比例（金属性，$Z$）。然而，金属性通过若干不同的微观物理过程进入恒星演化，且哪个过程占主导会随恒星演化阶段以及 $Z$ 的整体大小而改变。我们利用 15M$_{\odot}$ MESA 模型进行了一系列数值实验，分别将进入辐射不透明度、状态方程和核反应网络的金属性加倍，以隔离各自对恒星半径的影响。我们分别探讨了以两个金属性值为中心的模型：一个接近太阳金属性 $Z=0.02$，另一个亚太阳金属性 $Z\sim10^{-3}$，并考虑了从主序结束到碳核耗尽数个关键时期。我们发现，对于太阳金属性模型，在多数时期由不透明度进入的金属性占主导，平均贡献了恒星半径总变化的 $\sim$60 - 90%。在亚太阳 $Z$ 模型中，核反应在多数时期有更大影响（$\sim$50 - 70%）。此处引入的方法可更普遍地用于将已知的微观物理误差传播到包括恒星半径在内的宏观物理观测量不确定性中。