[論文レビュー] The intermediate neutron capture process. I. Development of the i-process in low-metallicity low-mass AGB stars

A. Choplin, L. Siess+1 more|arXiv (Cornell University)|Feb 17, 2021

Stellar, planetary, and galactic studies参考文献 59被引用数 4

ひとこと要約

本研究では、低金属量・低質量の漸近巨星分支星（AGB）星において、第3の熱脈動期にプロトンの流入が起こることで中間的中性子捕獲過程（iプロセス）が効率的に進行し得ることを示している。これにより、最大で約4.3×10¹⁴ cm⁻³の中性子密度が生成され、r/s星で観測された超鉄元素の元素組成を再現する。得られる核合成は、数値的分解能に対して安定しており、Ba、Nd、Sm、Euの特定の核種比がその証拠となる。

ABSTRACT

Results from observations report a growing number of metal-poor stars showing an abundance pattern midway between the s- and r-processes. These so-called r/s-stars raise the need for an intermediate neutron capture process (i-process), which is thought to result from the ingestion of protons in a convective helium-burning region, but whose astrophysical site is still largely debated. We investigate whether an i-process during the asymptotic giant branch (AGB) phase of low-metallicity low-mass stars can develop and whether it can explain the abundances of observed r/s-stars. At the beginning of the AGB phase, during the third thermal pulse, the helium driven convection zone is able to penetrate the hydrogen-rich layers. The subsequent proton ingestion leads to a strong neutron burst with neutron densities of $\approx 4.3 imes 10^{14}$ cm$^{-3}$ at the origin of the synthesis of i-process elements. The nuclear energy released by proton burning in the helium-burning convective shell strongly affects the internal structure: the thermal pulse splits and after approximately ten years the upper part of the convection zone merges with the convective envelope. The surface carbon abundance is enhanced by more than 3 dex. This leads to an increase in the opacity, which triggers a strong mass loss and prevents any further thermal pulse. We show that specific isotopic ratios of Ba, Nd, Sm, and Eu can represent good tracers of i-process nucleosynthesis. Finally, an extended comparison with 14 selected r/s-stars show that the observed composition patterns can be well reproduced by our i-process AGB model.

研究の動機と目的

• 低金属量・低質量のAGB星の初期AGB段階でiプロセスが発生可能かどうかを調査すること。
• ヘリウム燃焼対流領域におけるプロトンの流入が、r/s星で観測された中間的中性子捕獲過程の元素組成を生成可能かどうかを特定すること。
• iプロセスの核合成が数値的分解能および輸送過程に対してどれほど頑健であるかを評価すること。
• iプロセスとsプロセス・rプロセスを区別するための特徴的な核種比を同定すること。
• 新しい選別法を用いて14個のr/s星の観測組成パターンとモデル予測を比較すること。

提案手法

• 1 M☉の星を対象に、[Fe/H] = -2.5の条件下でSTAREVOLコードを用いて星の進化をモデル化した。
• 最大1091種の核種を含む核反応ネットワークを、流体力学および輸送過程（拡散・対流）と結合した。
• 第3の熱脈動期にプロトンの流入をシミュレートし、ヘリウム燃焼対流領域で中性子バーストを引き起こした。
• 時間的・空間的分解能を変化させた数値収束テストを実施し、核合成結果の安定性を評価した。
• Ba-137、Nd-144、Sm-154、Eu-151、Eu-153などの核種比を、iプロセスのトレーサーとして分析した。
• Karinkuzhiら（2021）の選別法を用いて、モデルの元素組成と観測されたr/s星を比較した。

実験結果

リサーチクエスチョン

• RQ1 低金属量・低質量のAGB星において、ヘリウム燃焼対流領域でのプロトンの流入によってiプロセスが開始されかつ持続可能か？
• RQ2 時間的・空間的分解能の違いが、予測されるiプロセスの核合成および元素生成量にどのように影響するか？
• RQ3 どの核種比が、星の元素組成におけるiプロセス寄与を特徴付けるか？
• RQ4 AGB星におけるiプロセスが、r/s星で観測された元素組成パターンをどの程度再現可能か？
• RQ5 混合、質量放出、核物理的パラメータの不確実性が、iプロセスの予測にどのように影響するか？

主な発見

• 第3の熱脈動が、最大で約4.3×10¹⁴ cm⁻³のピーク中性子密度を示す中性子バーストを引き起こす主要なプロセスである。
• iプロセスは超鉄元素を顕著に増加させ、予測された元素組成が観測されたr/s星と±0.3 dexの不確実性内で一致する。
• 表面の炭素元素組成は3 dex以上上昇し、放射率が上昇して強力な質量放出を引き起こし、これによりさらなる熱脈動が停止する。
• f¹³⁷Ba、f¹⁴⁴Nd、f¹⁵⁴Sm、f¹⁵¹Eu、f¹⁵³Euの核種比は、iプロセス核合成の頑健なトレーサーであり、sプロセス・rプロセスの値とは顕著に異なる。
• 数値収束テストにより、iプロセスが数値的誤差由来の結果ではないことが確認されたが、分解能の影響により±0.3 dexの不確実性が残存する。
• モデルは14個のr/s星の元素組成パターンを成功裏に再現したが、Sr、Y、Zrについては原子番号が近い要因によりわずかな不一致が残存する。