[論文レビュー] Understanding the origin of CEMP-no stars through ultra-faint dwarfs

M. Rossi, Stefania Salvadori+2 more|arXiv (Cornell University)|Feb 20, 2023

Stellar, planetary, and galactic studies被引用数 4

ひとこと要約

本研究は、ボーテス I における CEMP-no 星の起源を追跡するため、データに適合させたマルチソースの化学進化モデルを構築した。このモデルにより、第III星族および第II星族からの化学的特徴が特定された。A(C) > 6 の CEMP-no 星は主に第II星族 AGB 星によって重元素が豊かにされ、一方 A(C) ≤ 6 の星は [C/Mg] が一定であるため、真の第III星族の子孫である可能性が示され、[C/Mg] の比を用いた新たな診断法が得られた。

ABSTRACT

The origin of Carbon Enhanced Metal-Poor (CEMP-no) stars with low abundances of neutron-capture elements is still unclear. These stars are ubiquitous, found primarily in the Milky Way halo and ultra-faint dwarf galaxies (UFDs). To make a major step forward, we developed a data-calibrated model for Böotes I that simultaneously includes all carbon sources: supernovae and asymptotic giant branch (AGB) stars both from first (Pop III) stars, and subsequent normal star formation (Pop II). We demonstrate that each of these sources leave a specific chemical signature in the gas, allowing us to identify the origin of present day CEMP-no stars through their location in the A(C)-[Fe/H] diagram. The CEMP stars with A(C)>6 are predominantly enriched by AGB Pop II stars. We identify a new class of 'moderate CEMP-s' stars with A(C)~ 7 and 0<[Ba/Fe]<+1 , imprinted by winds from AGB stars. True Pop III descendants are predicted to have A(C)<6 and a constant [C/Mg] with [Fe/H], in perfect agreement with observations in Böotes I and the Milky Way halo. For the first time we now have a complete picture of the origins of CEMP-no stars which can and will be verified with future observations.

研究の動機と目的

• 炭素に富んだ金属貧乏星（CEMP-no）の未解決の起源、特に超微小矮星（UFDs）における起源を解明すること。
• CEMP-no 星が第III星族か第II星族の星の集団から起因するか、およびその重元素の供給源（超新星か AGB 風）を特定すること。
• 化学的診断法を用いて、初代星（第III星族）が供給した CEMP-no 星と、第二世代星（第II星族）が供給した CEMP-no 星を区別すること。
• ボーテス I およびミルキーウェイのハローにおける観測された CEMP-no 星と照合することで、モデルを検証し、将来的な観測的検証を可能にすること。

提案手法

• 半アナリティカルで、観測データに適合させた化学進化モデルを用いて、ボーテス I の重力収縮から現在までの星形成と重元素の蓄積を再現した。
• モデルには、第III星族超新星、第III星族 AGB 星、第II星族超新星、第II星族 AGB 星の4つの炭素供給源を含み、それぞれが異なる核融合生成物を持つ。
• 初期質量関数とガス冷却を用いて、星形成は利用可能なガス質量に比例するように設定し、重元素蓄積の歴史を追跡した。
• 主な重元素供給源に基づいて、CEMP-no 星の A(C)-[Fe/H] および [C/Mg]-[Fe/H] 分布を予測した。
• ボーテス I およびミルキーウェイのハローからの観測された星の金属量と元素比を用いて、モデルをキャリブレーションした。
• [C/Mg] を、第III星族のみによる供給と第II星族支配の供給を区別する主要な診断指標とした。

Figure 1: The A(C)-[Fe/H] diagram of our simulated stellar populations (1000 realisations) of Boötes I. The black line corresponds to [C/Fe] = +0.7. Yellow star symbols identify the observed CEMP-no stars in Boötes I, while the green and blue ellipses correspond to the CEMP-no groups by (Yoon et al.

実験結果

リサーチクエスチョン

• RQ1 超微小矮星における A(C) > 6 の CEMP-no 星の主な重元素供給源は、第III星族か第II星族か？
• RQ2 第III星族と第II星族の星によって重元素が豊かにされた場合、特に [C/Mg] と [Fe/H] 空間において、CEMP-no 星の化学的特徴はどのように異なるか？
• RQ3 観測された A(C)-[Fe/H] および [C/Mg]-[Fe/H] 図における二重ピーク構造は、異なる星族と重元素供給メカニズムによって説明可能か？
• RQ4 A(C) ≤ 6 の CEMP-no 星の起源は何か？ これらは真の第III星族の子孫である可能性があるか？
• RQ5 [C/Mg] は、CEMP-no 星における第III星族と第II星族の重元素供給を区別するための信頼できる診断指標とみなせるか？

主な発見

• A(C) > 6 の CEMP-no 星は、主に第II星族 AGB 星によって重元素が豊かにされ、[C/Mg] と [Fe/H] の間に強い相関があり、金属量が低いほど増加する。
• A(C) ≈ 7 で 0 < [Ba/Fe] < +1 の中程度の CEMP-s 星の新クラスが予測され、二重星系の質量移動を経由しない AGB 風によって形成された。
• 真の第III星族の子孫は A(C) < 6 であり、[Fe/H] にかかわらず [C/Mg] が一定であると予測され、ボーテス I およびミルキーウェイのハローの観測結果と一致する。
• [Fe/H] ≤ -4 の星が第II星族 AGB 星による供給のみを受けると、95% 以上の寄与が予測され、[C/Mg] が高く、マグネシウムの質量分率が低い。
• [C/Mg] の比は主要な診断指標である：[C/Mg] が一定であれば第III星族のみによる供給、[Fe/H] が低下するにつれて [C/Mg] が増加する場合は第II星族 AGB 星支配の供給を示す。
• モデルは、低鉄（[Fe/H] < -4）の CEMP-no 星が第III星族の影響を受けたものとして、超微小矮星に存在すると予測しているが、観測的にはまだ見えない。

Figure 2: The A(C) versus [Fe/H] diagram for different CEMP-no stellar populations. Colors highlight CEMP-no stars enriched to a level higher than $75\%$ by different stellar populations: in the columns we distinguish between Pop III (left) and Pop II stars (right) and in each panel we differentiate