初代星研究会＠甲南大学2008年9月9日

データベースで探る銀河系の化学進化

The Stellar Abundancesfor Galactic Archaeology(SAGA) database
http://saga.sci.hokudai.ac.jp/

須田拓馬（北海道大学）

共同研究者
山田 志真子、勝田 豊、石塚 知香子、藤本 正行（北海道大学）
西村 高徳（国立天文台）

Contents• Observations of Extremely Metal-Poor (EMP)stars• The SAGA database• Origin of most iron-poor stars• Lessons from binary hypothesis• Possible evidence for massive star binaries

分子雲

銀河の化学進化- 金属量は時間と共に増加

原始星

金属量の少ない星(金属欠乏星)=古い世代の星

主系列星
超新星爆発

赤色（漸近）巨星

超新星残骸

惑星状星雲
白色矮星
NGC2440 : from HST
Crab nebula : from Subaru

Number of Observed EMP Stars- Metallicity Distribution
Histogram of known metal-poor field halo stars

mostforiron-poor
Searches
metal•Three1000stars
Hyperpoororstars
inMetalthePoor(HMP) stars

1200+347

compiled stars[Fe/H]~-2 : ~10,000 stars(Beers & Christlieb 2005)

NumberGalactic halo since(Additional sample)
100
1980s (HK survey,Compiled sample
1.
HE0107-5240
HESsurvey) : -5.3
(Christlieb
et al. 2002)
Beers et al.(1985,1992)
Giantlinear
10et al.(2001) : -5.4
2.Christlieb
HE1327-2326
C-rich starsstars
with [Fe/H]•>100([C/Fe]>0.5)(Frebelet al.2005,~Aoki-3, but
3 stars
et al.
2006)well1
below[Fe/H]=-4
3. HE0557-4840 : -4.8-6-5-4(Norris et al. 2007)

biased sample

HMP stars-3-2-101[Fe/H]
Figure created with SAGA -DB(Suda et al. 2008, PASJ in press)

Characteristics of EMP Stars•Large fraction of carbon rich stars ([C/Fe] >~ 0.5) (CEMP stars)
compared with the Population I & II stars•Two groups of CEMP stars : with/without enhancement of sprocess elements (CEMP-s and CEMP-no(s), respectively)“C-rich” for [C/Fe] > 0.5“EMP” for [Fe/H] < -2.5
“Giants” for Teff < 6000K and log g < 3.5[Ba/Fe][C/Fe]

CEMP-s

CEMP-no[Fe/H][C/Fe]
Figure created with SAGA -DB

Statistical Treatment ofObserved Data
The Stellar Abundances for Galactic Archaeology (SAGA) database
http://saga.sci.hokudai.ac.jp/ 2008年6月公開


観測データの収集
 元素組成解析などを行っている論文のリストアップ

データ入力ツールの開発
 Webフォームを用いたデータ入力システム



収集データの活用
 検索システム by Perl CGI + MySQL

Database sample
Papers: 123 (covering since 2000)
Stars: 2620(1528)
Data
Number[X/Fe]: 15,327 [Fe/H]-1<299-1~-2 441[X/H]: 18,015-2~-3 644
logε: 18,015-3~-4 136<-45

Screen Snapshot of SAGA
database Retrieval Subsystem

Stellar Evolution at[Fe/H] < -3
[Fe/H]<~-2.5で進化後期での表面組成が変化す-1-2IV
C-rich, s-rich CaseC richPop. IIs-process richる。
C, N rich and/or s-rich-3との連星系[Fe/H]

AGBと低質量星(0.8Msun)

Mass transfer via Roche
lobe overflow or windaccretion
連星間距離（連星周期）

Case IICN richs-process rich
0-40.1-810-5 1010-310-20.1

10-610-5

10-7 0
C burning

Case IV’
C richNot s-process rich

CEMP-sCase II’

CEMP-noC-rich (N-rich)s-process rich

-5

Case IIINo mixing
No dredge-up

Case I
CEMP-noCN richの違いによる組成のばらつZ=0
き0.8

1.0

1.2

1.5

2.0

2.5 3.0Mini

4.0

5.0

6.0 7.0 8.0 9.0

Suda & Fujimoto (2009, submitted to ApJ)

Formation of Carbon Stars Case of Pop. I and II low to intermediate
mass stars

ヘリウム殻燃焼段階でヘリウム殻燃焼で熱パルスが発生，表面へ核生成物（炭素やs-過程元素）が運ばれる。

C,OHe

質量座標

表面対流層

水素層の底
34He12C
12C＋4He16O

ヘリウムフラッシュ誘起の対流時間

しかし Na,Mg,Al などを説明するのは難しいFormation of Carbon Stars Case of EMP low to intermediate mass stars
C, N

表面対流層

質量座標

12C(p,γ)13N(e+ν)13C

反応生成物

水素層の底

13C(α,n)16O

中性子捕獲反応
ヘリウムフラッシュ誘起の対流

Helium Flash Driven Deep Mixing (He-FDDM)
Fujimoto et al. (1990, 2000), Suda et al. (2004)

時間

Nuclear Network of HeBurning Shell
12C(p,γ)13N(e+ν)13C

温度
13C(α,n)16O

混入継続時間(τmix)•Mixing Parameters•13C混入量=13C/12C•混入継続時間=τmix•領域を平均化 one-zone model•He burning 層が薄い
•thin shell approximation (Fujimoto &Sugimoto 1979)

Results - CNO elements[O/Fe]=1[O/Fe]=0

HE0557-4840
Mg-richHE1327-2326
水素混入＋He-FDDM

TDU

Suda et al.2004

HE0107-5240

Nishimura et al. (2009, submitted to PASJ)

Results - Na, Mg, Al
HE1327-2326
HE0107-5240
HE0557-4840

He-FDDM

Third Dredge-up

Nishimura et al. (2009)Comparisons of Abundance Patternwith HMP Stars
C,N,O
He-FDDM (NCNサイクル)
He-FDDM + TDU (C,O汲み上げ)

Na,Mg,Al

星間空間からの汚染

鉄族元素SrBa

Nishimura et al. (2009)

Origins of Most Iron-PoorStars• HE1327-2326 (Mp < 1.5 Msun)• He-FDDM (CNO, NaMgAl)• HE0107-5240• He-FDDM + TDU (1.5 < Mp/Msun <3)• C, O from TDU• NaMgAl from He-FDDM• HE0557-4840 (3 Msun < Mp)• TDU only

SAGA Sample Stars on
H-R Diagram-1
01logg2compiled stars 1141

MP
EMP,RGB
EMP,MS
Crich,RGB
Crich,MS
CEMP,RGB
CEMP,MS

Stellar evolution of
0.8 Msun, [Fe/H]=-2.3

C-rich: [C/Fe]>0.5
Giant: Teff < 6000 and log g < 3.5Giant3456Dwarf
8000

7000

6000
Teff50004000Suda et al. (2008, PASJ in press)

Dilution Effect in Binary
Hypothesis
Effect of dilution by the surface convection ofaccreting matter from
0.8 Msun stars assuming:
binary companion
dwarf[C/Fe]ini = 0.0
Static accretion at t=2x1016(sec)AGB evolution of 2Msun
surface convection
Parameters
radiative core
Macc: accreting mass
[Fe/H]: metallicity[X/H]acc = -1.0 - 0.0
giant
enhancement of element X in primaryDilution Effect by SurfaceConvection
Teff(K) for [Fe/H]=-36628 6000 5500 5347

Mass of surface convection

1[Fe/H]=-10.1 Dwarf

Z=0
対流層のGiant

0.01

急激な変化

0.001

4 > log g > 36500 > Teff (K) > 5500
[Fe/H]=-1-2.3-3-4-5Z=01e-04

1e-05
54

32log g10Suda & Fujimoto (2009)Dilution Effect - case of carbon
5.0[C/H]acc=0.0, [C/Fe]ini=0.4, t(AGB)=2.0E+16644
0.217(Macc, [Fe/H])
4.0

観測では矮星-巨星で組成のジャンプは見られない。

3.0[C/Fe]

2.0

1.0

0.0

(0.1, -3)
(0.005, -4)(0.001, -4)(0.01, -3) Giant(0.005, -3)(0.001, -3)(0.005,-2)(0.001, -3), [C/H]=-1

Dwarf

MP
EMP,RGB
EMP,MS
Crich,RGB
Crich,MS
CEMP,RGB
CEMP,MS

-1.0

-2.0
-1.0

0.0

1.0

2.0

3.0
logg

4.0

5.0

6.0

Suda et al. (2009, in prep.)Dilution Effect - case of Sodium
3.0[Na/Fe]acc=1.5, [Na/Fe]ini=-0.2, t(AGB)=2.0E+16343-0.1672.5

2.0[Na/Fe]1.5(0.01, -3), [Na/H]=0.0

1.0

0.5

0.0-0.5(0.005, -3)(0.001, -5)(0.001, -4)(0.001, -3)

MPEMP,RGB
EMP,MSCrich,RGB
Crich,MS
CEMP,RGB
CEMP,MS

-1.0

-1.5
-1.0

0.0

1.0

2.0

3.0
logg

4.0

5.0

6.0

Dilution Effect - case of [Mg/Na]
2.0
307
1.5-0.016

1.00.5[Mg/Na]0.0(0.0001, -3)(0.001, -3)(0.01, -3)

-0.5
-1.0
-1.5

MP
EMP,RGB
EMP,MSCrich,RGB
Crich,MS
CEMP,RGB
CEMP,MS

-2.0
-2.5
-3.0
-1.0

0.0

1.0

2.0

3.0
logg

4.0

5.0

6.0

4.0

Dilution Effect - case of s-processelements (Ba)

785
0.112

3.0

(0.1, -3)
2.0(0.01, -3)[Ba/Fe]1.0(0.001, -3)

0.0MPEMP,RGB
EMP,MSCrich,RGB
Crich,MSCEMP,RGB
CEMP,MS

-1.0

-2.0

-3.0
-1.0

0.0

1.0

2.0

3.0logg

4.0

5.0

6.0

Diffusion during
Main Sequence

Effect of external pollution - Z=0.01のmatterを0.01MsunだけZ=0, 0.8Msunモデルに降着• now in progress (appliedto white dwarf)• 表面対流層の底に沈殿した物
質が巨星へと進化する際に表面にくみ上げられる。

物質の表面対流層の底に沈殿くみ上げ

矮星と巨星の組成差

log Teff• pressure (gravity)
diffusion, thermal
diffusion, and ion-electroninteractions

Envelope Mass (Msun)•Inclusion of diffusion
during the MS phase.

[Fe/H]

沈殿した巨星分枝
主系列
表面対流層の進入Time(Gyr)

Weiss et al. (2000)

Massive EMP Binaries (1)• Komiya et al. (2007, 2009)によると現在観測されているEMP starsはほとんどがbinary companion• 観測されるCEMP-s, CEMP-nosの比• 銀河系のFeの化学進化• IMFのpeakは~10Msun• binaryのmass ratio依存性はそれほど大きくない。

Massive star + low-mass starの連星の証拠があるはずMassive EMP Binaries (2)Primary: ~10 Msun, Secondary: 0.8 Msun giant

連星間距離(Rsun)
小大

Initial metalによるcutoffMPEMP,RGB[r/Fe]=2, wind accretion[Fe/H]=-3.5

a=300 Rsun

Iron Group 1.0Elements

1.00.0-0.5

Cr684
0.609

-0.5

1.0

1.00.50.5

0.0-0.5

Mn
436
0.321

-1.0

[Cu/Fe]

0.0

0.0
-0.5

1.0

0.5

0.5

-0.5

Cu
79
0.827

-1.0
-6.0

-5.0

-4.0

-3.0 -2.0[Fe/H]-1.00.0

Ni568
0.037

-1.0

1.00.0Co349-0.384-1.0[Ni/Fe][Mn/Fe]-1.0[Co/Fe]0.5[Zn/Fe][Cr/Fe]0.5

0.0-0.5Zn
249-0.514-1.0
1.0-6.0-5.0-4.0-3.0 -2.0[Fe/H]-1.00.0

1.0

187-1 0.96882-1.0 0.917-2-2.0[Co/H][Cr/H]

Iron Group vs. Zinc

-352Cr

-4-5-5.0-2.0-2.095-1.0 0.957[Ni/H][Mn/H]

-3.0

55Mn

-4.0
-5.0

-3.0

-2.0
-3.0

63Cu

-4.0
-3.0-2.0[Zn/H]

-1.0

0.0

58Ni

-4.0-5.0-4.076-1.0 0.984-5.0-4.059Co-4.084-1.0 0.938[Cu/H]-3.0-3.0MP
EMP,RGBEMP,MSCrich,RGB
Crich,MSCEMP,RGB
CEMP,MSpower=1power=4/3-2.0[Zn/H]-1.00.0

Conclusions
He-Flash Driven Deep Mixing元素合成モデルと金属欠乏星の観測データを比較した。



C/O, Mg/Na, Al/Mg比で元素合成の起源を分類可能。

HMP星の起源を連星シナリオで統一的に解釈できる。

連星起源の観測的証拠をSAGA databaseで調べた。


表面対流による希釈効果は直接的には見られない。


すべてbinary起源とされるCEMP-sでも見られない。

主系列における重力拡散（あるいは熱拡散）が働いているかもしれない。

r-process起源の元素がMassive star binariesで説明可能。



鉄族元素の一部とZn組成が4/3乗の冪に乗る。