[論文レビュー] Towards a paradigm change in the main heavy r-process nucleosynthesis sites

Aldana Grichener, Noam Soker|arXiv (Cornell University)|Sep 13, 2019

Gamma-ray bursts and supernovae被引用数 8

ひとこと要約

本稿は、重いr過程核合成の主要な源として、共通エンvelope jets 超新星（CEJSN）r過程シナリオを提唱する。これは、中性子星-中性子星合体やコラプサーと比較して、古く金属量が極めて低い星におけるr過程元素を説明する上で優れている。CEJSNイベントは短い遅延時間（10–30 Myr）と低めのネイタルキック（10–20 km/s）を示し、星間媒体を効率的に豊かにし、超微小矮星銀河におけるr過程元素の同定されたパターンを説明できる。

ABSTRACT

We study the basic properties of three possible r-process scenarios (sites) and compare them to recent observations and theoretical simulations. We find that the common envelope jets supernova (CEJSN) r-process scenario can account for the different observations of r-process nucleosynthesis, including the presence of r-process-rich low-metalicity stars in ultra-faint dwarf (UFD) galaxies. The neutron star (NS)-NS merger scenario and the collapsar scenario encounter some difficulties. Despite that, we conclude that it is very likely that more than one r-process scenario exists, with a significant contribution by the CEJSN r-process scenario. We give a prescription to include this scenario in population synthesis studies of the r-process.

研究の動機と目的

• 観測的制約と照らし合わせて、CEJSN、NS-NS合体、コラプサーの3つのr過程シナリオの妥当性を評価すること。
• 特に超微小矮星（UFD）銀河におけるr過程核合成の遅延時間と分布の不一致を解消すること。
• CEJSN r過程を集団合成モデルに組み込むための定量的規定を提示すること。
• ブラックホール同伴がr過程生成量を増加させ、ニュートリノ抑制を軽減する役割を評価すること。

提案手法

• r過程生成量、降着率、イベント発生率、ネイタルキック、遅延時間、届け渡し距離といった、3つのr過程シナリオの主要物理的性質を比較する。
• 超微小矮星銀河の金属量が極めて低い星からの観測的制約と、キリノバデータ（例：AT2017gfo）を用いて、各シナリオの整合性を評価する。
• 集団合成モデリング手法を用い、NS-NS合体フレームワークをCEJSNを含むように改造し、遅延時間関数（DTD）とキック速度を修正する。
• 降着円盤におけるニュートリノ抑制効果を評価し、BH降着はNS降着と比較して中性子と陽子の変換を低減することを示す。
• BH同伴を伴う修正されたCEJSNシナリオを提唱し、生成量の増加とニュートリノ損失の低減を図る。
• 定量的スケーリングを導出：CEJSNイベント発生率 ≈ NS-NS合体発生率の0.3–1倍、1イベントあたりの生成量 ≈ 1–3倍高い。

実験結果

リサーチクエスチョン

• RQ1 CEJSN r過程シナリオは、超微小矮星銀河の金属量が極めて低い星における観測されたr過程元素のパターンを説明できるか？
• RQ2 CEJSNイベントの遅延時間とネイタルキックは、NS-NS合体やコラプサーと比較して、初期の星族を効率的に豊かにする点でどのように異なるか？
• RQ3 CEJSN r過程シナリオにおいて中性子星の代わりにブラックホールを置くと、r過程生成量とニュートリノ抑制にどのような影響を与えるか？
• RQ4 CEJSN r過程を、r過程核合成の集団合成モデルに体系的に組み込むにはどうすればよいか？
• RQ5 なぜNS-NS合体とコラプサーのシナリオは、初期のr過程豊かさの生成を説明できず、CEJSNはそれらをどのように克服するのか？

主な発見

• CEJSN r過程シナリオは、1イベントあたり約0.01–0.03 M☉のr過程生成量を生じ、NS-NS合体の約0.01 M☉と比較して顕著に高い。
• CEJSNイベントは、星形成から10–30 Myrの短い遅延時間を示し、古く金属量が極めて低い星族を効率的に豊かにできる。
• CEJSNにおけるネイタルキック速度は低く（約10–20 km/s）、結果として遅延距離はたった0.1–0.6 kpcにとどまり、局所的豊かさを保証する。
• CEJSNのイベント発生率は、1000個の核崩壊超新星あたり数百から1000件程度と推定され、NS-NS合体の発生率と同等またはそれを上回る。
• CEJSNシナリオにおいて中性子星の代わりにブラックホールを置くと、ニュートリノ放射が減少し、中性子と陽子の変換が最小限に抑えられ、r過程の効率が向上する。
• CEJSN r過程シナリオは、銀河の[Eu/Fe]の進化における観測された「ひざ」の形状と、UFD銀河におけるr過程元素の同定されたパターンと、NS-NS合体のみでは説明できないよりもはるかに整合性が良い。