2019年度第49回天文・天体物理若手夏の学校
ロワジールホテル豊橋 2019/07/30
太陽・恒星分科会

金属欠乏星で探る
宇宙の星形成と化学進化
須田 拓馬（放送大学 / 東大RESCEU）

1 /58

Contents
I. 導入• 金属欠乏星で探る銀河考古学• 小・中質量星の進化• （大質量星の進化）

II. 金属欠乏星の観測• 最も鉄の少ない星の探査• 金属欠乏星の化学組成• 金属欠乏星の起源
III.金属欠乏星の起源としての連星仮説(1)• 炭素過剰金属欠乏星への進化• 炭素過剰金属欠乏星で探る金属欠乏星の初期質量関数• 銀河系における初期質量関数の変遷

IV.金属欠乏星の起源としての連星仮説(2)• 大質量星連星シナリオ• SPHシミュレーションを用いた超新星爆発と伴星の衝突• OB型星視線速度変動モニタリングを用いた大質量星連星探査

2 /58

Contents
I. 導入• 金属欠乏星で探る銀河考古学• 小・中質量星の進化• （大質量星の進化）

II. 金属欠乏星の観測• 最も鉄の少ない星の探査• 金属欠乏星の化学組成• 金属欠乏星の起源
III.金属欠乏星の起源としての連星仮説(1)• 炭素過剰金属欠乏星への進化• 炭素過剰金属欠乏星で探る金属欠乏星の初期質量関数• 銀河系における初期質量関数の変遷

IV.金属欠乏星の起源としての連星仮説(2)• 大質量星連星シナリオ• SPHシミュレーションを用いた超新星爆発と伴星の衝突• OB型星視線速度変動モニタリングを用いた大質量星連星探査

3 /58

宇宙の物質循環と化学進化
" ☉

観測機器

Metal-deﬁcient stars= ancient stars

重力・宇宙論銀河・銀河団

Dwarf galaxies

First Stars
No elements
heavier than lithium

Near Field Cosmology

星・惑星形成MW

Current Milky Way

コンパクト天体・宇宙素粒子
Supernova Remants

Protostars
Molecular Clouds

Main Sequencestars

Supernovae

Stars
太陽・恒星

Red Giants

星間現象

Galactic
Archaeology
Planetary Nebulae
White Dwarfs

NGC2440 :from HST
Crab nebula :from Subaru

4 /58

Chemical Evolution and Stellar Initial Mass Function
Metal-Deﬁcient Stars(Metal-Poor Stars)= Ancient Stars

Protostars
Molecular Clouds

Stellar Initial
Mass Function

Main Sequencestars

N Present-day IMF?

Supernova Remants

Supernovae?

First Stars IMF

Transition IMF
0.08 0.8
10100
dwarf R(A)GB Supernova

Red Giants
M (M⦿)

Salpeter55, Charbrier03, etc.
Hosokawa+11, Bromm+02, etc.

Planetary Nebulae
White Dwarfs

5 /58

銀河考古学の主要な問題• Can we ﬁnd the ﬁrst (Population III) stars in our Galaxy?
• formation of low-mass Pop. III stars.
• detectability of Pop. III survivors.

• How can we understand the synthesis of elements in stars?
• stars with peculiar abundances like• carbon-enhanced metal-poor stars• stars with unusual abundance patterns for neutron-capture elements• stars showing anomalously enhanced/depleted alpha-elements• What is the star formation history in the early Galaxy?
• initial mass function of Pop. III stars or low-metallicity stars• How is our Galaxy formed?

• dwarf galaxies in the local group are building blocks of our Galaxy?
6 /58

恒星の構造と進化を決める基礎方程式

一次元球対称＋熱対流による物質混合（回転なし）
Mass conservation (Eq. of continuity)
1
dr
=
dMr
4 r2 ⇥
Pressure balance
GMr
dP
=
dMr
4 r4
Radiative transfer
3 L
dT
=
dMr
64⇥ 2 acr4 T 3
Energy conservationdL= n+ gdMr
Rate equations
dXi⇥
NA ⇥⇤v⇤ji
=
dt
µe

⇥
NA ⇥⇤v⇤ikµe

Other constituents: Mass loss, Convective overshooting,
Convective boundary mixing, etc.
!7/58Stellar Structure and Evolution - H-R Diagram
Assymptotic Giant Branch

Main Sequence 
~1-10Myr



H



>12M!

~10Myr

8-11M!

Red Giant BranchH
Horizontal BranchH

0.6-8M!
0.1-0.6M!
White Dwarf~0.1-10GyrH<0.08M!



Hayashi line

>10GyrH>10Gyr8 /58

Evolution of Massive Stars

Neutron StarBlack Hole

Type II Supernovae

He
H

O,Ne
O,Ne
O,Ne
C,O
He
Si
H
Fe
C,O
He
H C,O
He
H
Si
MgMgMgα-element,Fe,(r-process)



>12M!



9 /58

Evolution of Low- and Intermediate-Mass Stars






H


0.6-8M!



r

Mr =

4 r2 ⇥dr0

10 /58

Evolution of Low- and Intermediate-Mass Stars  
!

H
He







11 /58

Evolution of Low- and Intermediate-Mass Stars


1

0





12 /58

Evolution of Low- and Intermediate-Mass Stars



He

H









13 /58

Evolution of Low- and Intermediate-Mass Stars



He
H



 

1







14 /58

Evolution of Low- and Intermediate-Mass Stars



C,O
He




 

15 /58

Evolution of Low- and Intermediate-Mass Stars



He
H











16 /58

Evolution of Low- and Intermediate-Mass Stars



He

H










17 /58

Evolution of Low- and Intermediate-Mass Stars



He

H









18 /58

Evolution of Low- and Intermediate-Mass Stars








He

H



19 /58Mass - Lifetime relation
Age of the univrerse (13.7, billion years)

10.5Ᏹᐂᖺ㱋䠄㻝㻟㻣൨ᖺ䠅

10
9.5
9
8.5
8
7.5

Low-mass survivors㼘㼛㼓㻝㻜㻔㻌୺⣔ิ䛾ᑑ࿨㼇ᖺ㼉㻌㻕

log10 (Main sequence lifetime [yr] )

11

7
6.5
0.5

0.8 1

Solar chemical composition（weak sensitivity tometallicity）

CNO elements
s-process elements

CNO elements
α-elements
iron-group elements(r-process elements)

AGB mass loss

2
3 4 5 6
ึᮇ㉁㔞㻌㼇ኴ㝧㉁㔞㼉

Type II SNe
10Initial mass [solar masses]15 20

系外惑星の事典

20 /58What is important in
Galactic Archaeology?

Element Abundances!
• to identify the ﬁrst stars in the universe• to compare stellar models with observations• to constrain star formation history• to understand the formation and evolution of galaxies

21 /58

Solar Chemical Composition
1H
4He

H and He: dominant elements
Metals: Elements other than H and He
1st, 2nd, 3rd s-process peak-> Nucleosynthesis in AGB

56Fe

1st, 2nd, 3rd r-process peak
74Ge,80Se, -> SNe or Neutron star mergers
84Kr,88

E.Anders & N.Grevesse (1989)

Sr

138Ba

208Pb

22 /58

Stellar Spectra[Fe/H]=log(XFe/XH) log(XFe/XH)

Sun (Disk star)

Normalized Flux

Extremely
Metal-Poorstars(Halo stars)ex) [Fe/H] = 0 : solar= - : Pop. III

Aoki et al. 2006

23 /58

Summary & Discussion• 恒星進化の標準理論はほぼ確立されている。

• 標準理論で説明できない現象はいくつかあり、どれも解決は困難• 観測技術の向上によって困難の度合いは増すと予想• 恒星モデルの予言能力にも関わらず不定性は小さくない。
• 質量放出• 物質混合• 恒星進化理解のカギとなるのは星の元素組成（と星震学）• 星の内部構造（核反応）、物質混合（表面へのくみ上げ）への制限• 外部汚染（表面降着、連星間相互作用）の影響

24 /58

Contents
I. 導入• 金属欠乏星で探る銀河考古学• 小・中質量星の進化• （大質量星の進化）

II. 金属欠乏星の観測• 最も鉄の少ない星の探査• 金属欠乏星の化学組成• 金属欠乏星の起源
III.金属欠乏星の起源としての連星仮説(1)Suda et al.

PASJ, 60, 1159, 2008

Suda et al.

MNRAS, 412, 843, 2011

Yamada et al.

MNRAS, 436, 1362, 2013

Suda et al.

PASJ, 69, 76, 2017

• 炭素過剰金属欠乏星への進化• 炭素過剰金属欠乏星で探る金属欠乏星の初期質量関数• 銀河系における初期質量関数の変遷

IV.金属欠乏星の起源としての連星仮説(2)• 大質量星連星シナリオ• SPHシミュレーションを用いた超新星爆発と伴星の衝突• OB型星視線速度変動モニタリングを用いた大質量星連星探査

25 /58

Formation of the First Stars

Typical mass of the ﬁrst stars>>100 M⦿ (BH formation, Ohkubo)>>100 M⦿ (Explode as Pair Instability Supernovae, PISNe: ~260 M⦿)(Abel, Bromm, Larson, Loeb, Omukai, Inutsuka, Palla, Schneider,
Ferrara)~140 M⦿ (Photo-evaporation of disks: McKee, Tan)>>10 M⦿ (Type II SNe dominant: Brian, Norman)~40 M⦿ (Cooling by HD molecules; Accretion disk around protostar:
Hosokawa, Omukai, Yoshida, Hirano)~1 M⦿ (bimodal peak (~1 and >10 M⦿) IMF: Nakamura, Umemura;
Fragmentation of disk: Clark, Greif, Susa)

Extrinsic factors
Low-mass star formation by UV radiation (Omukai, Yoshii)
SN-induced star formation (low-mass stars: Salvaterra, Ferrara,
Schneider, Machida)

26 /58

History of Search for Pop. III[Fe/H]

1948:Gamov Big Bang

0
-1
-2

primordial nucleosynthesis

HD140283:[Ca/H]=-1.9[Fe/H]=-1.2 (-2.5)

Bond survey[Fe/H]~-2.6

Chamberlian & Aller (1951)

Bond(1970,1980)

HK survey(1985:1992)

no stars below [Fe/H]<-3
Bond (1981)-3

G64-12[Fe/H]=-3.5(-3.28)

Carney & Peterson (1981)-4CD-38 245
[Fe/H]=-4.5(-4.01)-5Bessel & Norris (1984)-6
Initial measurement

-7
1950

corrected value

1960

1970

HE0557-4840[Fe/H]=-4.75
Norris et al. (2007)

HE0107-5240[Fe/H]=-5.3

SEGUE,Skymapper(~2010-)SDSS
J102915+172927[Fe/H]=-4.99
Caﬀau et al. (2011)

Christlieb et al. (2002)

G77-61[Fe/H]=-5.6 (-4.03)
Gass et al. (1987)

1980

HE survey(1990:2001)

1990

HE1327-2326 SMSS J0313-6708[Fe/H]<-7[Fe/H]=-5.6
Frebel et al. (2005)

2000

Keller et al. (2014)

2010

2020
27 /58Hyper Metal-Poor Starssaga• are considered as the candidates of the ﬁrst stars• are related to low-mass star (~0.8M⦿) formation• What is the minimum metallicity to form low-mass stars?
• How many low-mass Pop.III stars are formed and how
much of them have survived until today?

6

Li

Na Al

N

V MnCo5Ba

Neutron-capture elements:
poor statistics

CNO-rich
Iron group:
Supernova models

4[X/Fe]

Zr

Ni

3
2
1
0
Be

-1
0

C O

10

20

Mg Si S

Ca

30

40

Sc

Ti Cr Fe

50

Y
Sr

Zn

60

HE0107-5240
HE1327-2326

70
80
90
Mass Number

Data taken from SAGA database (TS+08,11,17, Yamada+13)

Eu

100

110

120

HE0557-4840
SDSSJ102915+172927

130

140

150

160

SAGA viewer

28 /58

Metallicity Distribution Function

saga

1000

HK surveys(Beers+92)

100+
HES survey(Christlieb+01)

10Carollo+121-6.0 -5.0 -4.0 -3.0 -2.0 -1.0 0.0

1.0

SAGA database (TS+08)
Data taken from SAGA database (TS+08,11,17, Yamada+13)

29 /58SAGA Sample Stars on H-R Diagram
-1.0

0.0

2

log g [cm/s ]

1.0

2.0

3.0

Milky Way (3632)+

Sculptor (981)
Fornax (960)
Leo I (819)
Draco (529)Ursa Minor (317)
Leo II (287)Canes Venatici (176)
Sextans (155)
Bootes (61)Carina (60)
Sagittarius (54)
Hercules (13)Segue I (12)Ursa Major II (4)Coma Berenices (3)Leo IV (1)
Bootes II (1)Teﬀ=6000K

RGB

log g=3.5

MS

4.0

5.0
8000

7000

6000
5000
Teff [K]

4000

3000
30 /58

Large Number of Carbon-Enhanced Stars[Fe/H]=-2.5[C/Fe]

5.0

CEMP

4.0

CEMP: 13
EMP: 74
unknown: 2

3.0

3/6 are CEMP for[Fe/H] < -3.5

2.0

1.0
[C/Fe]=0.7
0.0
-1.0
-2.0
-8.0

Milky Way (1329)
Draco (218)
Sculptor (198)
Fornax (123)Ursa Minor (92)
Bootes (48)
Sagittarius (11)Segue I (5)Carina (3)Coma Berenices (3)Sextans (3)Ursa Major II (3)Bootes II (1)Leo IV (1)

-7.0

-6.0

-5.0

C-rich+MP

EMP-4.0 -3.0[Fe/H]

-2.0

-1.0

0.0

1.0

31 /58

Properties of Carbon-Enhanced Metal-Poor (CEMP) Stars

saga

common in Extremely Metal-Poor (EMP) stars> 20 % for [Fe/H] < -2 with [C/Fe] 0.7
divided into subclasses
CEMP-s (s-process) [Ba/Fe] 0.5
CEMP-no (no s-proces) [Ba/Fe] < 0.5
lower and higher CEMP-no (Bonifacio+15)

1.0
0.0

CEMP-r (r-process), CEMP-r/s (s+r), etc.
unclassiﬁable
CEMP

4.0

CEMP-s

3.0
2.0

-2.0
-3.0
-4.0
-5.0
-8.0

[Ba/Fe]

[C/H]

-1.0

CEMP-no?

CEMP-s

1.0
0.0

CEMP

-1.0

C-normal-7.0

CEMP (5)CEMP-s (119)
CEMP-no (67)

-6.0

-5.0
-4.0
[Fe/H]

-3.0

-2.0

-1.0

CEMP-no-2.0-4.0 -3.5 -3.0 -2.5 -2.0 -1.5 -1.0 -0.5 0.0 0.5 1.0 1.5[C/H]

See also discussions by Aoki+07, Bonifacio+15, Yoon+16, Matsuno+17, etc.

Data taken from SAGA database (TS+08,11,17, Yamada+13)

32 /58

Summary & Discussion• 初代星の直接的証拠は見つかっていない。

• 最も鉄の少ない星は[Fe/H] < -7.1
• 8m級地上望遠鏡での検出限界は[Fe/H] ~ -8

• 金属欠乏星([Fe/H] < -3)の多くが炭素過剰([C/Fe]
示す。

0.7)を

• s-process元素(Ba)過剰を示す星(CEMP-s)と示さない星(CEMP-no)に分けられる。

• [Fe/H]が小さいほどCEMP-noの割合が大きい。

• CEMPは全体の20-30%程度（ディスク星では~1%）• [Fe/H] < -5ではすべてCEMP-no• 鉄と炭素以外にも多くの不思議な元素組成が見られる。
• 窒素過剰(NEMP)星• Na, Mg, Alの過剰、過小を示す星。
• Li組成の金属量依存性• r-process元素の過剰を示す(r-I, r-II)星• r-, s-process両方の過剰を示す(CEMP-r/s)星33 /58

Contents
I. 導入• 金属欠乏星で探る銀河考古学• 小・中質量星の進化• （大質量星の進化）

II. 金属欠乏星の観測• 最も鉄の少ない星の探査• 金属欠乏星の化学組成• 金属欠乏星の起源
III.金属欠乏星の起源としての連星仮説(1)Suda et al.

ApJ, 611, 476, 2004

Komiya et al.

ApJ, 658, 367, 2007

Nishimura et al.

PASJ, 61, 909, 2008

Suda & Fujimoto

MNRAS, 405, 177, 2010

Suda et al.

MNRAS, 432, L46, 2013

Lee, Suda, Beers, Stancliﬀe

ApJ, 788, 131, 2014
• 炭素過剰金属欠乏星への進化• 炭素過剰金属欠乏星で探る金属欠乏星の初期質量関数• 銀河系における初期質量関数の変遷

IV.金属欠乏星の起源としての連星仮説(2)• 大質量星連星シナリオ• SPHシミュレーションを用いた超新星爆発と伴星の衝突• OB型星視線速度変動モニタリングを用いた大質量星連星探査

34 /58

Origin of Extremely Metal-Poor (EMP) Stars

saga

common in Extremely Metal-Poor (EMP) stars • Possible origins
I) CEMP-s and no come from> 20 % for [Fe/H] < -2 with [C/Fe] 0.7
binary mass transfer
divided into subclasses
II)CEMP-no from supernova
CEMP-s (s-process) [Ba/Fe] 0.5
models (Umeda+02)
CEMP-no (no s-proces) [Ba/Fe] < 0.5
lower and higher CEMP-no (Bonifacio+15)
III)CEMP-no from rotating
CEMP-r (r-process), CEMP-r/s (s+r), etc.
massive stars (Meynet+06)
1.0
0.0

unclassiﬁable
CEMP

4.0

CEMP-s

3.0
2.0

-2.0

[Ba/Fe]

[C/H]

-1.0

CEMP-no-5.0-8.0

CEMP-s

1.0
0.0

-3.0
-4.0

CEMP (5)CEMP-s (119)
CEMP-no (67)

CEMP

-1.0

C-normal
-7.0

-6.0

-5.0
-4.0
[Fe/H]

-3.0

-2.0

-1.0

CEMP-no-2.0-4.0 -3.5 -3.0 -2.5 -2.0 -1.5 -1.0 -0.5 0.0 0.5 1.0 1.5[C/H]

See also discussions by Aoki+07, Bonifacio+15, Yoon+16, Matsuno+17, etc.

Data taken from SAGA database (TS+08,11,17, Yamada+13)

35 /58（炭素過剰）金属欠乏星の起源
Fallback (0.002% ejected)- Mixing and Fallback Supernova Models

Mixing Region

Umeda+Nomoto03
Umeda+03, Iwamoto+05, Tominaga+07, Nomoto+13,
Ishigaki+14, Takahashi+14

Fallback (0.012% ejected)
Fallback (0.0087% ejected)

faster mixing (HE1327-2326)
x30 larger diﬀusion coeﬃcient

Iwamoto+05

36 /58（炭素過剰）金属欠乏星の起源- Fast Rotating Massive Stars

回転による物質混合

表面のCNO増加によるmass loss

core H-burning

core He-burning

爆発しないのでclumpが生き残る。

BH without supernova
Meynet+06, 10, Maeder+15ab, Choplin+16, 17ab

元素合成を反映したclump生成

wind+ISM -> clumps

jet爆発でclumpが生き残る。

supernova explosion

Meynet+10

37 /58（炭素過剰）金属欠乏星の起源- Binary Mass Transfer Models-1

CHCasestars
IV(Population I, II)-2-3

He-FDDM[Fe/H]

10-6

Case II

-4
0.1

10-2

10-5

10

-8

0.1

0

10-2

CEMP-s

10-3

10-5

10-7

0

Case IV’

CEMP-no C burning

Case II’-5
Case III

Case I

Z=0
0.8

1.0

1.2

Population III
1.5

2.0

Ritossa et al. (1999)
Gil-Pons & Doherty (2010)

2.5 3.0
4.0
5.0 6.0 7.0 8.0 9.0
MiniTS+Fujimoto10, see also Fujimoto+00
He-Flash Driven Deep Mixing: H-ingestion into the He-ﬂash convective zone
Fujimoto+90, Hollowell+90, Cassisi+96, Fujimoto+00, Schlattl+02, Suda+04,
Iwamoto+04, Picardi+04, Herwig+05, Campbell+Lattanzio+08, Lau+09, Cristallo+09,
Iwamoto09, Campbell+09, Suda+Fujimoto10
38 /58

須田：天文月報2018（炭素過剰）金属欠乏星の起源- Binary Mass Transfer Models
C, N, s-elements

CEMP星の割合が連星パラメターによって決まる。=>連星種族合成

初期質量関数連星の質量比分布
連星の周期分布
連星形成=>重力波天体

It is expected that the typical mass of stars are more massive thanthat expected from the present day IMF (Komiya+07, Lucatello+06).
TS+04, 10, 13, Komiya+07, 09, 10, 15, Nishimura+09

39 /58（炭素過剰）金属欠乏星の起源• Mixing and fallback models

Supernova scenario
Umeda+Nomoto03• Mixing regionとfallback parameterを調整することで多くの金属••欠乏星の組成パターンを説明可能。(Tominaga+14)
faint supernovaから次世代の星を作ることができるかどうか議論されている。(Chiaki+16,17)
すべてのPop. IIIをfaint supernovaと仮定した場合の[C/Fe]と[Fe/H]分布との比較が行われている。(Cooke+Madau14)• Fast rotating massive star (FRMS) models•

すべてのPop.IIIがFRMSだと仮定して化学進化モデルの計算。

•

Li組成や12C/13C比を説明するためにmixing parameterを調整。

Rotating star scenario

Meynet+06(Chiappini+06)(Choplin+17)• Binary mass transfer models• 連星モデルから星のIMFを予言。(Komiya+07)• 金属欠乏AGB星に特有な物質混合(Fujimoto+90,00, Cassisi+96,

Binary scenario

Schlattl+02, TS+04,07,10, Campbell+08, Iwamoto+04,09, Lau+09,
Lugaro+12)• CEMP(-no)星は連星に属していないという観測結果。
(Starkenburg+14, Hansen+16)••HE0107-5240では連星周期150年を予言。(TS+04)
鉄組成の星間降着は難しい。(Tanaka+17)• 星間、銀河間降着によるPop.IIIの表面汚染。(Komiya+16)/58
40TS+04

2004, ApJ,
611, 476

Christlieb et al. (2002, Nature, 419, 904)
Arentsen et al. (2019, A&A, 621, A108)

41 /58Parameter Ranges of the IMF
Search for typical mass (Mmd) consistent with observations. (ΔM = 0.33)
CEMP-s fraction is predicted from
AM (M1 )n (m2 / m1 )
ψ CEMP − s = ∫ ξ (m1 )dm1 ∫f ( A)dA
0.8
A
M
(
)
He− FDDM
1
m1
3.5

mass
distribution ofrange of mass ratio
distribution
binary separation
primary

fraction

Observations

Predicted CEMP-sfraction

Predicted
CEMP-nofraction

Observations

0.2

0.5

1

2

Mmd

5

10

20 (M⦿)log normal IMF
2(log m) ⇤ exp(log m log Mmd )2 ⇥ 2M⇥

Required range of Mmd toaccount for CEMP-sfraction: ~1M⦿ and ~10 M⦿
Required range of Mmd toaccount for
CEMP-s ~ CEMP-no: ~10 M⦿High-Mass IMF
Komiya,TS+07

42 /58Transition to Low-mass IMF
Observations imply high-mass star dominated IMF.
• 本文レベル1
fraction vs. [Fe/H]
本文レベル2•CEMP

0.6

Frequency of C-rich stars

Frequency of C-rich stars

IMF:
0.5

(m)
0.4

• 本文レベル3••

本文レベル 52

1(log m log µ)
expTransitionofm
2 2
the IMF

or

0.3

dN
=m x
d ln m0.2

CEMP: [C/Fe] > 0.7 by mass transfer

0.1

0.0

SAGA
SEGUE, Outer halo
SEGUE, Inner halo
Model B
本文レベル4Model G
Model J

-6

TS+13

-5

-4

-3
[Fe/H][Fe/H]

-2

-1

Model

IMF

CEMP/EMP

A

μ=5, σ=0.6

0.19

B

(10, 0.4)

0.25

C(20, 0.45)

0.19

D

(30, 0.5)

0.17E(50, 0.6)

0.18

F(0.79, 0.51)

0.031

G

x = 1.35

0.08

H

0.85

0.1

I

0.35

0.12

J

0

0.14

0

SAGA database (TS+08, 11)
SEGUE (Carollo et al. 2012)43 /58

Summary & Discussion• 炭素過剰金属欠乏(CEMP)星(特にCEMP-no)の起源として3つのシナリオが提示されている。

• 超新星シナリオ• 回転星シナリオ• 連星シナリオ• 連星シナリオから宇宙初期の星の初期質量関数を推測できる。

• CEMP星をたくさん作るにはたくさんAGB星が必要• 大質量星とその連星が多数作られていたはず

44 /58

Contents
I. 導入• 金属欠乏星で探る銀河考古学• 小・中質量星の進化• （大質量星の進化）

Moritani et al.

Stars and Galaxies, 1, 1, 2018

Suda et al.

II. 金属欠乏星の観測• 最も鉄の少ない星の探査• 金属欠乏星の化学組成• 金属欠乏星の起源
III.金属欠乏星の起源としての連星仮説(1)in prep.

• 炭素過剰金属欠乏星への進化• 炭素過剰金属欠乏星で探る金属欠乏星の初期質量関数• 銀河系における初期質量関数の変遷

IV.金属欠乏星の起源としての連星仮説(2)• 大質量星連星シナリオ• SPHシミュレーションを用いた超新星爆発と伴星の衝突• OB型星視線速度変動モニタリングを用いた大質量星連星探査

45 /58

fragile element
burn at 2.5x106 K
4saga• logε(Li)◉=1.05 (photosphere) log ε (Li)
3.26 (meteorite)•logε(X)=12+log(X/XH)

Red giants
Subgiants
super Li-rich giants Turnoff

good diagnosis forsurface contamination

3

Big Bang Nucleosynthesis
Spite plateau(e.g. Cyburt+15)(Spite+82)21Supernova binariescf) accretion from giants
extra mixing (in giants)

0-1

Li Problems

Excluded stars with [Fe/H] > -1

red giants & subgiants:taken into account the dilution by
the convective envelope.

Excluded dwarfs (Teﬀ > 5818 K and log g > 4.0)

-8

-7

-6

-5

-4

-3

-2

-1

[Fe/H]
46 /58Supernova binary scenario
Massive Pop III star

Low-mass Pop III companion
Stripping of surface layers
Accretion of SN ejecta
Binary separation has to besmall enough.
Evolution to red supergiants(>~ 5 au) will inhibit this
scenario (cf. Marigo+01,
Heger+10, Kinugawa+14).

47 /58

Simulations of SN binary scenario• Stellar evolution models: 1D hydrostatic (Suda+10)• Supernova explosion models: SN1987A (Shigeyama+90)• SPH simulations: ASURA code (Saitoh+08)• Binary system: 20 M⦿ + 0.8 M⦿
• Separation : ~0.05 au (~10 R⦿) or ~0.1 au (~20 R⦿)• Num. of particles: ejecta: ~16M, companion: ~1M• Previous studies on the stripping by the collisions ofsupernova ejecta• Ia: Marietta+00: PPM• Ia: Pakmor+08: GADGET• Ia: Pan+12: FLASH• II: Hirai+14: yamazakura, massive + massive• Ibc: Rimoldi+16: Gadget-2

48 /58

Evolution of 20 M⦿ Stars

5.5
5.4

0.05 au

Constant stellar radius
0.1 au
1 au

5.3
small symbols: He-burning
large symbols: C-burning

log L [Lsun]

5.2[Fe/H]=-1
-2
2 au
-3
-4
-5
-6
-7
-8
Z=0

5.1
5.0
4.9

Low metallicity stars do not evolveto red supergiants due to the lackof CNO elements.

4.8
4.7
4.6
4.5

• Computations are terminated at C-burning

60000

4000030000

20000
10000 7000 5000
Teff [K]see also Heger+Woosley10

3000
49 /58

SN ejecta of H15[̲2] models
Shigeyama+90 prescription based on Heger+10 models
0.04

velocity [km/s]
41
Ekin [10 erg]
mass [Msun]

107

Kinetic energyof the shellv [km/s] or Ekin / 1041 [erg]

106
105

0.03
0.025

mass contained in the shell

104

0.02

103

shell velocity

101

0

2

0.015
0.01
0.005

H+He

Ni(Fe)+Si
Si+O
O+Ne+Mg
C+O
He

102

100

0.035

4

6
8
Mr [Msun]∆ M [Msun]

108

10

12

14

0

50 /58

Saitoh+08
• 58
•
• 2

,1
H
7.

(3

D = 8HH 8D
H
8 : D
: D

HD
• 4

3.

D

8 0
) & &) 1• 2 M
8 : H=
8

:

8

6
:
==H

8HH 8

:

=

H N &

D
H D
&

=

, &
(
&)

51 /58

Coordinate [0.1 au]

M1 = 15M◉
主星質量
M2 = 0.8M◉
伴星質量a = 0.1 au
連星間距離
t = 0-20 hours 計算時刻

log ρ [g/cm3] -5-4-3-2-1 0 1 2 3 Density
log T [K] 3 4 5 6 7Temperaturelog P [1017 dyn/cm2] -6 -5 -4 -3 -2 -1 0 1 Pressure

52 /58

Stripped mass for the H15̲2 model

0.80000.7998Stripped mass:

Total Mass [M◉]0.7996~0.002 M◉

0.7994

convective envelope
at ZAMS: ~0.005 M◉

0.79920.7990Δlog ε(Li) ~ -0.4

0.79880.7986
0.7984
0.7982024
68Time [hour]101253 /58

Accretion of ejecta
10-2

accreted mass [M◉]

10-3
10-4
10-5

H+He
He
C+O
O+C
O+Ne+Mg
Si+O
Ni(Fe)+Si
Total

Too much metals for
not well-mixed ejectabut, well-mixed ejecta
is favored for 1987A.

10-6
10-7

time [hour]
54 /58Preliminary result ofDependence of accreted mass on separation
10-1[Fe/H] ~ 0 at 0.1 au,
but [Fe/H] = - at 0.4 au

Accreted mass [M◉]10-2

1x10-310-3

1x10-4

10-4
10-5
10-6
10-7

0

10

20

a: Separation [au]30
55 /58Observational Counterparts• Massive Pop. III stars cannot survive
until today.

• Observational counterparts in nearby
OB stars• Radial velocity monitoring• MALLS on Nayuta telescope (Mid Res.)• 20 nights (16B-18B) + 3 nights (19A)• HIDES on Okayama (High Res.)• 17A: 6 nights• GAOES on Gunma Obs. (High Res.)• 2016/11/12-2017/2/4: 7 nights• Target: Massive (+Low-mass) stars• OB stars from spectroscopic catalog(Skiﬀ, 2009-2016) [64112 stars]• Exclude double-lined, eclipse, and visualbinaries from >20 references [62940]• Spectroscopic SB1 [62]• brighter than 8 mag. [24]• Dec. > -25 [14] -> 10 stars

preliminary results for radial velocities
Mayer+17
P=10.25 days
M1=19M⦿
M2=2.02-4.32M⦿

P=33.6 or 72.5 d is possible.

56 /58

OB star binaries in literature(excluding X-ray binaries)

Observational counterparts in solar neighborhood

Orbital periods

Mass ratios* multiple systems are counted separately.

* Most of them are derived in eclipsingor spectroscopic binaries.
57 /58

Summary & Discussion• 金属欠乏星の起源となる4つめのシナリオ、超新星連星シナリオを提案した。

• 超新星イジェクタの低質量伴星への衝突• SPHシミュレーションによる伴星の剥離、降着を調べた。

• 剥離の影響はそれほど大きくない。
• 降着の影響は大きいが、連星間距離への依存性が極めて大きい。
• 炭素過剰星の起源や他の元素の組成分布との比較が可能になる。

• 対応天体となる大質量星連星の観測を行った。

• 連星周期を決定できる段階になった。
• 太陽近傍では連星間距離の短い大質量星連星は存在する。

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