[論文レビュー] Observations of the Bright Star in the Globular Cluster 47 Tucanae (NGC 104)

W. V. Dixon, P. Chayer+4 more|arXiv (Cornell University)|Aug 3, 2021

Stellar, planetary, and galactic studies参考文献 79被引用数 2

ひとこと要約

本研究は、FUSE、ハッブル宇宙望遠鏡のCOS、MagellanのMIKEを用いて、銀河団47 Tucanae（NGC 104）の明るい後AGB星の紫外線および可視光スペクトルを分析し、大気パラメータおよび光球層成分を特定した。合成スペクトルフィッティングにより、Teff = 10,850 ± 250 K、log g = 2.20 ± 0.13 を得た。また、Pd、In、Sn、Hg、Pbといった希少元素を含む26元素の成分を特定し、太陽に類似した重元素成分と低C/O比を明らかにした。これは第三の対流混合が発生しておらず、かつ過去の星の世代による物質の豊か化が示唆される。

ABSTRACT

The Bright Star in the globular cluster 47 Tucanae (NGC 104) is a post-AGB star of spectral type B8 III. The ultraviolet spectra of late-B stars exhibit a myriad of absorption features, many due to species unobservable from the ground. The Bright Star thus represents a unique window into the chemistry of 47 Tuc. We have analyzed observations obtained with the Far Ultraviolet Spectroscopic Explorer (FUSE), the Cosmic Origins Spectrograph (COS) aboard the Hubble Space Telescope, and the MIKE Spectrograph on the Magellan Telescope. By fitting these data with synthetic spectra, we determine various stellar parameters (T_eff = 10,850 +/- 250 K, log g = 2.20 +/- 0.13) and the photospheric abundances of 26 elements, including Ne, P, Cl, Ga, Pd, In, Sn, Hg, and Pb, which have not previously been published for this cluster. Abundances of intermediate-mass elements (Mg through Ga) generally scale with Fe, while the heaviest elements (Pd through Pb) have roughly solar abundances. Its low C/O ratio indicates that the star did not undergo third dredge-up and suggests that its heavy elements were made by a previous generation of stars. If so, this pattern should be present throughout the cluster, not just in this star. Stellar-evolution models suggest that the Bright Star is powered by a He-burning shell, having left the AGB during or immediately after a thermal pulse. Its mass (0.54 +/- 0.16 M_sun) implies that single stars in 47 Tuc lose 0.1--0.2 M_sun on the AGB, only slightly less than they lose on the RGB.

研究の動機と目的

• 高分解能紫外線および可視光分光法を用いて、47 Tucanae（NGC 104）の明るい後AGB星の大気パラメータおよび光球層成分を特定すること。
• 地上から観測できない元素を含む、この星の化学組成を銀河団の化学的進化のプローブとして調査すること。
• 成分パターンとモデルフィッティングに基づき、星の質量、光度、および第三の対流混合の有無を含む進化状態を評価すること。
• 観測された成分パターン（特に太陽に類似した重元素と低C/O比）が、銀河団内の前世代星による物質豊か化を反映しているかどうかを検証すること。

提案手法

• FUSE、ハッブル宇宙望遠鏡のCOS、Magellan望遠鏡のMIKE分光計を用いて、高分解能紫外線スペクトルを取得および低減処理した。
• Kuruczの大気モデルを用いた合成スペクトルフィッティングにより、効果的温度（Teff）、表面重力（log g）、および吸収ラインからの元素成分を導出した。
• 近くの明るい星（UIT 14）のISM吸収特徴を用いて、標的星スペクトルのISM汚染を補正した。
• 26元素（Ne、P、Cl、Ga、Pd、In、Sn、Hg、Pbを含む）の観測等価幅を合成スペクトルにフィットさせ、水素に対する光球層成分を導出した。
• 星の進化モデルを適用し、星の質量（0.54 ± 0.16 M⊙）、光度、および進化状態（特にヘリウム燃焼シェル起源の後AGB段階）を推定した。
• 中程度質量（Mg–Ga）および重元素（Pd–Pb）の成分傾向を比較し、核合成起源と銀河団全体の化学的均一性を評価した。

実験結果

リサーチクエスチョン

• RQ1 多波長の紫外線および可視光分光法から導かれた47 Tucanaeの明るい後AGB星の大気パラメータ（Teff、log g）は何か？
• RQ2 この銀河団で初めて測定された26元素（希少で重い元素および中性子捕獲元素を含む）の光球層成分は何か？
• RQ3 星の低C/O比は、第三の対流混合を回避していたことを示唆するか？ これは核合成歴史にどのような意味を持つのか？
• RQ4 観測された成分パターン（特に太陽に類似した重元素成分）は、銀河団内の前世代星による物質豊か化と整合的か？
• RQ5 星の質量、光度、および進化状態は何か？ これらは標準的なAGBおよび後AGB進化モデルとどのように比較されるか？

主な発見

• 効果的温度は Teff = 10,850 ± 250 K、表面重力は log g = 2.20 ± 0.13 と決定され、ヘリウム燃焼シェルに位置する後AGB星と整合的である。
• Ne、P、Cl、Ga、Pd、In、Sn、Hg、Pbを含む26元素の光球層成分が、この銀河団で初めて報告された。多くは太陽に類似した、または鉄に比例したトレンドを示した。
• 中程度質量元素（MgからGaまで）は鉄にほぼ比例しており、超新星の核心崩壊またはAGB星からの物質豊か化を示唆する。
• 重元素（PdからPbまで）の成分は太陽値と整合的で、中性子捕獲処理が最小限または太陽系と同一の起源を示唆する。
• 低C/O比（≤ 0.7）は、星が第三の対流混合を経験していないことを示し、過去の星の世代による物質豊か化の材料から形成された可能性を示唆する。
• 星の進化モデルから、星の質量は 0.54 ± 0.16 M⊙ であり、AGB段階で 0.1–0.2 M⊙ の質量を失ったと推定され、銀河団内の一般的なAGB質量損失と整合的である。