rironkon 20171227 suda - 東京大学/28 銀河考古学 3 mini-halos ~106 m main sequence stars...

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銀河進化・化学進化理解の鍵を握る金属欠乏星

須田拓馬（東大RESCEU）

1

理論墾シンポジウム２017

東大マーク集 2

3-東大マーク　基本型〈タテ〉

基本型〈タテ〉

03 04 05 06 07 08 09 10 11 12 13 14 15

15mm

東大マークには、使用時の最小サイズが設定されています。本項で示された最小サイズ以下で使用すると、東大マークの再現性を著しく損なう恐れがあり、表示を正確に伝達するこ

とができなくなります。この最小使用サイズは、東大マークの印刷物における再生上の規定です。使用する媒体の特性やスペース等を十分に検討し、最適のサイズで使用してくださ

い。また、印刷方式、媒体の条件などによってもマークの再現性が異なることについても注意が必要です。

最小サイズ

01 02

銀河進化・化学進化理解の鍵を握る金属欠乏星: 須田拓馬

東京大学 2017/12/27

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Contents

• 銀河系ハローにある金属欠乏星の起源について（レビュー）

• 金属欠乏星のリチウム問題（最近の研究）

2


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銀河考古学

3

Mini-halos ~106 M☉

Main Sequence stars

NGC2440 : from HST Crab nebula : from SubaruRed Giants

Supernovae

Supernova Remants

Planetary Nebulae White Dwarfs

Protostars

Molecular Clouds

First Stars No elements

heavier than lithium

Metal-deficient stars = ancient stars

Current Milky Way

Stars

MW

Dwarf galaxies

Galactic Archaeology

Near Field Cosmology


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銀河考古学の主要な問題• Can we find the first (Population III) stars in our Galaxy?

• formation of low-mass Pop. III stars. • detectability of Pop. III survivors.

• How can we understand the synthesis of elements in stars? • stars with peculiar abundances like

• carbon-enhanced metal-poor stars • stars with unusual abundance patterns for neutron-capture elements • stars showing anomalously enhanced/depleted alpha-elements

• What is the star formation history in the early Galaxy? • initial mass function of Pop. III stars or low-metallicity stars

• How is our Galaxy formed? • dwarf galaxies in the local group are building blocks of our Galaxy?

4

和南城

細川, 千秋

平居


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初代星探査の歴史

5

1948:Gamov Big Bang ⇒ primordial nucleosynthesis

[Fe/H]

Bond survey [Fe/H]~-2.6 HK survey

(1985:1992) HE survey (1990:2001)

1950 19801960 20001970 1990 2010

0

-1

-2

-3

-4

-5

-6

-7

HD140283: [Ca/H]=-1.9 [Fe/H]=-1.2 (-2.5)Chamberlian & Aller (1951)

Bond(1970,1980)

G64-12 [Fe/H]=-3.5(-3.28)

Carney & Peterson (1981)

CD-38°245 [Fe/H]=-4.5(-4.01)Bessel & Norris (1984)

G77-61 [Fe/H]=-5.6 (-4.03)

Gass et al. (1987)

no stars below [Fe/H]<-3 Bond (1981)

HE0107-5240 [Fe/H]=-5.3

Christlieb et al. (2002)

SDSS J102915+172927 [Fe/H]=-4.99Caffau et al. (2011)

HE0557-4840 [Fe/H]=-4.75Norris et al. (2007)

HE1327-2326 [Fe/H]=-5.6Frebel et al. (2005)

2020

SEGUE, Skymapper (~2010-)

SMSS J0313-6708 [Fe/H]<-7Keller et al. (2014)Initial measurement

corrected value


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-1

0

1

2

3

4

5

6350040004500500055006000650070007500

log

g [c

gs]

Teff [K]

0 <= [Fe/H]-1 <= [Fe/H] < 0

-2 <= [Fe/H] < -1-3 <= [Fe/H] < -2-4 <= [Fe/H] < -3-5 <= [Fe/H] < -4

[Fe/H] < -5

色-等級図上での金属欠乏星の分布

6

Z=0[Fe/H]=-5[Fe/H]=-4[Fe/H]=-3[Fe/H]=-2

saga

saga

saga

saga

saga

saga

saga

saga

0. 基本コンセプト星（の標本），あるいはバイナリのデータが並んでいるようなイメージ薄い色の円の配列が Sの文字や，あるいは銀河の渦の腕に見えたり，また円のすき間の白いところを輝く星に見立ててもらえたり，といったことを期待している

sagasaga

2. 文字のバリエーション

3. 色のバリエーション青系の色は天文関係のロゴなどでよく使われるので，差別化してみる？緑は北大っぽいイメージ？

sagasaga

saga saga

saga

saga

http://sagadatabase.jp TS+08, 11, 17


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炭素過剰金属欠乏星

7

CEMP fraction vs. metallicity

TS+13

0.0

0.1

0.2

0.3

0.4

0.5

0.6

-6 -5 -4 -3 -2 -1 0

Freq

uenc

y of

C-r

ich

star

s

[Fe/H]

SAGASEGUE, Outer haloSEGUE, Inner halo

[Fe/H]

Freq

uency of C-rich stars

-2.0

-1.0

0.0

1.0

2.0

3.0

4.0

5.0

-8.0 -7.0 -6.0 -5.0 -4.0 -3.0 -2.0 -1.0 0.0 1.0

1498 unique stars

[C/F

e]

[Fe/H]

MPEMPCrich

CEMPCEMP-s

CEMP-no

Carbon enhancement vs. metallicity

Carbon-Enhanced Metal-Poor Stars

CEMP-s: s-process元素(Ba等)の増大した星 CEMP-no: s-process元素の増大なし

[Fe/H]=log(XFe/XH)-log(XFe/XH)◉ • [Fe/H]=0 : solar value • =-∞ : Pop. III

Extremely Metal-Poor

C-Enhanced

cf. Aoki+07, Yoon+16

saga

saga

saga

saga

saga

saga

saga

saga


sagasaga



sagasaga

saga saga

saga

saga

金属量が小さいほどCEMP星の割合は増加。 CEMPのサブグループにも違いが見られる。


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（炭素過剰）金属欠乏星の起源

8

- Mixing and Fallback Supernova Models

Umeda+Nomoto03 Iwamoto+05

Mixing RegionFallback (0.002% ejected)

Fallback (0.0087% ejected)Fallback (0.012% ejected)

faster mixing (HE1327-2326) x30 larger diffusion coefficientUmeda+03, Iwamoto+05, Tominaga+07, Nomoto+13,

Ishigaki+14, Takahashi+14


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9

- Fast Rotating Massive Stars

core H-burning core He-burning wind+ISM -> clumps

BH without supernova supernova explosionMeynet+10

Meynet+06, 10, Maeder+15ab, Choplin+16, 17ab

回転による物質混合表面のCNO増加によるmass loss

元素合成を反映したclump生成

爆発しないのでclumpが生き残る。

jet爆発でclumpが生き残る。


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Z=0

-5

-4

-3

-2

-1

0.8 1.0 1.2 1.5 2.0 2.5 3.0 4.0 5.0 6.0 7.0 8.0 9.0

[Fe/H

]

Mini

Case I

Case II

Case II’

Case IV’ C burning

Case III

0.1

10-5 10-80

0.1 10-210-3

10-510-6 010-7

Case IV

10-2

CH stars (Population I, II)

Population III

CEMP-s CEMP-no

TS+Fujimoto10, see also Fujimoto+00

He-Flash Driven Deep Mixing: H-ingestion into the He-flash convective zone

He-FDDM

Ritossa et al. (1999)Gil-Pons & Doherty (2010)


10

- Binary Mass Transfer Models


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11

- Binary Mass Transfer Models

TS+04, 10, 13, Komiya+07, 09, 10, 15, Nishimura+09

C, N, s-elements

CEMP星の割合が連星パラメターによって決まる。=>連星種族合成初期質量関数連星の質量比分布連星の周期分布

連星形成=>重力波天体

須田：天文月報2018 銀河進化・化学進化理解の鍵を握る金属欠乏星: 須田拓馬

Umeda+Nomoto03

Meynet+06

（炭素過剰）金属欠乏星の起源• Mixing and fallback models • Mixing regionとfallback parameterを調整することで多くの金属

欠乏星の組成パターンを説明可能。(Tominaga+14) • faint supernovaから次世代の星を作ることができるかどうか議論

されている。(Chiaki+16,17) • すべてのPop. IIIをfaint supernovaと仮定した場合の[C/Fe]と[Fe/

H]分布との比較が行われている。(Cooke+Madau14)

TS+04

• Binary mass transfer models • 連星モデルから星のIMFを予言。(Komiya+07) • 金属欠乏AGB星に特有な物質混合(Fujimoto+90,00, Cassisi+96,

Schlattl+02, TS+04,07,10, Campbell+08, Iwamoto+04,09, Lau+09, Lugaro+12)

• CEMP(-no)星は連星に属していないという観測結果。(Starkenburg+14, Hansen+16) • HE0107-5240では連星周期150年を予言。(TS+04)

• 鉄組成の星間降着は難しい。(Tanaka+17) • 星間、銀河間降着によるPop.IIIの表面汚染。(Komiya+16)

• Fast rotating massive star (FRMS) models • すべてのPop.IIIがFRMSだと仮定して化学進化モデルの計算。

(Chiappini+06) • Li組成や12C/13C比を説明するためにmixing parameterを調整。

(Choplin+17)

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金属欠乏星のリチウム問題

13

共同研究者: 斎藤貴之(東工大) 森谷友由希(Kavli IPMU) 茂山俊和 (東大RESCEU)

基盤(C)「連星系での超新星爆発の影響を受けた星の熱進化」 TS, T. R. Saitoh, Y. Moritani, & T. Shigeyama, in prep.


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-1

0

1

2

3

4

-8 -7 -6 -5 -4 -3 -2 -1

log ε

(Li)

[Fe/H]

Red giantsSubgiants

Turnoff

Li Problems

14

Excluded stars with [Fe/H] > -1 Excluded dwarfs (Teff > 5818 K and log g > 4.0)

fragile element burn at 2.5x106 K

saga

saga

saga

saga

saga

saga

saga

saga


sagasaga



sagasaga

saga saga

saga

sagalogε(X)=12+log(X/XH)

•logε(Li) ◉=1.05 (photosphere)

• 3.26 (meteorite)

Spite plateau

good diagnosis for surface contamination

super Li-rich giants

Big Bang Nucleosynthesis(e.g. Cyburt+15)

(Spite+82)


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Super Li-rich stars by LAMOST + Subaru

15

The Large Sky Area Multi-Object Fibre Spectroscopic Telescope (LAMOST) による候補天体の選定とすばるHDSによるフォローアップ観測。 12個のLi-rich starsを発見。進化段階によらずに分布。球状星団でも発見済み。 (Koch+11, Kirby+16)

表面のLi層(~0.03M◉)が巨星段階の対流層(~0.4M◉)で希釈されると解釈可能。 RGB bump以降のextra mixingとの関連は不明。 (Lind+09)

Li増大の機構は不明。惑星降着, extra mixing, etc.

H.N.-Li, W. Aoki, T. Matsuno, Y. Buharat-Kumar, J. Shi, TS, G. Zhao, submitted to ApJL


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非公開


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非公開

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非公開

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非公開

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非公開

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非公開

22

非公開

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非公開

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非公開

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非公開

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非公開

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非公開

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Summary• 超金属欠乏星には炭素過剰を示す星が多く、その起源を説明するシナリオが3つ提案されている。 • Mixing and fallback models • Fast rotating massive star models • Binary mass transfer models

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非公開

rironkon 20171227 suda - 東京大学/28 銀河考古学 3 mini-halos ~106 m main sequence stars...

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