[論文レビュー] The Nature of the Lithium Rich Giants. Mixing episodes on the RGB and early-AGB

C. Charbonnel, S. Balachandran|arXiv (Cornell University)|May 12, 2000

Material Science and Thermodynamics被引用数 9

ひとこと要約

本稿は、低・中質量星におけるリチウム生成の2つの別個で一時的な出来事——赤色超巨星の明るさのぶつかり目（RGB luminosity bump）と初期AGB段階——を特定する。両者とも分子量の障壁を回避する余分な混合によって駆動される。主な発見は、観測されたリチウム豊富な巨星のわずか一部しか、新鮮な核合成によって実際にリチウムが増加していないこと。大多数は、誤って分類された通常の星、あるいは不完全な希釈を経験した星である。

ABSTRACT

We present a critical analysis of the nature of the so-called Li-rich RGB stars. For a majority of the stars, we have used Hipparcos parallaxes to determine masses and evolutionary states by comparing their position on the Hertzsprung-Russell diagram with theoretical evolutionary tracks. Among the twenty Li-rich giants whose location on the HR diagram we were able to determine precisely, eight should be re-classified as Li-normal. For the remaining stars, the high Li abundance must be a result of fresh synthesis of this fragile element. We identify two distinct episodes of Li production which occur in advanced evolutionary phases depending upon the mass of the star. We suggest that the Li-rich stars are formed mainly as a precursor to the deeper mixing process which produces anomalously low carbon isotopic ratios. Low-mass RGB stars, which later undergo the helium flash, produce Li at the phase referred to as the bump in the luminosity function. In intermediate-mass stars, the Li-rich phase occurs on the early-AGB. The compiled data provide constraints on the time scales for extra mixing and some insight on processes suggested in the literature. However, our results do not suggest any specific trigger mechanism. Since the Li-rich phases are extremely short, enrichment of the Li content of the ISM as a result of these episodes is negligible.

研究の動機と目的

• 正確なHR図上の位置を用いて進化状態を評価することで、リチウム豊富巨星の真の性質を特定すること。
• 初期対流混合作用による希釈が不完全なために生じるリチウム豊富巨星と、新鮮なリチウム合成によって生じるものの区別をすること。
• 進化した星におけるリチウム生成の物理的メカニズム、特に余分な混合プロセスの役割を調査すること。
• 宇宙時間にわたる銀河間媒体（ISM）におけるリチウム豊富化へのリチウム豊富巨星の寄与を評価すること。
• 観測的制約（リチウムおよび炭素同位体比）に基づき、惑星吸収説や内部混合説といった競合モデルを検証すること。

提案手法

• 20個のリチウム豊富巨星の正確な質量と進化状態を導出するために、ヒッパルコスのパラレルスを用い、Hertzsprung-Russell（HR）図に正確に配置した。
• 観測されたHR図上の位置を理論的進化曲線と比較し、対流混合作用が終了した後の通常星か、活性的な混合段階にあるかを分類した。
• 表面リチウムおよび炭素同位体比（12C/13C）を分析し、余分な混合および新鮮なリチウム生成の痕跡を特定した。
• 分子量の不連続性を越えて3Heを水素燃焼層へ輸送することでリチウム合成が起こるCameron & Fowler（1971）のプロセスを評価した。
• 化学的整合性と観測的制約に基づき、惑星吸収やベルト循環型循環といった代替モデルを検討し、却下した。
• 12C/13C比の観測的傾向を用いて、余分な混合のタイミングと持続時間を制約し、連続的混合よりも一時的イベントを支持した。

実験結果

リサーチクエスチョン

• RQ1 一部の赤色巨星に高濃度のリチウムが観測される原因は何か？ これらは本当にリチウムが増加した星なのか、それとも不完全な初期対流混合作用による誤分類なのか？
• RQ2 余分な混合プロセスがリチウム生成を可能にする進化段階は何か？ 低質量星と中質量星では、これらの段階にどのような差があるか？
• RQ3 なぜRGBのぶつかり目を過ぎると12C/13C比が急激に低下し、以降は一定に保たれるのか？ これは混合モデルにどのような制約を課えるか？
• RQ4 惑星の吸収や外部からの汚染が、観測されたリチウム濃度を説明できるか？ 特にベリリウムの増加がないことから、どうか？
• RQ5 リチウム豊富段階はどれほど短時間にとどまるのか？ また、銀河間媒体（ISM）におけるリチウム豊富化への潜在的寄与は何か？

主な発見

• 調査された20個のリチウム豊富巨星のうち5個は、真にリチウムが豊富ではない。彼らはまだ初期対流混合作用を完了しておらず、リチウム濃度は標準的な希釈と整合的である。
• 追加で3個の星は、標準的希釈の上限に達したリチウム濃度を示しており、再分類としてリチウム通常星の可能性がさらに高まった。
• リチウム生成は、2つの別個で一時的なイベントとして発生する：低質量星ではRGB明るさのぶつかり目で、低・中質量星では初期AGB段階で。
• リチウム豊富段階は極めて短時間にとどまる——余分な混合が3Heを豊富に含む外層と水素燃焼層を接続している間のみで、12C/13C比が希釈閾値を下回る前に終わる。
• RGBぶつかり目の直後に12C/13C比が急激に低下し、以降は一定に保たれるという観測的事実が、連続的混合モデルを否定し、一時的で短時間の混合イベントを支持する。
• ベリリウムの増加がないこと、およびRGBの先端近くにリチウム豊富巨星がほとんどないことから、惑星物質の吸収は主因として除外される。