[論文レビュー] Stochastic chemical enrichment in metal-poor systems II. Abundance ratios and scatter

Torgny Karlsson, B. Gustafsson|ArXiv.org|Apr 27, 2005

Stellar, planetary, and galactic studies参考文献 28被引用数 35

ひとこと要約

本稿では、金属貧乏な系における確率的化学増幅を、超新星のコアコラプスモデルを用いて調査し、初期の銀河的星々における元素比の散らばりを説明する。観測されたα元素および鉄族元素の小さな散らばりは、超新星の生成物を制限しており、高精度なデータを数百顆の星に対して得られれば、『単一超新星連続』（狭い元素比図における連続）が個々の超新星の寄与を明らかにする可能性があると予測している。

ABSTRACT

A stochastic model of the chemical enrichment of metal-poor systems by core-collapse supernovae is used to study the scatter in stellar abundance ratios. The resulting scatter in abundance ratios, e.g. as functions of the overall metallicity, is demonstrated to be crucially dependent on the as yet uncertain supernovae yields. The observed abundance ratios and their scatters therefore have diagnostic power as regards the yields. The relatively small star-to-star scatter observed in many chemical abundance ratios, e.g. by Cayrel et al. (2004) for stars down to [Fe/H] = -4, is tentatively explained by the averaging of a large number of contributing supernovae and by the cosmic selection effects favoring contributions from supernovae in a certain mass range for the most metal-poor stars. The scatter in observed abundances of alpha-elements is understood in terms of observational errors only, while additional spread in yields or sites of nucleosynthesis may affect the odd-even elements Na and Al. For the iron-group elements we find systematically too high predicted Cr/Fe and Cr/Mg ratios, as well as differences between the different sets of yields, both in terms of predicted abundance ratios and scatter. The semi-empirical yields recently suggested by Francois et al. (2004) are found to lead to scatter in abundance ratios significantly greater than observed, when applied in the inhomogeneous models. "Spurs", very narrow sequences in abundance-ratio diagrams, may disclose a single-supernova origin of the elements of the stars on the sequence. Verification of the existence of such features, called single supernova sequences (SSSs), is challenging. This will require samples of several hundred stars with abundance ratios observed to accuracies of 0.05 dex or better.

研究の動機と目的

• 金属貧乏星における観測された元素比の散らばりの起源を理解すること。
• 初期銀河進化における予測される元素比の散らばりに影響を及ぼす超新星生成物の不確実性を評価すること。
• 観測的選択効果や混合プロセスが、観測された小さな散らばりを説明できるかどうかを評価すること。
• 個々の超新星の寄与を示す証拠として、『単一超新星連続』（SSS）が元素比図に検出可能かどうかを調査すること。
• 観測された元素比とその散らばりが、核融合生成物を制限するための診断的パワーを持つかどうかを検証すること。

提案手法

• 金属貧乏系におけるコアコラプス超新星による化学増幅の確率的モデルを用いる。
• 星間媒体における乱流運動および雲衝突による大規模混合を組み込む。
• 純粋なガスの降着を含め、酸化物質の希釈と継続的降着を模擬する。
• 観測と比較するため、WW95、UN02、CL04の3セットの超新星生成物を適用する。
• 酸化物質を含むガスからの星形成をシミュレートし、複数世代の星々における元素比を追跡する。
• 『スパイラル』や単一超新星連続（SSS）といった構造を特定するために、元素比図（A/A 図）を分析する。

実験結果

リサーチクエスチョン

• RQ1 金属貧乏星における元素比の観測された小さな散らばり、特にα元素および鉄族元素に関して、その原因は何か？
• RQ2 超新星生成物の不確実性が、星々の元素比の予測される散らばりにどのように影響を与えるか？
• RQ3 観測された小さな散らばりは、多数の超新星の平均化によって説明できるのか、あるいは特定の超新星質量を好む宇宙的選択効果によって説明できるのか？
• RQ4 α元素の濃度の散らばりは、観測誤差のみで説明できるのか、それとも生成物の変動や核融合生成部位の違いといった追加要因が関与しているのか？
• RQ5 『単一超新星連続』（SSS）は、元素比図で検出可能か。その存在を確認するにはどのような観測的要件が必要か？

主な発見

• Mg、Si、Caといったα元素の観測された元素比の小さな散らばりは、観測誤差のみで説明可能であり、内在的散らばりは最小限であると示唆している。
• Na や Al といった奇数原子番号元素に関しては、予測される散らばりが観測値よりも小さいため、追加の生成物変動や核融合生成部位の違いが必要である可能性を示している。
• WW95およびUN02生成物を用いると、Cr/FeおよびCr/Mg比の予測値が観測値よりも著しく高くなる。
• Francois ら（2004）による半経験的生成物は、観測値よりも著しく大きな散らばりを生じさせ、非一様な増幅モデルと整合しない可能性を示している。
• WW95生成物を用いると、α元素（Mg、Si、Ca）のA/A図における平均的傾向と散らばりをうまく再現できるが、観測で見られる低いMg/Fe比を再現できない。
• 『スパイラル』や単一超新星連続（SSS）の存在は、数100顆の金属貧乏星について、0.05 dex以上の精度で元素比が測定されたサンプルが得られなければ検出可能とはならない。