超金属欠乏星と初代星・銀河形成
小宮 悠（東北大）
須田拓馬、羽部朝男、藤本正行（北大）

超金属欠乏星EMP(Extremely Metal-Poor) stars• [Fe/H] ≲-2.5• 銀河系ハローで観測される
 HK survey, HES survey, SEGUE,…

（球状星団、矮小銀河は[Fe/H] ≳ -2.5）

・・・と初代星• 初代星のyield• 初代星の生き残りがいるか？（HMP star）

・・・と銀河形成• 原始銀河の化学進化、星形成史

CEMP star
(Carbon Enhanced Metal-Poor star)3[C/Fe]

EMP star の~20%が炭素過剰な
CEMP star(Pop.II starでは~1%)

42
10

CEMP starのうち~3/4 はs-process rich
：CEMP-s~1/4 はs-process: CEMP-nos-1-5-4-3-2[Fe/H]

Metallicity Distribution Function[Fe/H] ≳ -4 では
滑らかに分布[Fe/H]<-4は少数(mteallicity desert ?)[Fe/H]<-4.5の星3個(Beers2005)

HMP (Hyper metal-poor) star
Nishimura+(2008)[Fe/H]<-4.5の星
3天体•HE0107-5240,[Fe/H]=-5.3 (Christlieb+2002)•HE1327-2326,[Fe/H]=-5.4 (Frebel+ 2005)•HE0557-4840,[Fe/H]=-4.8 (Norris+ 2007)-5.5[Fe/H]-5-4.5-4超金属欠乏星組成の理論
恒星進化
He-flash driven deep mixing (Suda+ 2004)
Rotation induced mixing (e.g. Maynet+ 2006)

連星の影響
CEMP stars ←AGBになった伴星からの質量輸送
超新星との連星→r-process 組成に影響

星形成、IMFの違い
High-mass IMF
超新星による星形成
超新星による星形成 (Thujimoto+1999,(Thujimoto+1999, Machida+2005)
Machida+2005)(Thujimoto+1999, Machida+2005)

様性々の超新星の組成が現れる(Argast+ 2000, Oey 2000), Oey 2000)

連星の影響~ CEMP star ~(AU)

初期軌道半径中質量星との連星で、軌道半径<100AUの星
はstellar wind による
mass transferでCEMP starになる。

1001010.1(AU)

0.8 1

1.5 2

3

主星の初期質量57 (M~)

恒星進化理論から主星<3M☉だと炭素合成と同時にs-processもおきる⇒主星質量によってs-process組成に違い

IMFの違いKomiya+(2007)

観測の統計から
1. EMP starの20~25% CEMP.

0.8~6M~の星との連星(Population II では1%)

2. CEMPの1/3~1/4 CEMP-nos.

3.5~6M~の星との連星

中質量星が多かった

IMFが違った.

IMF
Lognormal IMF,
質量比分布 n(q)=1を仮定するとmξ(m)主星のIMF
白色矮星+CEMP

伴星のIMF
EMP starとして残る
0.1

1

IMFのピークは10M~
EMP starの多くは伴星として生まれた

10m (M~)100

超金属欠乏星と銀河形成

階層的化学進化

Mini‐halos~106 M☉

構造形成＋化学進化＋表面組成変化
Extended Press‐Schechter(Somerville & Kollat 1999)
Tvir>10^3Kで星形成

各mini‐haloで独立に進化すると仮定
Massive IMF
Type II supernova

星間物質降着。
連星質量輸送。

仮定
Merger tree : Somerville & Kollat (1999)• Total mass: 1012M☉, Tvir>1000Kのハローで星形成
個々のハローは独立,ハロー内は一様組成
大質量星の寿命 : Schaerer (2002)
Iron yield : Umeda & Nomoto (2002) (0.07M☉ /SN)
星形成効率 10-10/yr で一定 (10-9/yr, 10-11/yr)
各Mini haloで最初の大質量星形成から、その星の爆発までは星形成なし。
IMF :⎛ (log(m /10 M ⊙ )) 2 ⎞[Fe/H]≦-2.5では、ξ ( log m ) ∝ exp ⎜ −⎟2⎝

2 × 0.33[Fe/H]＞-2.5では、現在と同じIMF (Chabrier et al.2003)
半分は連星連星系の質量比q(=m2/m1)分布n(q)=const.

⎠

結果

HES survey でのMDFと比較
視野 6900 deg240%の星をfollow up
空間分布は• 視野方向のGiant は全て(haloの端まで)見える• 方向分布は一様超新星
1発SNのあった所で形成された星2, 5 個のSNによる

age
z=0, 5, 10, 15,20 の時点でのMDF
Age-metallicityには相関なし。
ほぼz>5で形成

Star formation rate
SFE=109, 1010, 1011,1012とした場合の結果

超金属欠乏星とPop.III星Pop. III(.2)にはlow mass starがあるかも生き残っていたとしたら、どんな観測結果？
HMP star = low mass Pop.IIIの可能性は？

Pop. III(.1)はvery massive starらしい
その後の星形成への影響は？
very massive starの時代はいつまで？
金属欠乏星からどんな制限が可能か

初代星の生き残り?

金属量0で誕生

赤色巨星に周囲の星間物質 主星からの質量降着（主星が中質量星なら炭素 [Fe/H]<-5を降着[Fe/H]~-3星に）HMP star星間物質降着仮定
Bondi accretion⎛ 2Gm ⎞m = π ⎜ 2 2 ⎟⎝ V + cs ⎠2

V 2 + cs2 ρ

星間物質
mini-halo内では T=200Kまで冷える
ρ=ρvir×(T/200), V~cs(200K)
より大きなhaloに落ちたら
V=Vcir, ρvir(virializeしたhaloの平均密度)

降着した物質はsurface convection zoneで混ざる• Mscz= 0.3M☉ for giant•= 0.03M☉ for main sequence降着量Low-mass
Pop.III starは巨星になると[Fe/H]~-5の金属量を持つ
濃緑：Z=0で生まれたgiantの分布
薄緑：dwarfの分布⇒HMP starとして観測される

HMP stars の組成•C,N,O, Na,Mg, Alの組成は、Z=0の中質量星での元素合成結果とconsistent(Nishumura+ 2008)•Low energyのSupernova(Umeda & Nomoto03)•Roating massive starからのwind(Maynet+ 2006)によるとの説もある。

Low mass Pop.III starの数

Pop.IIIもEMPと同じIMF, SFRと仮定すると~250個のlow-mass Pop.IIIを予測最初のSNまでの間星形成が抑制されたとすると~50個

HMP starsの数最初のSNまで星形成が抑制されたとすると~50個のlow-mass Pop.IIIを予測
Main-sequence は[Fe/H]~-3に高分散分光されている率 ~ 159/400(HMP starは高分散分光でしか見つからない)
主星が超新星になる場合、そこで放出した鉄を受け取る？

予測されるHMP star数は ~7個[Fe/H]<-4.5の星3個Pop. IIIとEMP starのIMFはさほど違わなくてよい？

Very massive stars
Simulation等によると初代星は >100M☉⇒Pair-instability supernova
EMP starに残る痕跡は？

EMP starのようなlow-mass starを含む星形成への変化はIonizationによる?
• 電離によるH2分子形成促進→冷却Metallicityの増加による?
• Dust cooling, metal line

Ionizationモデル
初代星は200M☉の星• Host haloは蒸発• 10Moの鉄を銀河間空間に放出• 電離光子でmini-halo間空間を電離(電離効率 E: 電離される水素数/電離光子数)

電離した領域で生まれたハローではEMP starと同じ条件で星形成電離されていない領域では200M☉の星が形成

結果
E=1E=0.1

Metallicity
Ionizationの影響は考えず、[Fe/H]<-6でのみ~200Moの星が生まれ、[Fe/H]>-6ではEMP starと同じ星形成
Z=0が出来ずに、-6程度が出来る。
表面汚染に影響に
より組成は通常の超新星の組成になる。

まとめ
金属欠乏星
連星の影響が大きい
High-mass IMF
第2世代以降は[Fe/H]>-4に分布• 構造形成の影響と考えられる

初代星
HMP star : low-mass Pop. III の可能性
• 表面組成は後の質量降着によるPISNになる星はごく少数• あったとしても[Fe/H]<-6

Merger tree

IMFの違い

Tumlinson (2006)•Pop.III starが観測されていない•Pop.III starが再電離に十分な光子を放出•R-process元素は全て~12Moの星から•PISNによる元素合成のパターンが見えないという条件からPop.III starのIMFを推定すると、<M>=8~40Mo