[論文レビュー] The Origin of Elements from Carbon to Uranium

Chiaki Kobayashi, Amanda I. Karakas+1 more|arXiv (Cornell University)|Aug 11, 2020

Astro and Planetary Science被引用数 8

ひとこと要約

本研究では、理論的核生成産物とイベント発生率を用いて、炭素からウランまでの全安定元素の第一原理的銀河化学進化モデルを構築し、時間的・銀河的環境にわたる元素の起源を追跡する。その結果、25–50 M⊙のハイパノーヴァがルーテニウム系元素の進化傾向を説明するが、超大質量AGB星は、タイプIaxまたは電子捕獲超新星を発生させる場合にのみ寄与する。一方、中性子星合体は長時間スケールのため、低金属量におけるルーテニウム系元素の生成を説明できない。

ABSTRACT

To reach a deeper understanding of the origin of elements in the periodic table, we construct Galactic chemical evolution (GCE) models for all stable elements from C (A=12) to U (A=238) from first principles, i.e., using theoretical nucleosynthesis yields and event rates of all chemical enrichment sources. This enables us to predict the origin of elements as a function of time and environment. In the solar neighborhood, we find that stars with initial masses of M>30M_\odot can become failed supernovae if there is a significant contribution from hypernovae (HNe) at M~20-50M_\odot. The contribution to GCE from super asymptotic giant branch (AGB) stars (with M~8-10M_\odot at solar metallicity) is negligible, unless hybrid white dwarfs from low-mass super-AGB stars explode as so-called Type Iax supernovae, or high-mass super-AGB stars explode as electron-capture supernovae (ECSNe). Among neutron-capture elements, the observed abundances of the second (Ba) and third (Pb) peak elements are well reproduced with our updated yields of the slow neutron-capture process (s-process) from AGB stars. The first peak elements, Sr, Y, and Zr, are sufficiently produced by ECSNe together with AGB stars. Neutron star mergers can produce rapid neutron-capture process (r-process) elements up to Th and U, but the timescales are too long to explain observations at low metallicities. The observed evolutionary trends, such as for Eu, can well be explained if ~3% of 25-50 M_\odot hypernovae are magneto-rotational supernovae producing r-process elements. Along with the solar neighborhood, we also predict the evolutionary trends in the halo, bulge, and thick disk for future comparison with galactic archaeology surveys.

研究の動機と目的

• 銀河進化にわたる炭素からウランまでの元素の起源を、核生成源のモデル化によって理解すること。
• 複数の環境データと照らし合わせて理論的生成産物を検証することで、観測された中性子捕獲元素の過剰度の不一致を解消すること。
• ハイパノーヴァ、電子捕獲超新星、中性子星合体といったレアイベントが、重元素で銀河を豊かにする役割を評価すること。
• 星の質量、金属量、星形成効率が、異なる銀河的構造（銀河の中心核、薄disk、ハローなど）における元素の過剰度パターンに与える影響を評価すること。
• 将来の銀河アーカイブ調査を解釈するための自己一貫性のある理論的枠組みを提供すること。

提案手法

• AGB星、大質量星、コンact対象物の合体から得られる理論的核生成産物を用いて、1ゾーン銀河化学進化（GCE）モデルを構築する。
• 星の進化理論に基づいた、超新星の核心崩壊、ハイパノーヴァ、電子捕獲超新星、中性子星合体のイベント発生率を組み込む。
• ハイパノーヴァにおける磁場と回転を考慮した2次元核生成シミュレーションを用いて、ルーテニウム系元素の生成をモデル化する。
• タイプIaxまたは電子捕獲超新星として爆発する可能性がある条件下での超大質量AGB星からの生成産物を適用する。
• APOGEE、HERMES、高分解能分光法から得られる観測データを用いて、太陽系近傍、ハロー、中心核、厚diskの元素過剰度傾向と照合してモデルをキャリブレーションする。
• 予測された元素比（例：Sr/Ba、Eu/Fe）を金属量にわたる進化傾向と照合することで、モデルの整合性を検証する。

実験結果

リサーチクエスチョン

• RQ1 25–50 M⊙の範囲にあるハイパノーヴァが、イッソウやウランのようなルーテニウム系元素の生成に果たす寄与は何か？
• RQ2 中性子星合体だけが、低金属量における観測されたルーテニウム系元素の過剰度傾向を説明できるのか、それとも追加の源が必要か？
• RQ3 超大質量AGB星が、s系元素および中性子捕獲元素の生成に顕著に寄与するためには、どのような条件を満たす必要があるか？
• RQ4 銀河の構造（例：ハロー対厚disk）における星形成効率の違いが、s系およびルーテニウム系元素の観測された過剰度比に与える影響は何か？
• RQ5 銀と金の過剰度が現在の理論的生成産物と整合しないのはなぜか、またそれらの核反応速度を再評価する必要がある可能性があるか？

主な発見

• 磁場と回転を有する25–50 M⊙のハイパノーヴァが、約3％の割合でルーテニウム系元素を生成する場合、イッソウの観測された進化傾向を説明できる。
• 中性子星合体は長時間スケールのため、低金属量におけるルーテニウム系元素の過剰度を再現できない。これにより、追加の源が必要であると示唆される。
• 超大質量AGB星は、タイプIax超新星または電子捕獲超新星として爆発しない限り、銀河化学進化にほとんど寄与しない。
• 更新されたAGB星の生成産物により、第二ピークs系元素（Ba、Pb）の観測傾向がよく再現されるが、第一ピーク元素（Sr、Y、Zr）は電子捕獲超新星とAGB星からの寄与が必要である。
• 銀はモデルで6倍過剰に生成され、金は5倍不足生成されている。これは、これらの元素の核反応速度に問題がある可能性を示唆している。
• 銀河的構造ごとに化学進化の軌跡に差が生じる：ハローでは、長時間スケールの源からの遅延した豊か化と星形成効率の低さにより、s系元素/鉄比が太陽系近傍よりも高い。