[論文レビュー] Supernova Propagation And Cloud Enrichment: A new model for the origin of $^{60}$Fe in the early solar system

M. Gounelle, Anders Meibom+2 more|Apr 10, 2009

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ひとこと要約

本論文は、初期太陽系における60Feが、10–20 Myrにわたり複数の超新星によって供給された物質が、前身分子雲を豊かにしたSPACEモデルを提案する。単一の超新星による注入モデルとは異なり、このシナリオでは、乱流的で収束流の存在する分子雲環境における確率的物質供給によって、微調整を必要とせずに観測された60Feの含有量が自然に説明できる。

ABSTRACT

The radioactive isotope $^{60}$Fe ($T_{1/2} = 1.5 $ Myr) was present in the early solar system. It is unlikely that it was injected directly into the nascent solar system by a single, nearby supernova. It is proposed instead that it was inherited during the molecular cloud stage from several supernovae belonging to previous episodes of star formation. The expected abundance of $^{60}$Fe in star forming regions is estimated taking into account the stochasticity of the star-forming process, and it is showed that many molecular clouds are expected to contain $^{60}$Fe (and possibly $^{26}$Al [$T_{1/2} = 0.74 $ Myr]) at a level compatible with that of the nascent solar system. Therefore, no special explanation is needed to account for our solar system's formation.

研究の動機と目的

• 60Feの半減期が1.5 Myrという短いにもかかわらず、初期太陽系に存在していた理由を解明すること。
• 不自然に近い距離と正確なタイミングを要する、一般的に受け入れられている単一の超新星による注入モデルに挑戦すること。
• 60Feが、前身分子雲の形成過程で、以前に発生した複数の超新星から由来した物質を継承したという代替的起源を提唱すること。
• 乱流的で複数世代にわたる超新星による物質供給が、現実的な天体物理学的環境下で、観測された60Fe含有量を自然に生み出せることを示すこと。
• このモデルが、ディスクやコアへの注入といった特別な条件を必要としないため、太陽系の形成がより一般的で、より不思議ではないことを示すこと。

提案手法

• 乱流的収束流モデルを採用し、超新星や星風による大規模な衝撃波が、10–20 Myrにわたり原子ガスを圧縮して高密度の分子雲を形成する。
• 以前の星形成エピソードにおける連続する超新星からの60Feの確率的注入をモデル化し、その後に形成中の分子雲へ徐々に混合される過程を再現する。
• 二段階の雲モデルを適用：MC1（第一世代雲）が星を形成し、MC2（第二世代雲）が同じ領域の圧縮ガスから形成され、MC1の超新星噴出物で豊かにされる。
• 標準的な超新星の60Fe産出量（例：1回の爆発あたり約10−3 M☉）を採用し、雲質量の約10–30％の星形成効率を仮定する。
• 10–20 Myrにわたり複数の超新星からの累積的注入と60Feの崩壊を考慮して、MC2に含まれる総60Fe質量を時間積分で推定する。
• 予測されたMC2における60Fe含有量を、初期太陽系の観測値（60Fe/56Fe ≈ 3×10−7）と比較し、典型的な天体物理学的パラメータ下で整合性があることを示す。

実験結果

リサーチクエスチョン

• RQ1 観測された初期太陽系における60Fe含有量は、単一の近接超新星によるものではなく、複数世代にわたる確率的物質供給プロセスによって説明可能か？
• RQ2 10–20 Myrにわたり超新星噴出物が供給された場合、乱流的収束流によって形成された分子雲における60Fe含有量はどの程度か？
• RQ3 分子雲形成の timescale とそれ以前の超新星の数が、第二世代雲の最終的な60Fe含有量にどのように影響するか？
• RQ4 なぜ単一の超新星注入モデルでは、微調整された距離とタイミングを要するため、60Fe含有量を説明できないのか？
• RQ5 SPACEモデルは、宇宙空間における26Al/60Fe質量比が約3であるという観測値を踏まえ、26Alと60Feの共存継承を説明できるか？

主な発見

• SPACEモデルは、現実的な超新星の産出量と雲形成 timescale を用いて、初期太陽系における観測された60Fe/56Fe比（約3×10−7）を再現できる。
• このモデルは、10–20 Myrにわたり複数の以前の超新星からの物質供給によって、乱流的収束流によって形成された分子雲が自然に60Feを蓄積できることを示し、微調整を必要としない。
• 分子雲が60Feを継承する確率は、単一の超新星による注入でディスクやコアが60Feを受ける確率よりも顕著に高いため、60Feを含む太陽系の形成がより一般的であることが示唆される。
• このモデルは、原始太陽系円盤から0.4 pc以内に超新星が存在する必要がなく、従来のモデルの主な制限を解消する。
• このモデルは、26Alが60Feとともに共に継承された可能性を示唆しており、宇宙空間における観測された26Al/60Fe質量比（約3）と初期太陽系における推定比と整合的である。
• 主な雲形成機構が収束流ではなく重力不安定性である場合でも、同じ巨大分子雲（GMC）内で連続した星形成が進行していれば、このモデルは依然として頑健である。