超金属欠乏星で探る 黎明期の銀河系 - naotakedayi/hds_seminar/pub/hds070322.pdfemp...
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超金属欠乏星で探る黎明期の銀河系
小宮 悠北海道大学宇宙物理学研究室
EMP star (超金属欠乏星)
• [Fe/H]≦-2.5の星を超金属欠乏星(Extremely Metal-Poor star、EMP star) と呼ぶ– 鉄の量が太陽の1/300以下
• 銀河系の形成期(Big Bangから1~10億年程度)に生まれた星の生き残りであると考えられる。
• 銀河系ハローで観測されている
– [Fe/H]<-2 の星 ~2700個[Fe/H]<-3 の星 ~400個 (Beers et al.2006)
[ ]( ) ( )( )( ) ( )( )
// log
/
Fe HFe H
Fe H
ε ε
ε ε
⎛ ⎞⎜ ⎟≡⎜ ⎟⎝ ⎠太陽
ε(Fe):Fe数密度
黎明期の宇宙
Dark Age
(WMAP) 30万年 ~10億年
銀河形成初代星形成
この時代からの生き残りであるEMP starを用いることで、
宇宙初期の星、銀河系形成について探る
EMP starの質量とその生涯
• 低質量星(<0.8M )• 大質量星(>8M ) • 中質量星
超新星爆発
中性子星 or
ブラックホールに
現在まで生存
連星系では主星の中・大質量星の影響を受ける場合もある
白色矮星に
AGB質量放出
107yr 108-9yr寿命寿命>>宇宙年齢宇宙年齢
化学進化の担い手
現在
黎明期
EMP starを用いて
初期宇宙の恒星、銀河形成を探る
• EMP survivorsの観測 (HES survey, HK survey)をEMP starの進化理論と比較
1. 連星に着目する
• 大・中質量星と低質量星の連星で、質量輸送があれば主星の特徴がEMP star に残る
2. 化学進化に着目する
• 低質量星の元になったガスには、その前世代の星の影響
目次
• EMP starに多い炭素過剰星の起源の解明– 連星系で形成
• EMP starのIMF(初期質量関数)の推定– 炭素過剰星の観測から
– 化学進化から
• EMP starの金属量分布と銀河形成のEMP starへの影響
CEMP( Carbon enhanced EMP star)
• EMP survivorでは、炭素過剰星の割合が高い(~25%)– CEMPと略称
– CEMP:[C/Fe]≧0.5のEMP星
– (EMP star以外の星では炭素星は1%)
-5 -4 -3 -2 ([Fe/H])
3
2
1
0
-1
([C/Fe])
[ ]( ) ( )( )( ) ( )( )
// log
/
C FeC Fe
C Fe
ε ε
ε ε
⎛ ⎞⎜ ⎟≡⎜ ⎟⎝ ⎠太陽
2種類のCEMPCEMP-s
s-process元素過剰
窒素も過剰
CEMP-nos
s-process元素少
窒素は過剰な星と過剰でない星がある
元の主星の質量が違った
[Ba/
Fe]
-1 -0.5 0 0.5 1 1.5 2 2.5 3□:[C/Fe], ■:[N/Fe]
3
2
1
0
-1
-2
H
CEMPの形成モデル
CEMP
3. 炭素を含む恒星風
が伴星へ降着
4. 主星は白色矮星に
2.炭素が表面に汲み
上げられる
中質量星中質量星
低質量星
C
HHe
1. Heの核反応で
炭素が合成される
主星の進化EMP starでは
内部で作られた炭素を表面に汲み上げる機構に2種類ある
Third dredge up(C richに)とHe-FDDM(C, N, s-process元素 richに)
主星の質量により組成に違い
初期質量(横軸)・金属量(縦軸)による進化の違い
0.8 1.2 1.5 3.5 7 (M☉)
[Fe/H]
-2.5
-4
Z=0
Third Dredge UpHeHe--FDDMFDDM(He(He--flash driven flash driven deep mixing)deep mixing)
Hot Hot bottom bottom burningburningCC⇒⇒NN
炭素のみ汲み上げ炭素、窒素
s-process元素が
汲み上げられる
CEMP-s CEMP-nos
He flash driven deep mixing• 0.8~3.5M☉の星:
– He shell flash が繰り返し起こり、次第に成長
– 十分な水素混入が起こるようになると汲み上げが起きる
水素混入
He燃焼による
対流層
結果
C(炭素)に加え、N(窒素)も増加
S-process元素も
増加
12C(p,γ)13N(e+,ν)13C(α,n)16O
水素層
汲み上げ
S-process
質量座標
表面対流層
時間
Suda et al. (2004)
Third dredge up• 3.5~6M☉の星:水素混入がないため、EMPではs-process形成は起きない
• 5M☉以上の星では
– Third dredge upに加えて、hot bottom burningが発生
– CNサイクルにより窒素が増加
– 最大で N/C~10
結果
Cのみ増加
5M☉以上ではN増加
種族I & II 星の場合
• Third dredge up通常の星では、炭素の増加はThird dredge upで起きる
He燃焼shell flash
水素層
S-process合成
水素混入を仮定13Cポケット
S-process元素水素の混入を仮定 (標準理論の枠内にはない)⇒ convective overshooting
radiative 13C(α,n)16O burningseed核一個あたりの中性子捕獲数は金属量に反比例して多くなる
結果
C(炭素)とS-process元素が
増加
Iben (1983)Straniero et al. (1995)
質量輸送
• 恒星風– 球対称に放出, Vwind=20km
• 降着– Bondi accretionを仮定(重力ポテンシャル>運動エネルギーなら降着)
– Windが持ち去る角運動量を、質量あたり軌道角運動と同じとして、軌道変化を計算
• 近接連星ではRoche lobe overflow
軌道半径の関数として運ばれる炭素の量が求まる
CEMPの形成条件
0.8 ~ 3.5M
CEMP-s: C, N, s-process 元素が増加
3.5 ~6M
CEMP-nos: Cのみ増加
主星の初期質量Binary Scenarioで、連星のうちCEMP starになるものの
軌道半径、主星の初期質量の範囲が決まる。
軌道半径0.5~100AU
0.8 1 1.5 2 3 5 7 (M )
(AU)
100
10
1
0.1
初期軌道半径(A
U)
検証 組成と軌道• [C/H]と周期
[C/H]
周期(日)
Giant
Dwarf太線:主星1.5M☉細線:主星3M☉
Jeans理論に従う
軌道半径一定軌道半径一定
■:giant●:Sub giant▲:Dwarf
[C/H]=0のwindが降着したと仮定
[C/H]と周期の値は、連星モデルの予測と合致
Roche lobe overflowを起こ
した星は、軌道が縮む
-1.5 -1 -0.5 0 0.5
10^5
10^4
10^3
100
10
1
検証 軌道分布
• 周期分布
一般の連星一般の連星の軌道分布の軌道分布
個数観測された
CEMP
軌道半径(AU)
連星モデルから予測される軌道半径分布は、観測された周期分布とほぼ一致。
周期が求まっていないCEMPがここに分布し
ていると思われる。
0.01 0.1 1 10 100 1000
目次
• EMP starに多い炭素過剰星の起源の解明– 連星系で形成
• EMP starのIMF(初期質量関数)の推定– 炭素過剰星の観測から
– 化学進化から
• EMP starの金属量分布と銀河形成のEMP starへの影響
Initial Mass Function (IMF)
• 形成時の星の質量の分布– 質量 m~m+dmの星の数dn=ξ(m)dm
• 金属量に伴い変化する可能性– Z=0では大質量星らしい
– EMP star (0< Z <10-2.5Z☉)では?
• Population I,II星では低質量星が多い
( )( )2
2
2.35
log log 0.221 exp : 0.72 0.33
0.7
mm M
m m
m m M
ξ−
⎧ ⎛ ⎞−⎪ − <⎜ ⎟⎪ ⎜ ⎟∝ ×⎨ ⎝ ⎠⎪
>⎪⎩ :
⊙
⊙
(Chabrier 2003)
IMFへの制限 ( I )CEMPから
観測の統計から
1. EMP starの20~25% CEMP.
2. CEMPの1/3~1/4 CEMP-nos.
中質量星が多かった
IMFが現在よりmassiveだった.
0.8~6M の星との連星
3.5~6M の星との連星
(Population II では1%)
仮定• IMFはlognormal型を仮定
• 質量比分布一様 n(q)=const. (q=m2/m1)– 主星質量m1, 伴星質量m2の連星の数χ(m1,m2)の
分布が
χ(m1,m2)dm1dm2=ξ(m1)n(q) dm1dq=ξ(m1)n(m2/m1)/m1 dm1dm2
(主星のIMFがlognormal)
• 軌道半径分布(周期分布)
• 離心率 e=0, ・連星率 50%
( )2
11 2
(log log )log exp2
md
M
mm MξΔ
⎛ ⎞−∝ −⎜ ⎟
×⎝ ⎠
Duquennoy & Mayer (1991)
( ) ( )2
2
log 4.8log ( ) exp
2 2.3P
f P day⎛ ⎞−
∝ −⎜ ⎟⎜ ⎟×⎝ ⎠
CEMP数の計算
• 先に出した領域についての積分をすれば、EMP star 中のCEMP-s, CEMP-nosそれぞれの割合が出せる
• どのようなIMFだと、観測されたCEMP-s, CEMP-nosの個数と一致するかを調べる
軌道半径分布質量比分布
( ) ( )( )
( )1
1
3.5
1 2 1 1 10.8/ / ( )M
He FDDM
A M
CEMP s A Mm n m m m dm f A dAψ ξ
−− = ∫ ∫
IMF
Mmd(M )
IMFへの制限 CEMPから
Mmd =0.5~2 M と7~15 M でCEMP-sの割合が観測(10~25%)と一致
Mmd ~10 M
EMPstar中のCEMP-s starsの割合
CEMP-nosとCEMP-sの個数比
EMPstar中のCEMP-nosstarsの割合
以上の仮定の下で、典型的な質量Mmdをパラメータと
して観測と比較すると
0.2 0.5 1 2 5 10 20
1
0.8
0.6
0.4
0.2
0
Mmd =5~11 M でCEMP-nosの割合が観測(10~25%)と一致
IMFの推定
CEMP-s の割合
が観測と一致
CEMP-s & CEMP-nos両方の割合が観測と一致
分散ΔMもパラメータにした場合
0.1 1 10 100Mmd(M )
0.8
0.6
0.4
0.2
ΔM
CEMP-nos の割合
が観測と一致
IMFへの制限(II)化学進化から
現在
Population II星
超新星⇒金属を放出
低質量星
中質量星
~~
大質量星大質量星
EMP survivor
宇宙黎明期
Z=0
AGB⇒炭素を放出
[Fe/H]=-2.5
鉄組成・炭素組成・EMP survivor数の比から
EMP populationでの大・中・低質量星数の割合を推定
~~
IMFへの制限 ( II )化学進化から
1. EMP survivorの数• HESサーベイで~1000個観測
⇒全銀河では ~4×105個 (→IMFを規格化)
2. EMP populationの放出する鉄の量
• 銀河系のガス(1011 M☉)がEMP populationの超新星によって[Fe/H]~-2.5になった
⇒~5×105 M☉の鉄
3. 炭素量• 中質量EMP starの出す炭素を含めても、平均的には、
[C/Fe]=0~0.5
IMFへの制限 鉄・炭素の量
鉄の量も賄える(Mmd>20M☉で
ΔMが小さいと鉄を作りすぎ)
炭素も主に超新星起源
黄、ピンク:CEMP starからの制限
青:鉄の生成量緑:中質量星の出す炭素量 [C/Fe]黒細線:EMP population 総質量
105 106104
0
1
0.1 3 1 3 10 30 100
0.8
0.6
0.4
0.2
ΔM
Mmd(M )
(超新星は0.07M☉の鉄を放出すると仮
108 109
仮定への依存性
• 質量比分布一様 n(q)=const.の仮定が一番不定性が大きい
• 連星系の質量分布 χ(m1,m2)– 主星と伴星の質量は独立と仮定
(両方ともlognormal分布)
χ(m1,m2)dm1dm2=2ξ(m1)ξ(m2) dm1dm2
( )2
11 2
(log log )log exp2
md
M
mm MξΔ
⎛ ⎞−∝ −⎜ ⎟
×⎝ ⎠
IMFの推定
CEMP-s の割合
が観測と一致
CEMP-nos の割合
が観測と一致
0.1 3 1 3 10 30 100
0.8
0.6
0.4
0.2
ΔM
Mmd(M )
連星系の質量は独立とした場合
Mmd=5M☉程度で
あれば鉄の量も賄える
ΔM<0.2だと炭素
を作りすぎ
105 106104
主星と伴星の質量は独立とした場合
0.8
0.6
0.4
0.2
0.1 3 1 3 10 30 100
ΔM
Mmd(M )
0
1
黎明期宇宙の恒星の構成
EMP survivorに
CEMP形成
化学進化を進める
低質量星
中質量星 大質量星
Mmd=10 M , Δm=0.4とすると
mξ(m)
m (M )0.1 1 10 100
n(q)=const.
大質量星多数
全ガス~1011M☉
のうち星になっているのは0.1%(108M☉,107個)
低質量の伴星がEMP survivorに
赤:主星のIMF緑:伴星の伴星のIMFIMF青:青:0.8M0.8M☉☉の伴の伴
星を持つ星の星を持つ星の質量分布質量分布
IMFの推定結果
• 現在よりは、重い星の多い分布
• 典型的質量は7~20 M☉(連星の質量比分布n(q)が一定と仮定した場合)
• 元々あったEMP star全体の量は~108M☉、107個
• 連星系の伴星だけが生き残っている場合が多い
目次
• EMP starに多い炭素過剰星の起源の解明– 連星系で形成
• EMP starのIMF(初期質量関数)の推定– 炭素過剰星の観測から
– 化学進化から
• EMP starの金属量分布と銀河形成のEMP starへの影響
金属量分布
• 金属量が 増える間にEMP survivorが 個生まれる
• 金属量の関数としてEMP survivorの個数分布を出すと
( )8
0.07total m dm Mξ∞
×∫( )
0.8
0 total m dmξ∫
( )( )
( )
0.8
0
80.07
totalhalo
total
m dmn Z M
m dm M
ξ
ξ∞=
×
∫∫
( ) ( ) [ / ][ / ] log10 10 Fe Hn Fe H n Z Z= ⋅ ⋅ ⋅
1
10
100
1000
10000
100000
-6 -5.5 -5 -4.5 -4 -3.5 -3 -2.5 -2
nunm
ber
[Fe/H]
Metallicity Distribution Function (MDF)
Mmd=10M☉
n(q)=const.のIMFは[Fe/H]=-4~-2.5の範囲では観測されている金属量分布とあう.
[Fe/H]<-4での
ギャップは何?
銀河形成の影響
現在のhaloと同じIMFを仮定した場合
Mmd=0.22 M☉
HES survey,HK survey
Mmd=10M☉
-6 -5 -4 -3 -2[Fe/H]
数
10000
1000
100
10
1
MDM~106M☉
Mgas~105M☉
銀河形成
最初は小さなガス雲の中で星形成が起きる Mgas~1011M☉
銀河は、小さな原銀河の合体成長によって作られたと考えられている。銀河形成を単純に2段階で考えてみる。
合体
銀河形成を考慮したMDF
3.510halo
YZ ZM
−= ≈
-∞ -3.5 [Fe/H]
数
106M☉程度の小さなハロー中では、 一発の超新星で [Fe/H]~-3.5まで汚染が進む.
MDFは図のようにな
ることが予想される
その後はone zoneと同様だと考えられる 初代星
第2世代以降
の星
1
10
100
1000
10000
100000
-6 -5.5 -5 -4.5 -4 -3.5 -3 -2.5 -2
nunm
ber
[Fe/H]
金属量0で生まれた初代星が表面汚染で[Fe/H]~-5になるとすれば観測される分布を再現できる
合体後の星たち
銀河形成を考慮したMDF
第2世代以降
の星
-6 -5 -4 -3 -2 ([Fe/H])
数
10000
1000
100
10
1
表面汚染を受けた初代星
階層的構造形成
・・・・
実際には、mini-haloの合体・降着によって成
長していく
1012 M☉
106 M☉
現在
宇宙初期
合体・成長史はExtended Press-Schechter理論から推定できる
これを反映した化学進化を計算すると
仮定
• ハローの質量・個数分布は Extended Press-Schechter 理論に従う
• 個々のハローは独立、ハロー内は一様組成
• 星形成効率 10-10/yrで一定
• 大質量星の寿命=107yr• IMF
[Fe/H]≦-2.5では、Mmd=10M☉[Fe/H]>-2.5では、Mmd=0.22M☉
という仮定でMonte Carlo simulationを実行
表面汚染の影響
• Mini-halo中では恒星の運動は遅い
– 星間物質の質量降着が大きい。Bondi accretionを仮定すると
( )( )1/ 21/3
1/32 1/3184 / 3Vir c b
vir
GM MV GM z Mr
ρ ππ
−−⎛ ⎞⎛ ⎞= = Ω ⋅ ∝⎜ ⎟⎜ ⎟⎜ ⎟⎝ ⎠⎝ ⎠
23 1
2
2Gmm V V MV
π ρ − −⎛ ⎞= × × ∝ ∝⎜ ⎟⎝ ⎠
&
Vvir: virial速度rvir: virial半径M: halo質量m: 星の質量
金属量分布関数(MDF)
しかし、初代星が大量にできすぎる
⇒初代星の形成はEMPとは異なる
1
10
100
1000
10000
100000
1e+006
1e+007
-9 -8 -7 -6 -5 -4 -3 -2
num
ber
[Fe/H]
[Fe/H]<-4でギャップ
はできる。
化学進化
-5
-4
-3
-2
-1
0
0 5 10 15 20 25 30 35 40
[Fe/
H]
z
EMP星が形成されるのは主にz>10(新しいハローが生まれ続けている時期)
属する原銀河の質量、金属量は多様
化学進化は[Fe/H]~-2.5で滞留⇒IMFの変化のため
0.1 0.2 0.5 1 (Gyr)
まとめ
EMP survivorを用いて、宇宙黎明期を探る
• CEMP star– 低金属中質量星での元素合成過程の影響
• 星の質量関数を推定– 重い星が多い分布
1. CEMP starからの制限
2. 重元素の増加過程からの制限
• 銀河形成過程の影響も探れる
質量比分布• Mass ratio distribution n(q)
– Same to single star ?
Impossible to explain the formation of CEMP star without s-process elements and too few EMP survivors.
(Duquennoy & Mayer 1991)
– OB star(1.5~5M☉)(Kouwenhovenet al. 2005)
独立
∝q0.33
∝q0.5
– 一様分布に近い
Halo star (Goldberg et al. 2005)
Main sequence(Mazeh et al. 2005)
周期分布
近傍のG-dwarfの観測ではLognormalに近い分布が
観測されている
(Duquennoy & Mayer 1991)