[論文レビュー] First Stars II. Elemental abundances in the extremely metal-poor star CS 22949--037: A diagnostic of early massive supernovae

É. Depagne, V. Hill+11 more|ArXiv.org|May 15, 2002

Gamma-ray bursts and supernovae参考文献 35被引用数 122

ひとこと要約

本研究では、極めて金属貧乏な巨星 CS 22949–037 ([Fe/H] ≈ −4.0) の高分解能 VLT-UVES スペクトロスコピーを提示し、酸素 ([O/Fe] = 1.97 ± 0.1) および窒素 ([N/Fe] = 2.56 ± 0.2) の極端な過剰、および低水準の 12C/13C 確率比 (4 ± 2) を明らかにした。これは CNO による処理が顕著であることを示唆している。理論的予測が一致しない奇数・偶数の不均衡および亜鉛の同位体比から、ペア不安定性超新星よりも 30–40 M☉ のコアコラプス超新星に崩壊し、物質が再吸収される（フォールバック）ことが好ましいとされる。

ABSTRACT

CS 22949--037 is one of the most metal-poor giants known ([Fe/H]$ \approx-4.0$), and it exhibits large overabundances of carbon and nitrogen (Norris et al.). Using VLT-UVES spectra of unprecedented quality, regarding resolution and S/N ratio, covering a wide wavelength range (from $λ= 350$ to 900 nm), we have determined abundances for 21 elements in this star over a wide range of atomic mass. The major new discovery is an exceptionally large oxygen enhancement, [O/Fe] $= 1.97\pm0.1$, as measured from the [OI] line at 630.0 nm. We find an enhancement of [N/Fe] of $2.56\pm 0.2$, and a milder one of [C/Fe] $= 1.17\pm$0.1, similar to those already reported in the literature. This implies $Z_{\star}=0.01 Z_{\odot}$. We also find carbon isotopic ratios $^{12}$C/$^{13}$C$ =4\pm2.0$ and $^{13}$C/$^{14}$N$ =0.03 ^{+0.035}_{-0.015}$, close to the equilibrium value of the CN cycle. Lithium is not detected. Na is strongly enhanced ([Na/Fe] $= +2.1 \pm 0.2$), while S and K are not detected. The silicon-burning elements Cr and Mn are underabundant, while Co and Zn are overabundant ([Zn/Fe]$ = +0.7$). Zn is measured for the first time in such an extremely metal-poor star. The abundances of the neutron-capture elements Sr, Y, and Ba are strongly decreasing with the atomic number of the element: [Sr/Fe] $\approx +0.3$, [Y/Fe] $\approx -0.1$, and [Ba/Fe] $\approx -0.6$. Among possible progenitors of CS 22949--037, we discuss the pair-instability supernovae. Such very massive objects indeed produce large amounts of oxygen, and have been found to be possible sources of primary nitrogen. Other scenarios are also discussed. A 30-40$M_{\odot}$ supernova, with fallback, seems the most likely progenitor for CS 22949--037.

研究の動機と目的

• 高分解能・高信号対雑音比の VLT-UVES スペクトルを用いて、極めて金属貧乏な星 CS 22949–037 の元素組成を決定すること。
• 星の異常な組成パターン、特に酸素および窒素の極端な過剰の核合成的起源を調査すること。
• 観測された組成が、ペア不安定性超新星またはゼロ金属量のコアコラプス超新星モデルによって説明可能かどうかを検証すること。
• 表面組成に影響を与える内部混合過程（特に CN サイクル処理）の役割を評価すること。
• 前身星における中性子捕獲元素の履歴（Sr, Y, Ba）に及ぼす観測された中性子露出履歴の意味を評価すること。

提案手法

• パラナ天文台に設置された VLT で、350–900 nm をカバーする高分解能 (R ≈ 45,000) および高信号対雑音比 (S/N ≈ 100–200) の UVES スペクトルを取得した。
• モデル大気とラインリストデータを用いた詳細なスペクトル合成により、局所熱的平衡 (LTE) 条件下での元素組成を導出し、Na および Al に対する非LTE効果の補正を加えた。
• 特に C および N の変換を CN サイクルを介して仮定し、星における内部混合プロセスの補正を適用した。
• ゼロ金属量の超新星モデルの理論的生成物と観測された組成比を比較した。特に Heger と Woosley の Z35Z モデルを用いた。
• 酸素組成を高精度に導出するために、極めて金属貧乏な星では初めて [O I] 線 630.0 nm を使用した。
• 同位体比 (12C/13C および 13C/14N) の分析により、CNO による処理の程度を推定し、平衡値と比較した。

実験結果

リサーチクエスチョン

• RQ1 CS 22949–037 における極端な酸素過剰 ([O/Fe] = 1.97 ± 0.1) の起源は何か？ペア不安定性超新星によって説明可能か？
• RQ2 極めて低い金属量の星で窒素が過剰 ([N/Fe] = 2.56 ± 0.2) である理由は何か？内部 CNO 処理は果たす役割は何か？
• RQ3 原子番号に応じた中性子捕獲元素 (Sr, Y, Ba) の観測傾向は、標準的な超新星生成物の予測とどのように一致するか？
• RQ4 観測された組成パターンは、Z35Z モデルのような単一のコアコラプス超新星モデルで再現可能か？それとも複数の前身星を想定する必要があるか？
• RQ5 特に CN サイクルを介した主系列後期の混合によって、表面組成はどの程度変化しているか？

主な発見

• 極めて金属貧乏な星では初めて、[O I] 線 630.0 nm が測定され、[O/Fe] = 1.97 ± 0.1 が得られ、強い酸素過剰を示した。
• 窒素は著しく過剰で [N/Fe] = 2.56 ± 0.2 であり、12C/13C 確率比は 4 ± 2 と、CN サイクルの近似平衡状態と整合的である。
• 炭素はやや過剰で [C/Fe] = 1.17 ± 0.1 であり、ナトリウムは強く過剰 ([Na/Fe] = +2.1 ± 0.2) であるが、硫黄およびカリウムは検出されなかった。
• 中性子捕獲元素は原子番号の増加に伴い急激に減少する傾向を示し、[Sr/Fe] ≈ +0.3、[Y/Fe] ≈ −0.1、[Ba/Fe] ≈ −0.6 であり、中性子露出が短縮されている可能性を示唆している。
• このような星では初めて亜鉛が検出され、[Zn/Fe] = +0.7 であった。これはペア不安定性超新星モデルの予測とは一致しない。
• 観測された組成パターンは、Heger と Woosley の Z35Z モデル（ゼロ金属量のコアコラプス超新星）と良好に一致しており、フォールバックを伴う 30–40 M☉ の前身星を支持する。