初期銀河ハロー質量関数と炭素過剰超金属欠乏星
小宮 悠（北海道大学）
共同研究者

須田拓馬、藤本正行 （北海道大学）
茂山俊和、皆口裕樹 （東京大学）
青木和光 （国立天文台）

概要♦ 超金属欠乏星(EMP star)

小質量星しか– 銀河の初期を知る手がかり ← 残っていない♦ 炭素過剰超金属欠乏星(CEMP star)– 中質量星との連星だったと考えられる• →銀河初期の中質量星のprobe•そのために・・・–中質量EMP starの進化計算–EMP starの観測との比較•連星起源説の検証•初期ハローIMFの推定

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目次♦ CEMP starsのBinary Scenario
1. CEMP stars、EMP starsの観測的特徴
2. 超金属欠乏星の進化
3. 比較・検証♦ CEMP starsが描く初期銀河ハロー
1. CEMP starsの統計
2. 初期ハローIMFの推定
3. 銀河ハローの進化

CEMP stars（炭素過剰超金属欠乏星）

超金属欠乏星([Fe/H]≦2.5)は、進化していない星でも炭素星が多い。

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C, N, S-process
C: open
N: filled

S-process元素(中性子捕獲元素)の多い星(CEMP-s)と、少ない星(CEMP-nos)の2種類に分かれる。
CEMP-sは、Nも増加。
ただしCよりは少ない。
CEMP-nosではNの増加の無いものから、Cの10倍あるものまで多様。
N-rich star
(N/C~10)もある

S-process
理論予測(Busso et al.1999)[Fe/H]~-2.5を境に、s-process元素中の組成比が変化

S-process元素の形成機構が異なる？

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Binary ScenarioC
白色矮星に巨星に→CEMP starsは連星での質量輸送によってC対流層で希釈作られたと考えられる
CCCCC

He flash

CCAGBCC

白色矮星
CEMP star

Binary Scenario• 巨星にのみ[C/H]が小さいものがある(太線：CEMP-s
細線：CEMP-nos☆：[Fe/H]<-4の星)数♦ 根拠– CH star（炭素、s-process過剰なPopⅡstar）は連星起源– 多くのCEMP starが連星との観測(Lucattelo et al.2005)– 対流層の深化によるgiantdwafr
希釈を受けている[C/H]-3-2-10♦ 課題– S-process 元素の増加がある星、ない星がある– EMP satr（超金属欠乏星）の25%が炭素星

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EMP star の進化
TDU(s-processあり)[Fe/H]-2.5

CEMP-s

CEMP-nos

He-FDDM

TDU(s-processなし)-4

Z=0N-rich
0.8

1.2

1.5

3.56(M◎)

0.8~3.5M◎の星 CEMP-s

3.5~6M◎の星 CEMP-nosHe-FDDMでC,NとHe
flash driven deep
mixing (He-FDDM)
s-process元素が増加

Third Dredge UpでCのみ増加
Up (TDU)
s-process元素は作られない

1.5~3.5M◎ではTDUも発生してさらに炭素増加

5M◎以上では対流層でCNサイクルが回ってNが増加、C減少

連星進化
主星との距離に依る進化の違い♦ <0.5AU– Cを汲み上げる前に主星がRoche lobe overflow⇒ CEMPにならない
CEMPにならない♦ 0.5~2AU– Roche lobe overflowで質量輸送 ⇒ CEMPに– Mass lossで角運動量を失い軌道は縮む♦ 2~100AU– Windの降着 ⇒ CEMPに– 軌道は縮む場合と広がる場合がある– 周期と降着量に相関♦ 100AU<– 降着が少なすぎ ⇒ CEMPにならない
CEMPにならない

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Binary Scenario♦ [C/H]と周期
Giant[C/H]=0のwindが降着したと仮定
Dwarf

太線：主星1.5M◎
細線：主星3M◎周期︵日︶伴星0.3M◎

Jeans理論に従う
軌道半径一定■：giant●：Sub giant▲：Dwarf[C/H]

Binary Scenario
降着量が少ない

軌道半径

C汲み上げ
s-process

CEMPになる条件
C⇒N•主星がC汲み上げを起こす•十分な量のCを降着させる主星が炭素星になる前にRLOが発生

主星の質量（M◎）

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Binary Scenario
Binary Scenarioで、連星のうちCEMPになるものの軌道半径、質量の範囲が決まる。

CEMP-nos
軌道半径

CEMP-s
N rich star

軌道半径0.5~100AU
主星質量0.8~6M◎(<3.5:CEMP-s>3.5:CEMP-nos>5M◎:N rich)主星の質量（M◎）

CEMP starの統計♦ 観測 (HK survey, HES survey )1. EMP starの総数は〜3×105個
2. そのうち20~25%がCEMP
3. CEMPの1/3~1/4がCEMP-nos♦ N-rich な星がCEMP-nosと同数程度ある

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CEMP starの統計♦ 仮定– 主星の質量分布 : ( review by Chabrier et al.2003)

ξ ( log m ) ∝ m −1.35 ：m > 0.8M ◎ ( log m − log 0.22 )2 ∝ exp  −
 : m < 0.8M ◎2

×20.33
– 軌道半径分布 ← 周期分布 (Duquennoy & Mayer 1991)
 ( log P − 4.8 )2 f ( log P ( day ) ) ∝ exp  −
2 × 2.32– 連星の質量比分布n ( q ) = const.

(q=M2/M1)

Distribution of mass ratio(Abt 1983)
伴星質量

B-type star

G-dwarf (Duquennoy & Mayer 1991)

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初期銀河ハローIMFの推定♦ 種族Ⅱと同じIMFとすると、
CEMP-sの数–
0.8
3.5A (M )n ( M 2 / M1 )dM 1 ∫f ( A)dA
ψ CEMP − s = ∫ dM 2 N s ( L ( M 2 ) )∫ ξ ( M 1 )
0.08
0.8
A(M )
M
M

He − FDDM

1連星のうちの14%11⇒やや足りないCEMP-nosの数
n(M / M )( )ψ= ∫ dM N ( L ( M ) )∫ ξ ( M )dM ∫f ( A) dA( )M
連星のうちの0.3%⇒全然足りない
0.8

CEMP − nos

620.08s23.52AM M11111

ATDU M1

IMFが現在と異なっていたと考えられる

初期銀河ハローIMFの推定– Loｇnormal IMF

 (log m − log M c ) 2 
2 ×σ 2ξ ( log m ) ∝ exp  −を仮定し、どのパラメータで観測と一致するか検討。
Mcを変えた場合

CEMP − nos
CEMP − s割合

CEMP-sの数を説明できるのは~1M◎と~10M◎の2箇所

CEMP-s数0.20.5

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CEMP-nos数

2510Mc20 (M◎)

うち10M◎のほうはCEMP star中のCEMP-nosの割合も観測と一致

9初期銀河ハローIMFの推定σも変えた場合
CEMPCEMP-nosもnosも観測と一致

CEMPCEMP-sの数が観測と一致
σMc

初期銀河ハロー
Mc=10M◎,σ=0.4とすると、IMFは図のようになる

白色矮星に伴星はCEMPに主星の質量分布伴星の質量分布
超新星に
EMP starとして残存-10

鉄、r-process
元素放出
1Log(m)210

初期銀河ハロー
107

108

EMPハローの全体像

σ109

現在ある
EMP starは3×105個
初期ハローには~108M◎の星があったと考えられるMc
青線：初期EMP starハロー総質量＝107, 108,109M◎

銀河進化[Fe/H]~-3のガス雲

107個、108M◎の星中・大質量星が多い

106M◎の鉄を放出[Fe/H]~-2に一部がEMPstar
として残存

多くは白色矮星、中性子星、Black Holeに11ハローの進化♦ EMP はすべて連星で生まれた– 全連星の10%がEPM として生き残る– CEMP-s, CEMP-nos: 22~40%（伴星WD）– SN 連星: 60~40% (→ 単独星)
個々の超新星についての情報を保存？
r-process元素の増加♦ 全 EMP 数 〜3×105 個⇒ 107 個、全質量108 M◎の連星が必要♦ [Fe/H]~-2.5でIMFが変化
c.f., 球状星団はすべて [Fe/H] > -2.5

Conclusions♦ CEMP star はBinary scenarioで説明できる– 数、組成、周期 を説明可能♦ 超金属欠乏星は初期銀河ハローの探査に有用– 特に連星は、より重かった主星の情報も残している– 恒星進化、連星系進化の解明が条件♦ 銀河初期([Fe/H]<-2.5)では10M◎程度を中心としたIMFが示唆される

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Period distribution(Duquennoy & Mayer 1991)

Lognormalに近い分布が観測されている

種族I ＆ II 星の場合−
He-flash 中の 水素混入は起こらないー Third dredge-up
ー radiative １３C（α,n)16O burning
水素の混入を仮定 （標準理論の枠内にはない） ⇒ convective
overshooting
ｓｅｅｄ核一個あたりの中性子捕獲数は金属量に反比例して多くなる

extra mixing
13C pocket

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恒星進化:種族I ＆ II 星の場合
♦ Third dredge up
通常の星では、炭素の増加はThird dredge upで起きる
S-process元素
水素の混入を仮定 （標準理論の枠内にはない）⇒ convective overshooting

radiative １３C（α,n)16O burning
ｓｅｅｄ核一個あたりの中性子捕獲数は金属量に反比例して多くなる

水素層
結果
水素混入を仮定
13Cポケット

He燃焼
shell flash

C(炭素)とS-process元素が増加

S-process合成[C/H]と周期 : CH starの場合
Giant[C/H]~0.5のwindが降着したと仮定
Dwarf
結果
CH stars の場合は、すべて連星とされる。（周期の観測の確率から）CEMPについても長周期を除くと同様の相関関係が見られる

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CH stars &S-process元素は必ず
s-process elements 増加 ⇔ CEMP-nos
Sr,Y,Zr

Ba-Sm

CH-starLow mass dwarfが無い

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銀河系ハローの金属欠乏星

中性子捕獲元素

Various trends and scatters in the abundanceswith metallicity
鉄族

銀河系の形成史，化学進化
α核

種族Ⅰ

球状星団の金属量分布
種族Ⅱ
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EMP star の進化
TDU(s-processあり)[Fe/H]-2.5

He-FDDM

TDU(s-processなし)-4

Z=00.81.2

1.5

3.56(M◎)星の質量に応じて、2種類の炭素汲み上げ機構がある。
He-Flash Driven Deep MixngとThird Dredge Up恒星進化:超金属欠乏星の場合♦ 0.8~3.5M◎の星：He flash driven deep mixing– He shell flash が繰り返し起こり、次第に成長– 十分な水素混入が起こるようになると汲み上げが起きる
水素層

水素混入

汲み上げ

結果
C(炭素)に加え、N（窒素）も増加

He燃焼

S-process元素も増加

12C(p,γ)13N(e+,ν)13C(α,n)16O17恒星進化:超金属欠乏星の場合(2)♦ 3.5~6M◎の星:Third dredge up

EMPではs-process形成は起きない♦ 5M◎以上の星では結果– Third dredge upに加えて、hot bottom burningが発生– CNサイクルにより窒素が増加– 最大で N/C~10(C⇒N)

Cのみ増加
5M◎以上ではN増加

EMP star（超金属欠乏星）の進化♦ He flash driven deep mixing– He core flashが水素層まで到達– H shell flashが発生して汲み上げが起きる
結果C(炭素)に加え、N（窒素）も増加
S-process元素は作られるが表面には出ない

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CEMP starの統計♦ 周期分布

個数

CEMP star
観測値

CEMP star
推定値

軌道半径（AU）

視線速度変化の見えていない
CEMP starも多くある

N rich stars

超金属欠乏星の中には窒素過剰な星がある
N/C=1019

R-process元素
超金属欠乏星ではr-orocess元素（超新星起源元素）の組成に大きなばらつきがある。

CEMP starの統計♦数
PopⅡの場合に比べて広いパラメータ
スペースでCEMPになれる。
AM ,CEMP ( M1 )n ( M 2 / M1 )dM 1 ∫f ( A)dAA
He− FDDM ( M1 )N (CEMP)
M1== 145
AM ,CH ( M1 )n ( M 2 / M1 )N (CHstar )∫1.5 ξ ( M1 ) M1 dM1 ∫ATDU ( M1 ) f ( A)dA

∫ ξ (M )3.5

0.8

1f(A)軌道半径分布 、n(q)質量比分布 、
ξ(m) IMF

EMP starのうち CEMP-sの割合は、PopⅡ starのうちのCH starの割合の14倍になる

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CEMP starの統計♦ GiantとDwarf– CEMP starの質量分布は n(q) で決まるため、通常のIMFと異なる– GiantとDwarfの比率も変わってくる
Binary Sbenarioの推定
Giant : Sub giant : Dwarf
63% : 10% : 27%

観測26個 : 4個 : 4個
≒ (76%: 12% : 12%)21