[논문 리뷰] The Origin of Elements from Carbon to Uranium

Chiaki Kobayashi, Amanda I. Karakas외 1명|arXiv (Cornell University)|2020. 08. 11.

Astro and Planetary Science인용 수 8

한 줄 요약

이 연구는 탐색된 핵합성 수확량과 사건 빈도를 사용하여 탄소에서 우라늄에 이르는 모든 안정된 원소에 대해 최초 원리 기반 은하화학적 진화 모델을 수립한다. 이는 시간과 은하 환경을 따라 원소 기원을 추적한다. 연구 결과, 25–50 M⊙ 범위의 초신성은 유로페우미의 진화와 같은 r-과정 경향을 설명하며, 초초거대 별성은 유형 Iax 또는 전자 포획 초신성로 폭발할 경우에만 기여한다. 중성자별 융합은 낮은 금속도에서의 r-과정 농도를 설명하기에 너무 오래 걸려 추가 원천이 필요하다고 밝혀졌다.

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.

연구 동기 및 목표

• 은하 진화 전반에 걸쳐 탄소에서 우라늄에 이르는 원소의 기원을 핵합성 원천 모델링을 통해 이해하기 위해.
• 다양한 환경 데이터와 이론적 수확량을 대조하여 관측된 중성자 포획 원소 농도 간의 괴리점을 해결하기 위해.
• 초신성, 전자 포획 초신성, 중성자별 융합과 같은 희귀 사건이 무거운 원소로 은하를 풍부하게 하는 데 기여하는 바를 평가하기 위해.
• 별 질량, 금속도, 별 형성 효율이 은하의 다양한 구성 요소에서 원소 농도 패턴에 미치는 영향을 평가하기 위해.
• 미래의 은하 고고학 조사 결과를 해석하기 위한 자기 일관성 있는 이론적 프레임워크를 제공하기 위해.

제안 방법

• 초거대 별, 거대 별, 그리고 밀도 높은 천체 융합에서 유래한 이론적 핵합성 수확량을 사용하여 일점 은하화학적 진화(GCE) 모델을 수립한다.
• 별의 진화 이론에 기반한 중심 붕괴 초신성, 초신성, 전자 포획 초신성, 중성자별 융합의 사건 빈도를 통합한다.
• 초신성의 r-과정 생산을 모델링하기 위해 자기장과 회전을 고려한 2차원 핵합성 시뮬레이션을 사용한다.
• 유형 Iax 또는 전자 포획 초신성로 폭발할 수 있는 조건에서 초초거대 별성의 수확량을 적용한다.
• APOGEE, HERMES 및 고해상도 분광법에서 확보한 관측 데이터를 사용하여 태양계 근처, 허브, 볼지, 두꺼운 디스크의 농도 경향에 모델을 校정한다.
• 예측된 원소 비율(예: Sr/Ba, Eu/Fe)을 금속도에 따른 관측된 진화 경향과 비교하여 모델의 일관성을 시험한다.

실험 결과

연구 질문

• RQ1 25–50 M⊙ 범위의 초신성은 유로페우미나 우라늄과 같은 원소의 r-과정 생산에 어떤 기여를 하는가?
• RQ2 중성자별 융합만으로 낮은 금속도에서 관측된 r-과정 농도 경향을 설명할 수 있는가, 아니면 추가 원천이 필요한가?
• RQ3 초초거대 별성이 s-과정 및 중성자 포획 원소 생산에 기여하기 위해 충족해야 할 조건은 무엇인가?
• RQ4 은하 구성 요소(예: 허브 대비 두꺼운 디스크) 간의 별 형성 효율 차이가 s-과정 및 r-과정 원소의 관측된 농도 비율에 어떤 영향을 미치는가?
• RQ5 은과 금의 농도가 현재의 이론적 수확량과 일치하지 않는 이유는 무엇이며, 어떤 핵반응 속도가 재검토되어야 하는가?

주요 결과

• 자기장과 회전을 고려한 25–50 M⊙ 범위의 초신성은 약 3%가 r-과정 원소를 생산할 경우 관측된 유로페우미의 진화를 설명할 수 있다.
• 중성자별 융합은 그들의 긴 시간 스케일로 인해 낮은 금속도에서의 r-과정 농도를 재현할 수 없으며, 이는 추가 원천이 필요하다는 것을 시사한다.
• 초초거대 별성은 유형 Iax 초신성나 전자 포획 초신성로 폭발하지 않는 한 은하화학적 진화에 거의 기여하지 않는다.
• 최신 초거대 별 수확량은 제2피크 s-과정 원소(Ba, Pb)를 잘 재현하지만, 제1피크 원소(Sr, Y, Zr)는 전자 포획 초신성과 초거대 별성의 기여가 필요하다.
• 모델에서 은은 약 6배 과잉생산되고 금은 약 5배 부족생산되며, 이는 이들 원소의 핵반응 속도에 문제가 있을 수 있음을 시사한다.
• 은하 구성 요소 간 화학적 진화 궤적은 다르다: 허브는 태양계 근처보다 s-과정 대 철 비율이 높은 편인데, 이는 별 형성 효율이 낮고 장시간 스케일의 원천으로부터 지연된 풍부화가 있기 때문이다.