[論文レビュー] Abundance gradients and their evolution in the Milky Way disk

J. L. Hou, Nikos Prantzos+1 more|arXiv (Cornell University)|Jul 12, 2000

Stellar, planetary, and galactic studies参考文献 1被引用数 3

ひとこと要約

本研究では、銀河のディスクにおける化学的進化モデルを用いて、ヘリウムから亜鉛までの12元素の観測された元素比勾配を再現した。その結果、特にM92の超新星残骸の生成物が、中質量星を介さずに炭素の生成を説明できることが示されたが、窒素の生成には中質量星のような追加の源が必要であることがわかった。モデルは、『内側から形成』（inside-out）のシナリオに従い、時間の経過とともに勾配が平坦化することを予測しており、内側領域の元素比散らばりは外側領域よりも小さい。

ABSTRACT

Based on a simple, but fairly successful, model of the chemical evolution of the Milky Way disk, we study the evolution of the abundances of the elements He, C, N, O, Ne, Mg, Al, Si, S, Ar and Fe. We use metallicity dependent yields for massive stars with and without mass loss. We find that most observed abundance profiles are correctly reproduced by massive star yields, but C and N require supplementary sources. We argue that massive, mass losing stars can totally account for the abundance profile of C, while intermediate mass stars are the main source of N; in both cases, some conflict with corresponding data on extragalactic HII regions arises, at least if current observations in the Galaxy are taken at face value. The observed behaviour of Al is marginally compatible with current massive star yields, which probably overestimate the ``odd-even'' effect. We also find that the adopted ``inside-out'' formation scheme for the Milky Way disk produce abundance profiles steeper in the past. The corresponding abundance scatter is smaller in the inner disk than in the outer regions for a given interval of Galactic age.

研究の動機と目的

• 現在の質量の大きな星の生成物が、複数の元素について銀河ディスクにおける観測された元素比勾配を再現できるかどうかを検証すること。
• 外部銀河におけるHII領域の傾向と食い違う点を踏まえ、中質量星が窒素生成に果たす役割を調査すること。
• 特に、過去には勾配が急だったのではという仮説を検証し、時間経過に伴う元素比勾配の進化を調べること。
• 『内側から形成』のシナリオが、元素比散らばりと勾配の急さに与える影響を評価すること。
• 現在の生成物が観測された元素比（例：C/O、N/O）と整合するかどうかを評価し、外部銀河データとの矛盾を解消すること。

提案手法

• 研究では、135億年間のディスク進化を模擬するため、径方向に変化する降着および星形成 timescale を持つ化学的進化モデル（BP99）を用いた。
• ヘリウムから亜鉛までの元素について、質量損失を伴う・伴わない質量の大きな星の金属量依存生成物（特にM92およびWW95の生成物）を組み込んだ。
• モデルは、星形成が内側ディスクから始まり、時間の経過とともに外側へ広がる『内側から形成』のスキームを仮定している。
• 元素比勾配は、dlog(X/H)/dRとして計算され、HII領域、B型星、および惑星状星雲からの観測データと比較された。
• 核融合生成起源の予測を検証するため、ガラクティック中心からの半径関数としての元素比（例：C/O、N/O、Ne/O）を評価した。
• 年齢分散に基づく、異なるガラクティック中心からの半径における元素比散らばりを分析し、内側ディスクで散らばりが小さいというモデルの予測を検証した。

実験結果

リサーチクエスチョン

• RQ1 現在の質量の大きな星の生成物は、銀河ディスクにおける酸素、炭素、窒素、ネオン、マグネシウム、アルミニウム、ケイ酸、硫黄、アルゴン、鉄の観測された元素比勾配を再現できるか？
• RQ2 観測された炭素および窒素の元素比プロファイルが、質量の大きな星の生成物以外に追加の核生成源を要する理由は何か？
• RQ3 外部銀河におけるHII領域で観測されたC/OおよびN/Oの金属量に伴う増加傾向は、銀河のデータと整合するか？
• RQ4 銀河ディスクにおける元素比勾配は、時間の経過とともに平坦化したのだろうか？『内側から形成』のモデルはこの進化を説明できるか？
• RQ5 惑星状星雲における観測された元素比散らばりは、モデルの予測（内側ディスクで散らばりが小さい）を支持するか？

主な発見

• モデルは、若い対象物の観測と整合するdlog(O/H)/dR ≈ -0.06 dex kpc⁻¹の酸素元素比勾配を再現した。
• 質量の大きな星の生成物（M92）は、ディスク全体にわたる炭素生成を完全に説明でき、中質量星を主な源とする必要はないと示された。
• 窒素生成には追加の源が必要であり、観測と予測のN/O勾配の不一致を踏まえ、中質量星が最も妥当な候補である。
• 『内側から形成』のシナリオに従い、時間の経過とともに元素比勾配が徐々に平坦化するというモデルの予測があり、過去には勾配が急だったと考えられる。
• ある年齢区間において、内側ディスクの元素比散らばりは外側領域よりも小さくなると予測され、これは惑星状星雲のデータに基づく検証可能な予測である。
• モデルは、アルミニウムの元素比が現在の質量の大きな星の生成物とわずかに整合することを示したが、核生成における「奇数・偶数効果」をやや過剰に予測している可能性がある。