s-process elements in dwarf galaxies
平居悠

理化学研究所計算科学研究センター
粒子系シミュレータ研究チーム

中性子捕獲元素の観測[Eu/Fe][Ba/Fe][Sr/Fe]SAGA database (Suda et al. 2008)[Fe/H][Fe/H][Fe/H] < −2.5で[Sr, Ba, Eu/Fe]に分散がある[Fe/H]

[Sr/Fe] vs. [Fe/H]
銀河系

dSph

UFD
SAGA database (Suda et al. 2008, 2017)

2[Sr/Fe]10−1−2−4−3−2[Fe/H]−1[Fe/H] < ‒4から分散

0−4−3−2[Fe/H]−10−4−3矮小銀河は銀河ごとに異なる傾向−2[Fe/H]−10

[Ba/Fe] vs. [Fe/H]
銀河系

dSph

UFD
SAGA database (Suda et al. 2008, 2017)

2[Ba/Fe]10−1−2−4−3−2[Fe/H]−10−4

銀河系：[Fe/H] < ‒4は[Ba/Fe] < 0−3−2[Fe/H]−10−4−3−2[Fe/H]−1dSph: 金属量と共に増加

0[Ba/Eu] vs. [Fe/H]
矮小銀河

銀河系
2sプロセス[Ba/Eu]10−1rプロセス−2SAGA database (Suda et al. 2008, 2017)−4−3−2[Fe/H]−10−4−3−2[Fe/H]−10

[Sr/Ba] vs. [Fe/H]
SAGA database (Suda et al. 2008; 2017)

2[Sr/Ba]1sプロセス

0rプロセス−1−2−4−3−2[Fe/H]−10−4−3−2[Fe/H]−10−4−3−1−2[Fe/H]

軽い中性子捕獲元素 (e.g., Sr, Y, Zr) と重い中性子捕獲元素 (e.g., Ba, Eu)
で起源が異なる可能性

0Sneden et al. 2008, ARA&A, 46, 241[Ba/Sr] vs. [Ba/Fe][Ba/Sr]と[Ba/Fe]に相関[Ba/Fe] > 1の多くは炭素過剰星
AGB星からのsプロセスの影響を強く受けた星はSrよりBaを多く持つ傾向炭素過剰星は連星での質量輸送の影響を受けている可能性が高く、モデルと比較の際は要注意Grus IIの中性子捕獲元素
Hansen et al. arXiv: 2005.10767

中性子捕獲元素の起源天体候補
Electron-capture
supernovae (ECSNe)(Supernovae with low massprogenitors)

Rotating massive stars (RMS)

http://swift.gsfc.nasa.gov/©NASA

Neutron star mergers (NSMs)

Asymptotic giant branch stars (AGB)©NASA

個々の起源天体の化学進化に対する寄与は不明

http://astro.hopkinsschools.org/
course_documents/stars/
faintest_and_coolest/red_giants/
agb%20_stars.htm

Rotating massive stars
H-core12C(p, γ)13N (e+νe)13C
13C(p, γ)14N

rotationallyinduced mixing

14N (α, γ)18F (β+ν)18O(α, γ)22Ne

He-core22Ne (α, n) 25Mg

sプロセス

Yields

Limongi & Chieffi 2018, ApJS, 237, 13
set F
56Ni量(0.07 Msun)を固定

Chieffi & Limongi 2013, ApJ, 764, 21

set M
Mixing and fallback scheme(Umeda & Nomoto 2002)を導入

set R
13–25 Msunはset Mと同様
25 Msun以上は超新星爆発を起こさずブラックホールになると仮定

回転の影響Limongi & Chieffi 2018, ApJS, 237, 13

Yieldの回転速度・金属量依存性
Sr, Baのyieldは大質量星の回転速度、金属量に強く依存する

Prantzos et al. 2018, MNRAS, 476, 3432

星の回転についての観測
Hunter et al. 2008, A&A, 479, 541

OB型星回転速度分布のピーク-1
LMC: 100 km s
-1
SMC: 175 km s

大質量星の回転速度には金属量依存性がありそう回転速度の較正
Prantzos et al. 2018, MNRAS, 476, 3432

以下の点を再現できる金属量に依存した回転速度の組み合わせを仮定
・窒素の観測値 (EMP星にも多く存在)
・‒2 < [Fe/H] < ‒1で sプロセス元素が過剰にならないsプロセス元素の化学進化

実線：rプロセス
破線：sプロセス

Serminato et al. 2009, PASA, 26, 153
Travaglio et al. 2004, ApJ, 601, 864(仮定)sプロセス：AGB星 (1–7 Msun)
rプロセス：II型超新星爆発(8–10 Msun)

halo
thick disk
thin disk[Fe/H] > ‒1.5からAGB星によるsプロセスの寄与が始まる
Käppeler et al. 2011, RMP, 83, 157

AGB, RMSの影響
AGB星：・[Fe/H] > ‒1から寄与・重い元素ほど低金属量からAGB星の影響がみられる

RMS:
・[Fe/H] < ‒0.6で全ての元素においてAGB星より強い寄与

Prantzos et al. 2018, MNRAS, 476, 3432

矮小銀河モデル

金属量分布

Hirai et al. 2019, ApJ, 885, 33

総質量:
87×10

M

13.8 Gyr時点での星質量:
63×10

M5
総粒子数: 3×10

ソフトニング長: 7.8 pc

Simulation
Observation(Sculptor, Leo I)(Kirby et al. 2010, ApJS,191, 352)

MethodHirai et al. 2019, ApJ, 885, 33

N-body/SPH code ASURA (Saitoh et al. 2008; 2009)
・Star Formation
・Cooling and Heating Function (Cloudy, Ferland et al. 2013)
・Supernova Feedback
・Chemical Evolution (CELib, Saitoh 2017)- Core-Collapse Supernovae, Hypernovae(yield: Nomoto et al. 2013, mass range: 13-40 Msun)-Electron-Capture Supernovae (yield: Wanajo et al. 2018, mass range: Dohertyet al. 2015)

Rotating Massive Stars (yield: set F, Limongi & Chieffi 2018, vrot = 150 kms-1)- Neutron Star Mergers (yield: Wanajo et al. 2014, delay time: t-1)
- Type Ia Supernovae (yield: Seitenzahl et al. 2013, N100)- AGB stars (yield: Cristallo et al. 2009, 2011, 2015)-ECSNの質量範囲-48.2-8.4 Msun at Z = 10(metallicity dependent, Doherty et al. 2015)

不定性が大きいため、8.2–9.2 Msun固定でも計算Doherty et al. 2015, MNRAS, 446, 2599

モデル

Hirai et al. 2019, ApJ, 885, 33

[Sr/Fe] vs. [Fe/H]
AGB+NSM: 銀河系の平均

AGB+NSM

AGB+NSM+ECSN

値を説明するには不足
AGB+NSM+ECSN:
・EMP星でECSNが寄与
・ECSNの質量範囲に大き
く依存
AGB+NSM+ECSN+RMS:

AGB+NSM
AGB+NSM+ECSN (ΔM = 1 Msun)

AGB+NSM+ECSN+RMS

・[Sr/Fe]比を増加させる
AGB+NSMだけでは足りず、ECSN・RMSの寄与が必要

Hirai et al. 2019, ApJ, 885, 33

[Ba/Eu] vs. [Fe/H]
AGBとNSMで決まる[Ba/Eu] > 2の星：AGB由来 (現在の観測では受からない)

sプロセス

rプロセス

[Ba/Eu] ~ ­1の星：NSM由来
AGBのyieldの金属量依存性→[Fe/H] > ­1から[Ba/Eu]増加
ECSNとRMSの影響は小さい
Hirai et al. 2019, ApJ, 885, 33

[Sr/Ba] vs. [Fe/H][Sr/Ba]に富んだ星：
ECSN由来モデルC：[Sr/Ba]過剰→ECSNの親星質量範囲はΔM < 1 Msun

Hirai et al. 2019, ApJ, 885, 33

[Ba/Fe] vs. [Fe/H][Ba/Fe]比dSphsならAGB+NSMでも説明できそう[Ba/Fe]Hirai et al. 2019のモデルでの

2

RMSの回転速度を低金属量でより大きくすれば[Ba/Fe]量を増やせそう

D

AGB+NSM

AGB+NSM+RMS

E

F

AGB

AGB+RMS0−2[Ba/Fe]

2AGBのみ (モデルE)だとEMP星の[Ba/Fe]は不足するA

0−2−4−2[Fe/H]

0−4−2[Fe/H]0まとめ• Srの化学進化には、NSM, ECSN, AGB, RMSが寄与• 高い[Sr/Ba]比を持つ星はECSN由来の可能性が高い• Baの化学進化理解には、NSM, AGB, RMSからの汚染史を理解する必要がある• sプロセスの寄与の程度を[Ba/Eu]比から理解できる今後の課題銀河進化
UFD：低い中性子捕獲元素量の起源は？
dSph：銀河ごとに[Sr/Fe], [Ba/Fe]比は異なる傾向→銀河進化史との関係？
銀河系：低い中性子捕獲元素量の起源・UFD/dSphでの元素組成比との関係

元素合成/恒星進化
AGB/rotating massive starの元素合成の理解
恒星進化後期の理解

観測
低いBa組成の星のEu量→EMP星の中性子捕獲元素はr, sどちらが優勢か？
大質量星の回転速度→LMC, SMC以外では？

補足

太陽系の元素組成

56Fe88Sr138Ba
153Eu

Solar abundance pattern of s-, r-, and p- components

Prantzos et al. 2020, MNRAS, 491, 1832

[ls/hs] vs. [Fe/H]

Calibration of the mixing efficiency

Limongi & Chieffi 2018, ApJS, 237, 13

[Ba/Eu] vs. [Fe/H] with [Ba/Fe] < –0.5

[Sr/H] vs. [Fe/H] in model B