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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
銀河進化・化学進化理解の鍵を握る金属欠乏星: 須田 拓馬
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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
銀河進化・化学進化理解の鍵を握る金属欠乏星: 須田 拓馬
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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
銀河進化・化学進化理解の鍵を握る金属欠乏星: 須田 拓馬
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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
銀河進化・化学進化理解の鍵を握る金属欠乏星: 須田 拓馬
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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
銀河進化・化学進化理解の鍵を握る金属欠乏星: 須田 拓馬
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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
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
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。
銀河進化・化学進化理解の鍵を握る金属欠乏星: 須田 拓馬
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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
銀河進化・化学進化理解の鍵を握る金属欠乏星: 須田 拓馬
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(炭素過剰)金属欠乏星の起源
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。
銀河進化・化学進化理解の鍵を握る金属欠乏星: 須田 拓馬
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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)
(炭素過剰)金属欠乏星の起源
10
- Binary Mass Transfer Models
銀河進化・化学進化理解の鍵を握る金属欠乏星: 須田 拓馬
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(炭素過剰)金属欠乏星の起源
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- 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.
銀河進化・化学進化理解の鍵を握る金属欠乏星: 須田 拓馬
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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
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
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
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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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銀河進化・化学進化理解の鍵を握る金属欠乏星: 須田 拓馬
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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
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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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銀河進化・化学進化理解の鍵を握る金属欠乏星: 須田 拓馬
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