[論文レビュー] Metal-poor halo stars as tracers of ISM mixing processes during halo formation

D. Argast, M. Samland+2 more|arXiv (Cornell University)|Nov 10, 1999

Stellar, planetary, and galactic studies参考文献 1被引用数 8

ひとこと要約

本論文は、個々のコアコラプス超新星からの局所的な不均一性を解明することで、初期の銀河系間物質（ISM）の化学的豊度増加をシミュレートする確率的ハロー形成モデルを提案する。[Fe/H] < -2.0の金属不足ハロー星における[El/Fe]比の観測された散らばりを説明し、[Fe/H] < -2.0では不均一混合が支配的であり、[Fe/H] > -2.0では均一混合されたISMに移行することを示している。また、CrとMnの観測傾向に一致させるために、標準的なコアコラプスSNの生成量を再考する必要があることを強調している。

ABSTRACT

We introduce a stochastic halo formation model to compute the early chemical enrichment of the interstellar medium (ISM) of the halo. Contrary to 1-zone chemical evolution models, we are able to resolve local inhomogeneities in the ISM caused by single core-collapse supernovae. These inhomogeneities lead to different element abundance patterns in very metal-poor stars, which can be seen as scatter in the abundances of halo stars with metallicities [Fe/H] &lt; 2.0. The early chemical evolution of the halo proceeds in different enrichment phases: At [Fe/H] &lt; -3.0, the halo ISM is unmixed and dominated by local inhomogeneities caused by single core-collapse supernova (SN) events. For metallicities [Fe/H] &gt;-2.0 the halo ISM is well mixed, showing an element abundance pattern integrated over the initial mass function. In the range -3.0 &lt; [Fe/H] &lt; -2.0 a continuous transition from the unmixed to the well mixed ISM occurs. For some elements (Si, Ca, Eu), the scatter in the element-to-iron ratio [El/Fe] seen in the observations of metal-poor halo stars can be reproduced. Stellar yields of other elements predict a scatter which, compared to the observations, is too large (O, Mg) or too small (Ni). Cr and Mn show a decreasing trend for lower metallicities, which can not be explained by metallicity independent yields, provided that the mixing of the ejecta with the interstellar medium does not depend on progenitor mass. This demonstrates the need for revised, self-consistent core-collapse SN yields.

研究の動機と目的

• 金属不足ハロー星の[Fe/H] < -2.0における豊度散らばりの起源を理解すること。
• 個々の超新星からの不均一混合が初期ISMの化学的進化に与える影響を調査すること。
• ハロー星における観測された[El/Fe]パターンが確率的増殖モデルによって再現可能かどうかを検証すること。
• 観測された元素豊度傾向と標準的なコアコラプスSN生成量との間の不一致を特定すること。
• CrとMnの観測傾向に基づいて、自己一貫性のある再考されたSN生成量の必要性を特定すること。

提案手法

• 個々のコアコラプス超新星からの局所的不均一性を考慮して、初期ISMの化学的増殖をシミュレートする確率的ハロー形成モデルを開発した。
• モデルは時間経過に伴う元素生成と混合を追跡し、個々のSNイベントに支配される未混合状態と初期質量関数に従う均一混合状態を区別する。
• 元素豊度は金属量関数として計算され、特にSi、Ca、Eu、O、Mg、Ni、Cr、Mnの[El/Fe]比に特に注意を払った。
• モデルは予測された豊度散らばりと傾向を金属不足ハロー星からの観測データと比較した。
• 金属量に依存しない生成量を仮定し、混合効率が観測された豊度パターンに与える影響を調査した。
• モデルは、観測されたCrとMnの傾向と標準的な生成量との間に不一致を特定し、SN生成量の再考の必要性を示唆した。

実験結果

リサーチクエスチョン

• RQ1 確率的モデルは、[Fe/H] < -2.0の金属不足ハロー星における[El/Fe]比の観測された散らばりを再現可能か？
• RQ2 個々のコアコラプス超新星が初期ISMにおける不均一性をどのように生じさせるか？
• RQ3 なぜ金属量に依存しない生成量に基づく予測とは異なり、観測されたCrとMnの豊度傾向は金属量が低下するにつれて減少するのか？
• RQ4 金属量範囲-3.0 < [Fe/H] < -2.0の間で、未混合状態から均一混合状態への移行はどのように進行するか？
• RQ5 O、Mg、Niの予測された豊度散らばりと観測値との不一致は、現在のコアコラプスSN生成量モデルにどのような意味を持つのか？

主な発見

• モデルは、金属不足ハロー星における[Si/Fe]、[Ca/Fe]、[Eu/Fe]比の観測された散らばりを再現しており、個々の超新星からの不均一混合が重要な要因であることを示している。
• [Fe/H] < -3.0では、ISMは未混合のままであり、個々のコアコラプス超新星からの局所的不均一性が支配的である。
• -3.0 < [Fe/H] < -2.0の間では、未混合状態から均一混合状態への連続的移行が進行する。
• CrとMnの観測豊度傾向は、金属量が低下するにつれて減少する傾向を示しており、これは金属量に依存しない生成量では再現できない。混合効率が前身星質量に依存する場合を除いては再現不可能である。
• モデルは、OとMg（予測値が大きすぎる）およびNi（予測値が小さすぎる）の予測された豊度散らばりと観測値との間に顕著な不一致を特定し、コアコラプスSN生成量の再考の必要性を示している。
• 結果は、現在のSN生成量モデルがCrとMnに関して観測と一致していないことを示しており、自己一貫性のある再考された生成量の必要性を示している。