[論文レビュー] Abundance correlations in mildly metal-poor stars

Emmanuël Jehin, Pierre Magain+4 more|arXiv (Cornell University)|Sep 30, 1998

Stellar, planetary, and galactic studies参考文献 5被引用数 9

ひとこと要約

本研究では、21個のやや金属不足な星の高分解能スペクトルを分析し、r過程、s過程、α元素間の元素組成相関を調査した。2つの明確なサブグループ（PopIIa および PopIIb）が、s元素とα元素の異なる傾向に基づいて特定され、質量の大きな星の超新星に続く中質量星の風による2段階的化学増幅モデルを支持する。星々は破壊または蒸発した球状星団から起源をもつとされる。

ABSTRACT

Accurate relative abundances have been obtained for a sample of 21 mildly metal-poor stars from the analysis of high resolution and high signal-to-noise spectra. With these accurate results, correlations between relative abundances have been searched for, with a special emphasis on the neutron capture elements. This analysis shows that the r elements are closely correlated to the alpha elements, which is in agreement with the generally accepted idea that the r-process takes place during the explosion of massive stars. The situation is more complex as far as the s elements are concerned. Their relation with the alpha elements is not linear. In a first group of stars, the relative abundance of the s elements increases only slightly with the alpha elements overabundance until the latter reaches a maximum value. For the second group, the s elements show a rather large range of enhancement and a constant (and maximum) value of the alpha elements overabundance. This peculiar behaviour leads us to distinguish between two sub-populations of metal-poor stars, namely PopIIa (first group) and PopIIb (second group). We suggest a scenario of formation of metal-poor stars based on two distinct phases of chemical enrichment, a first phase essentially consisting in supernova explosions of massive stars, and a second phase where the enrichment is provided by stellar winds from intermediate mass stars. More specifically, we assume that all thick disk and field halo stars were born in globular clusters, from which they escaped, either during an early disruption of the cluster (PopIIa) or, later, through an evaporation process (PopIIb).

研究の動機と目的

• やや金属不足な星における中性子捕獲元素（r過程およびs過程）とα元素の組成相関を調査すること。
• 観測された組成パターンが単一または複数の核合成過程によって説明可能かどうかを特定すること。
• 化学的特徴を分析し、異なる形成シナリオと結びつけることで、金属不足星の起源を探索すること。
• はく星と厚いディスク星が初期の星団破壊または後続の蒸発によって生じたという仮説を検証すること。

提案手法

• 21個のやや金属不足な星の主要な元素の正確な相対組成を測定するために、高分解能・高信噪比分光法を用いた。
• 詳細なスペクトル合成とモデル大気を用いて、鉄に対する元素比（[X/Fe]）を導出した。
• s過程、r過程、α元素間の相関を分析し、データ内のパターンおよびサブ構造を特定した。
• s元素のα元素に対する挙動に基づいて、データを2つの明確なシーケンスに分類した。
• 最初の段階が質量の大きな星の超新星によって駆動され、2番目の段階が中質量星の風によって駆動される2段階的化学増幅モデルを提唱した。
• モデルでは、すべてのフィールドのはく星と厚いディスク星が球状星団に由来すると仮定しており、PopIIa星は初期の星団破壊時に、PopIIb星は後続の蒸発によって後に放出されたとされる。

実験結果

リサーチクエスチョン

• RQ1 やや金属不足な星において、r過程およびs過程元素の組成はα元素と相関しているか？
• RQ2 観測された組成傾向は、中性子捕獲元素の単一または複数の核合成源を示唆しているか？
• RQ3 質量の大きな星と中質量星からの2段階的化学増幅シナリオが、観測された組成パターンを説明できるか？
• RQ4 データで特定された金属不足星の2つのサブグループの違いは何か？
• RQ5 フィールドのはく星と厚いディスク星の起源は、球状星団の破壊または蒸発プロセスと関連しているか？

主な発見

• r過程元素はα元素と強く線形相関を示し、r過程生成が質量の大きな星の核心崩壊超新星で起こっているという仮説を支持する。
• s過程元素はα元素と線形相関を示さず、代わりに異なる組成傾向を示す2つの明確なグループが出現する。
• 最初のグループ（PopIIa）では、α元素の過剰度が上昇するに従い、s元素の組成はわずかに増加するが、最大値に達する。
• 2番目のグループ（PopIIb）では、s元素の過剰度が広範囲にわたって強化されている一方、α元素は一定の最大過剰度を維持している。
• データは、最初に質量の大きな星の超新星による増幅、次に中質量星の風による増幅という2段階的化学増幅モデルを支持する。
• 著者らは、すべてのフィールドのはく星と厚いディスク星が球状星団に由来し、PopIIa星は初期の星団破壊時に、PopIIb星は後続の蒸発によって後に放出されたと提唱する。