[論文レビュー] Contribution of collapsars, supernovae, and neutron star mergers to the evolution of r-process elements in the Galaxy

Yuta Yamazaki, Toshitaka Kajino+4 more|arXiv (Cornell University)|Feb 11, 2021

Gamma-ray bursts and supernovae参考文献 1被引用数 5

ひとこと要約

本研究では、超新星爆発（CCSNe）、中性子星合体（NSMs）、およびコラプサーを天体物理的源として用いて、r過程元素の銀河化学進化をモデル化する。CCSNeとコラプサーが短い時標識により初期のr過程生成を支配するのに対し、NSMsは本質的に遅延しており、[Fe/H] ≥ -1.5 でさえも太陽系のr過程元素に1%未満の寄与しか示さない。これは避けられない合体時標識分布に起因する。

ABSTRACT

We study the evolution of rapid neutron-capture process (r-process) isotopes in the Galaxy. We analyze relative contributions from core collapse supernovae (CCSNe), neutron star mergers (NSMs) and collapsars under a range of astrophysical conditions and nuclear input data. Although the r-process in each of these sites can lead to similar (or differing) isotopic abundances, our simulations reveal that the early contribution of r-process material to the Galaxy was dominated by CCSNe and collapsar r-process nucleosynthesis, while the NSM contribution is unavoidably delayed even under the assumption of the shortest possible minimum merger time.

研究の動機と目的

• 核重合超新星（CCSNe）、中性子星合体（NSMs）、およびコラプサーが、r過程元素の銀河化学進化に果たす相対的寄与を特定すること。
• 初期銀河で活動的であり、高金属量で消える源を同定することで、r過程元素の分布パターンの不一致を解消すること。
• 複数の天体物理的サイトが異なる同位体生成を示す場合、観測されたr過程元素の普遍的分布パターンが説明可能かどうかを評価すること。
• 現実的な合体時標識分布を考慮した場合、NSMsの寄与がCCSNeおよびコラプサーに比べて時間的・金属量依存的にどのように変化するかを定量化すること。
• 特にアクチニド類および軽いr過程元素（Z < 42）の同位体分布パターンが、r過程源を区別する鍵となることを特定すること。

提案手法

• 広く用いられている銀河化学進化（GCE）モデルを改変し、CCSNeにおけるニュートリノ駆動風（NDW）および磁流力学的ジェット（MHDJ）、NSMs、およびコラプサーからのr過程生成量を含めた。
• 階層的銀河形成モデルに整合する、指数関数的に減少する銀河流入率（時定数4 Gyr）を用いた時間依存的GCEフレームワークを採用した。
• 星形成、核合成、噴出物混合、その後の星形成のサイクルを通じて、星間媒体（ISM）の組成の進化を模擬した。
• 核物理学的入力（例：対称および非対称核分裂断片分布）と天体物理学的条件（例：最小合体時定数τg = 1–100 Myr）の広範なパラメータ空間を探索した。
• 質量数Aおよび金属量[Fe/H]の関数としての同位体組成の進化を追跡し、金属貧乏なヘリウム星および太陽系の観測結果と比較した。
• 観測されたr過程元素の普遍的分布パターン（例：Z ≈ 52, 66, 78におけるピーク）を制約条件として用い、異なる天体物理的サイト間でのモデル整合性を検証した。

実験結果

リサーチクエスチョン

• RQ1 初期銀河におけるr過程元素の分布パターンに、CCSNe、NSMs、およびコラプサーがそれぞれどの程度寄与しているか。
• RQ2 潜在的なサイト固有の同位体変動があるにもかかわらず、金属貧乏なヘリウム星および太陽系でr過程元素の分布パターンが普遍的であるのはなぜか。
• RQ3 二重星の合体時定数に起因する本質的な遅延を考慮した場合、NSMsが太陽系r過程元素組成にどの程度寄与できるか。
• RQ4 特にアクチニド類および軽いr過程元素（Z < 42）の同位体分布パターンは、コラプサー、NSM、CCSNeのr過程源でどのように異なるか。
• RQ5 初期に活動的であったが、金属量が上昇するにつれて消える源が、[Fe/H] ≈ -1 でr過程元素が鉄に対して相対的に減少する現象を説明できるか。

主な発見

• CCSNeとコラプサーが、銀河における初期r過程生成を支配しており、その中でもコラプサーは、質量の大きな前身星の寿命が短いため、非常に初期から顕著な寄与を示す。
• 中性子星合体（NSMs）は、形成時の二重星分離距離の分布に起因し、本質的に遅延しており、最も楽観的な仮定ですら、宇宙的スケールで長い有効合体時定数を持つ。
• NSMの太陽系r過程元素組成への寄与は、[Fe/H] ≥ -1.5 に達するまでは、仮定された最小合体時定数（τg = 1–100 Myr）にかかわらず1%未満のまま保たれる。
• コラプサーによるr過程は、極めて高い中性子豊富度のおかげでアクチニド類の強力な増加を生じさせ、アクチニド類増強星の観測結果と一致する。これは、r過程源を区別する重要な観測的判別子である。
• 同位体分布パターンはサイト間で顕著に異なる：コラプサーでは、全質量範囲にわたり顕著な奇数・偶数効果を示すが、NSMsおよびコラプサーは、凍結期における高い残存中性子フラックスにより、質量ピークをより重い質量へとずらす。
• 要素の分布パターン（例：Te、Os、ランタニドピークにおけるピーク）の観測された普遍性は、モデル間で保持されるが、質量分布（A-濃度パターン）の詳細構造は、各サイトからの相対的寄与に依存する。したがって、これは支配的r過程源を精密に探る感受性の高いプローブである。