[論文レビュー] The Hamburg/ESO R-process Enhanced Star survey (HERES) II. Spectroscopic analysis of the survey sample

P. S. Barklem, N. Christlieb+8 more|ArXiv.org|May 3, 2005

Stellar, planetary, and galactic studies参考文献 88被引用数 260

ひとこと要約

本研究では、高分解能VLT/UVESスナップショットスペクトル（S/N ~54、R~20,000）を用いてHERES調査から得られた253個の金属不足銀暈星の分光的分析を実施した。22元素の中程度精度の元素組成が導出され、[Fe/H] = -2.81に中心を置く8個のr-II星が特定され、低金属量域における中性子捕獲元素の宇宙的散乱が明らかになった。特にC、Sr、Y、Ba、Eu、およびおそらくZrにおいて顕著な散乱が観測された。

ABSTRACT

We present the results of analysis of ``snapshot'' spectra of 253 metal-poor halo stars -3.8 < [Fe/H] < -1.5 obtained in the HERES survey. The spectra are analysed using an automated line profile analysis method based on the Spectroscopy Made Easy codes of Valenti & Piskunov. Elemental abundances of moderate precision have been obtained for 22 elements, C, Mg, Al, Ca, Sc, Ti, V, Cr, Mn, Fe, Co, Ni, Zn, Sr, Y, Zr, Ba, La, Ce, Nd, Sm, and Eu, where detectable. Among the sample of 253 stars, we find 8 r-II stars and 35 r-I stars. We also find three stars with strong enhancements of Eu which are s-process rich. A significant number of new very metal-poor stars are confirmed: 49 stars with [Fe/H] < -3 and 181 stars with -3 < [Fe/H] < -2. We find one star with [Fe/H] < -3.5. We find the scatter in the abundance ratios of Mg, Ca, Sc, Ti, Cr, Fe, Co, and Ni, with respect to Fe and Mg, to be similar to the estimated relative errors and thus the cosmic scatter to be small, perhaps even non-existent. The elements C, Sr, Y, Ba and Eu, and perhaps Zr, show scatter at [Fe/H] < -2.5 significantly larger than can be explained from the errors in the analysis, implying scatter which is cosmic in origin. Significant scatter is observed in abundance ratios between light and heavy neutron-capture elements at low metallicity and low levels of r-process enrichment. (*** abridged ***)

研究の動機と目的

• HERES調査に由来する大規模な金属不足銀暈星サンプルを均一に分光的に分析し、r過程およびs過程の増幅を研究すること。
• 低〜中程度の信号対雑音比を持つスナップショットスペクトルの自動分析を用いて、中程度精度の元素組成を決定すること。
• 特に中性子捕獲元素に関して、金属不足星における組成比の分布と散乱を調査し、初期銀河核合成および星の進化を解明すること。
• r過程強化星（r-IIおよびr-I型）およびEuが強化されたs過程豊富星を同定・特徴づけること。
• 観測された散乱が分析誤差に起因するものか、それとも宇宙的散乱に起因するものかを比較することで、組成比の散乱の有意性を評価すること。

提案手法

• Valenti & Piskunov (1996) に基づく自動ラインプロファイル解析を、Spectroscopy Made Easy (SME) コードを用いて実施し、合成スペクトルを用いて星のパラメータと元素組成を導出。
• 高分解能（R ~ 20,000）のVLT/UVESスナップショットスペクトル（3760–4980 Å）を分析し、通常の信号対雑音比は~54（範囲17–308）であった。
• モデル大気と合成スペクトルのグリッドを用いて観測ラインプロファイルにフィットさせ、効果的温度、表面重力、微乱流速度、および元素組成を決定。
• 複数のソース（例：VALD、SSK04、BGHL81）からの原子データを用い、慎重にライン選択を行い、混合や炭素強化星における強いCH特徴に影響を受けるラインは除外。
• 誤差伝搬を用いて組成の不確実性を計算し、観測された散乱と推定誤差を比較することで、宇宙的散乱と測定ノイズを区別。
• Feおよび他の元素に対するEuおよび他のr過程元素の組成に基づき、星をr-IIまたはr-Iに分類。

実験結果

リサーチクエスチョン

• RQ1 金属量範囲[Fe/H] ≤ -1.5におけるr過程強化星の分布は何か？ また、それらの組成パターンは既知のr過程基準とどのように比較できるか？
• RQ2 α元素（Mg、Ca、Ti）および鉄族元素（Sc、V、Cr、Mn、Fe、Co、Ni）の組成比における観測された散乱は、測定誤差に起因するものか、それとも本質的宇宙的散乱に起因するものか？
• RQ3 中性子捕獲元素の組成比（例：Sr、Y、Zr、Ba、La、Ce、Nd、Sm、Eu）の散乱は、金属量およびr過程増幅度に応じてどのように変化するか？
• RQ4 サンプルの何パーセントが非常に金属不足星（[Fe/H] < -3）であり、またr-II星（極端なr過程増幅）であるか？ それらの主要な組成的特徴は何か？
• RQ5 r過程増幅が見られないがEuが強く強化された星は存在するか？ これはs過程優勢または二重星系による汚染を示唆するか？

主な発見

• 253個の星のうち8個がr-II星に分類され、金属量は[Fe/H] = -2.81に中心を置き、わずか0.16 dexの非常に小さい散乱を示しており、r過程パターンがきわめて一貫していることが示された。
• r-I星は、[Fe/H] = -3.8から-1.5の全金属量範囲に広がっており、強いクラスタリングを示さない。
• 本研究では、[Fe/H] < -3の星が49個、-3 < [Fe/H] < -2の星が181個であり、[Fe/H] < -3.5の星が1個存在することが確認され、超金属不足星のサンプルが顕著に拡大された。
• FeおよびMgに対するMg、Ca、Sc、Ti、Cr、Fe、Co、Niの組成比の散乱は、分析誤差と一致しており、これらの元素に対しては最小またはゼロの宇宙的散乱が存在すると示唆された。
• [Fe/H] ≤ -2.5におけるC、Sr、Y、Ba、Eu、およびおそらくZrの散乱は、測定不確実性を上回っており、天体物理学的起源の本質的宇宙的散乱であると示された。
• 多くの星がEuおよびs過程元素で強く強化されており、s過程豊富または二重星系による汚染を示すシステムであると判明し、その中から3つの星が同定された。