冨永 望(国立天文台)2008/09/08 初代星・銀河形成研究会

星の一生は質量によって決まる
10M

140M

重力崩壊型超新星300M

電子対生成超新星 重力崩壊(型超新星)
構造形成計算100M
現在観測されている超新星

特徴的な元素合成
まだその痕跡は見つかっていない

大久保さん講演

重力崩壊型超新星

非常に明るい
L~1042erg/s~109L
エネルギー源
衝撃波加熱
56Ni-56Co decay
M(56Ni)~0.07M

膨大なエネルギー
EK~1051erg
重力束縛エネルギー
GM/RNS~1053erg

SN1987A

Massive Star (>10M)e--capture SNe (8-10M)

H
He
C
O
Si
NS/BH
Fe

Temp Burning Products
8[10 K] Stage
0.2
H
He
1.5
He
C,O7C
Ne,Mg
15NeO,Mg
30O
Si40SiCr,Mn
5650NSENiCore collapse driven byFe photodisociation
NS/BH formation
Energy deposition

Post-shock Temperature

重い元素の合成

T∝R-3/4E1/4
Shock Propagation

高温 内側
温度 [109K]

Complete Si burning

Fe

5Fe,α,Ni,Zn,Co,V

Incomplete Si burning
4R

3

Fe,Si,Cr,Mn

O burningSi(e.g., Shigeyama & Tsujimoto 1998)

超新星で放出された物質(Fe, C, O, etc.)と衝撃波で掃き集められた物質(H, He)の混合物質が衝撃波で圧縮されて星形成を起こす

H, He
Fe, C, O,
Mg, Si, Ca

ISM が metal-free であると、単一のPop III SNにおける元素合成を反映

⎛ M ej (A) + M sw (A) ⎞⎟ − log(A/B)
[A/B] = log⎜
⎜ M (B) + M (B) ⎟sw⎝ ej⎠
Mej(X): the ejected mass of an element X
Msw(X): the swept-up mass of X (=XISM(X) x Msw)
In spherical symmetry (e.g., Shigeyama & Tsujimoto 98),

Hence, Msw(H,He)>>Mej(H,He).
For low metallicity (Mej(metal)>>Msw(metal)),[A/H]~log(Mej(A)/Msw(H))+con.
[A/B]~log(Mej(A)/Mej(B))+con.

ISMがmetal-freeでなくても、metal-poor環境では次世代星の元素組成は一つの超新星元素合成を主に反映。

星形成

超新星爆発

H, He

重元素汚染
H, He, Z

時間とともに金属量が増える。
金属量：時間の指標[Fe/H]= log(Fe/H)-log(Fe/H)
-5
初期宇宙-4金属欠乏星-20
太陽[Fe/H]

¾ 最初の重元素汚染: 最初の超新星爆発¾ 初期宇宙において: 単一の超新星における元素合成の影響が支配的(Audouze & Silk 95)

Metal-poor stars (金属欠乏星)
銀河系ハローにおいて発見
初期宇宙の元素組成を反映

元素組成が不均一
r-process元素(e.g., Cayrel + 04; Honda + 04)[Fe/H]<-5
Hyper Metal-Poor (HMP)[Fe/H]<-4
Ultra Metal-Poor (UMP)[Fe/H]<-3
Extremely Metal-Poor (EMP)[Fe/H]<-2
Very Metal-poor (VMP)

UMP

単一(少数)の超新星爆発
における元素合成

For lower [Fe/H],
higher [Zn/Fe][Fe/H]>-3:
10個以上のSNの影響(e.g., Tumlinson 06)

HMP
CEMP

EMP

VMP

(Cayrel + 04)

VMP星

より低い金属量の星で、[Zn/Fe] 高い[Na/Fe] 低い

何に起因しているのか？
金属欠乏星の起源は何か？

EMP星

種族III超新星の多様性を反映

T∝R-3/4E1/4

High E Æ high [Zn/Fe] & low [Na/Fe]

Normal SN (E51=1)

Hypernova (E51=10)56Ni(Fe)

28Si

56Ni(Fe)

28Si

16O

16O
24Mg

24Mg
64Zn

64Zn

59Co
59Co

23Na

23Na

25M modelEMP stars (-4.2<[Fe/H]<-3.5)

Normal SN model (25M, E51=1)
M(Fe)=0.14M

EMP stars (-4.2<[Fe/H]<-3.5)

Hypernova model (25M, E51=10, [O/Fe]=0.5)
M(Fe)=0.10M

High entropy

EMP stars (-4.2<[Fe/H]<-3.5)

PISN model (270M, E51=80)
M(Fe)=10M

PISNe do not contribute to the abundance
patterns of the EMP stars.

Umeda & Nomoto 02

normal SN
Hypernovae

normal SN

faint SNeHypernovae

faint SNeHypernovae: Mms>25M, E>1052ergs, M(56Ni)~0.1-0.6M
Normal SNe: Mms<25M, E~1051ergs, M(56Ni)~0.07M
Faint SNe: Mms>20M, E<1051ergs, M(56Ni)~0.001(→CEMP星)
0.01M

(M sw = 5.1 × 10 M  E / 10 erg
451) (n / 1cm )0.97− 3 −0.062(C / 10 km s )-1 −9 / 7

S

(Shigeyama & Tsujimoto 98)(PISNe: E~10-80x1051ergs, M(Fe)~1-30M)Hypernovae: E>1052ergs, M(Fe)~0.1-0.6M
Normal SNe: E~1051ergs, M(Fe)~0.07M
Faint SNe: E<1051ergs, M(Fe)~0.001-0.01M

典型的な[Fe/H](PISNe) > Normal SNe > Hypernovae ~ Faint SNe
(~-1)
VMP
EMP
CEMP
Trends of [Zn/Fe], [Na/Fe] vs. [Fe/H]High [Zn/Fe] かつ low [Na/Fe]であるHNは、[Fe/H]の低いEMP星に寄与。

Hypernovae

Hypernovae

faint SNefaint SNe

8モデル(Mms)で球対称流体元素合成計算
Mms/M
E/1051erg

13115118 20 25 30 40 50
1 10 5,10 20 30 40

M(Fe)/M 0.07 0.07 0.07 0.08

0.1

0.2

0.3

0.6

Gamma-ray bursts association

Hypernovae

相対論的ジェットを伴う爆発

超新星爆発の後期観測
Mazzali, Kawabata,Maeda, etal. 05
Maeda + 08

Fe

全ての重力崩壊型超新星が非球対称である(と考えても矛盾がない)。
(e.g., Maeda + 08)

O

とりあえず、Hypernovaにのみ非球対称性を考慮する。

f JetMinMout

Mixing-fallback model
Jet-induced SN modelHigh entropy environment
cannot be reproduced well.

NT 09

13,15,18,20,25,30,40,50M
IMF

Jet SN[Sc, Ti/Fe] ↑金属欠乏星の trend は親星の質量、爆発エネルギーの異なる超新星爆発を反映
E↗: Msw(H)↗⇒[Fe/H]↘
T↗⇒[Zn/Fe]↗

[Zn/Fe]↗
for [Fe/H]↘

× 観測
Normal SNe
13, 15, 18M
HNe, [O/Fe]=0.5
20, 25, 30, 40, 50M
HNe, [Mg/Fe]=0.2
30, 40, 50MIMF積分 (Salpeter)
NT, Umeda, Nomoto 07

 種族III星の超新星爆発：重力崩壊型超新星

 PISN：痕跡なし Æ 存在しなかった？見つからない？
 PISN：M(Fe)~10M: M(H)~105M で [Fe/H]~-1
 金属欠乏星を再現する種族III超新星 現在の超新星(Mms<100M)と矛盾しない。
 EMP星：Hypernova
 VMP星：Normal SN or IMF-integration
 300M以上の重力崩壊型超新星の寄与についてはこれから。
 種族III超新星の多様性⇔金属欠乏星の多様性
 詳細は天文月報9月号EUREKAで。