[논문 리뷰] The intermediate neutron capture process. I. Development of the i-process in low-metallicity low-mass AGB stars

A. Choplin, L. Siess외 1명|arXiv (Cornell University)|2021. 02. 17.

Stellar, planetary, and galactic studies참고 문헌 59인용 수 4

한 줄 요약

이 연구는 저금속도, 저질량의 적색거대간지행성우주에서 제3의 열맥동 기간 동안 수소입자 흡수를 통해 중간 중성자 포획 과정(i-과정)이 효율적으로 발생할 수 있음을 보여주며, 중성자 밀도가 최대 약 4.3×10¹⁴ cm⁻³에 이르고 r/s-은하계에서 관측된 초철소 원소 농도를 재현한다. 확인된 핵합성은 수치 해상도에 관계없이 안정적이며, Ba, Nd, Sm, Eu의 특정 동위원소 비율이 i-과정의 흔적을 가장 잘 나타낸다.

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.

연구 동기 및 목표

• 저금속도, 저질량의 별에서 초기 AGB 단계 동안 i-과정이 발생할 수 있는지 조사하기 위해.
• 헬륨 연소 대류권 내 수소입자 흡수가 r/s-은하계에서 관측된 중간 중성자 포획 과정 농도를 생성할 수 있는지 확인하기 위해.
• 수치 해상도 및 운반 과정에 대한 민감도를 평가하여 i-과정 핵합성이 얼마나 견고한지 평가하기 위해.
• i-과정이 s-과정 및 r-과정과를 구별할 수 있는 고유한 동위원소 서열을 식별하기 위해.
• 새로운 선별 방법을 사용하여 모델 예측을 14개의 r/s-은하계에서 관측된 농도 패턴과 비교하기 위해.

제안 방법

• 1 M☉ 별에서 [Fe/H] = -2.5 조건에서 STAREVOL 코드를 사용하여 별의 진화를 모델링하였다.
• 최대 1091개의 동위원소를 포함하는 핵반응 네트워크를 유체역학 및 운반 과정(확산 및 대류 포함)과 결합하였다.
• 제3의 열맥동 기간 동안 수소입자 흡수를 시뮬레이션하여 헬륨 연소 대류권 내에서 중성자 폭발을 유도하였다.
• 수치 수렴 테스트를 위해 시간 및 공간 해상도를 변화시켜 핵합성 결과의 안정성을 평가하였다.
• i-과정 지표로 사용될 수 있는 동위원소 비율(예: ¹³⁷Ba, ¹⁴⁴Nd, ¹⁵⁴Sm, ¹⁵¹Eu, ¹⁵³Eu)을 분석하였다.
• Karinkuzhi 등(2021)의 선별 방법을 사용하여 모델 농도를 관측된 r/s-은하계와 비교하였다.

실험 결과

연구 질문

• RQ1 저금속도, 저질량 AGB 별에서 헬륨 연소 대류권 내 수소입자 흡수를 통해 i-과정이 유도되고 유지될 수 있는가?
• RQ2 시간 및 공간 해상도가 예측된 i-과정 핵합성과 농도 수확에 어떤 영향을 미치는가?
• RQ3 어떤 동위원소 비율이 i-과정 기여를 고유하게 식별할 수 있는가?
• RQ4 AGB 별에서의 i-과정이 관측된 r/s-은하계 농도 패턴을 어느 정도 재현할 수 있는가?
• RQ5 혼합, 질량 손실 및 핵물리학의 불확실성이 i-과정 예측에 어떤 영향을 미치는가?

주요 결과

• 제3의 열맥동이 주요 수소입자 흡수 사건을 유도하며, 최대 밀도 약 4.3×10¹⁴ cm⁻³의 중성자 폭발을 발생시킨다.
• i-과정은 초철소 원소를 크게 증가시키며, 예측된 농도가 관측된 r/s-은하계와 약 ±0.3 dex 이내로 일치한다.
• 표면 탄소 농도가 3 이얼 이상 증가하여 투과도가 증가하고 강한 질량 손실이 유도되어 향후 열맥동이 종료된다.
• f¹³⁷Ba, f¹⁴⁴Nd, f¹⁵⁴Sm, f¹⁵¹Eu, f¹⁵³Eu 등의 동위원소 비율은 i-과정 핵합성을 안정적으로 추적할 수 있는 지표이며, s-과정 및 r-과정 값과 뚜렷하게 다릅니다.
• 수치 수렴 테스트 결과 i-과정이 수치적 오류가 아니며, 해상도 영향으로 인해 약 ±0.3 dex의 불확실성이 존재함을 확인하였다.
• 모델은 14개의 r/s-은하계에서의 농도 패턴을 성공적으로 재현하였지만, Sr, Y, Zr의 경우 원자번호가 가까운 원소의 변화로 인해 약간의 부정확성이 남아 있다.