炭素過剰超金属欠乏星と宇宙初期における星・連星系形成史
山田志真子（北海道大学）
須田拓馬、小宮悠（東京大学RESCEU）
町田正博（九州大学）
藤本正行(北海学園、北海道大学）

銀河考古学 (Galactic Archeology)
銀河系ハローの超金属欠乏（EMP）星の表面組成等の解析を通して、銀河系の星形成史・化学進化を探る[Fe/H]<-2.5:682[Fe/H]<-3: 348[Fe/H]<-4: 18

SAGA databasewww.sagadatabase.jp(Suda et al. 2008, 2011)[Fe/H] =log(NFe/NH) - log(NFe/NH)☉[Fe/H]

炭素過剰(CEMP)星 (Rossi+1999)
中性子捕獲重元素量の変動
Aoki, Norris + 2002, Aoki, Beers + 2007
[Ba/Fe]CEMP-s(96)CEMP-no(51)CEMP stars: [C/Fe]>0.7
全EMP星の ~20-30%

Ba の組成で種別(1) CEMP-s stars:
EMP
blue: -2.5 <[Fe/H]<-2
gray: -3<[Fe/H]<-2.5
green:[Fe/H]<-3[C/Fe][Ba/Fe] > 0.5⇒ AGB星での s-process中性
子捕獲元素が増強(2) CEMP-no stars:[Ba/Fe]<0.5⇒ Ba 組成は通常の金属欠乏(EMP)星と同じレベル

CEMP-s vs. CEMP-no

Norris+ 2013, etc.

I. 金属量[Fe/H]依存性:
o CEMP-s stars:[Fe/H] > -3.3にのみ観測o CEMP-no stars:[Fe/H]~ -5～-2 で観測

II. 連星系:✩ CEMP-s stars: 殆ど全てが連星系に属する✩ CEMP-no stars: 軌道運動に依る速度変動が検出されず
binarity observed

III. 炭素組成
CEMP-s: [C/H] 大きい

Lo-CEMP-no: [C/H] 小さいCEMP stars の連星起源説
Suda et al. (2004), Komiya et al. (2007)
炭素、S-過程元素の合成

CEMP星
表面汚染：
AGB星の星風から炭素とs過程元素を降着
Low-mass EMP
survivors (~0.8M◉) :Dredge-up

C,OH
He

WIND
mass loss

H

Primary AGB stars(0.8M◉~8M◉)
AGB stars = C and s-process 元素を生成
ヘリウム 殻で燃焼＋表面対流層による浚渫(dredge-up)
CEMP stars : AGB星からwind から降着:
CH stars (Pop. II) and Ba stars (Pop. I)と同様に。

1. CEMP-no星の連星系起源

s-processvs.
vs.r-processr-processi) s-process[Eu/Ba]≅ 0.7r-process-0.3 > [Eu/Ba] >-1.5
s-process[C(+N)/Fe ]> 0.7

CEMP-no: Euの測定値持つ 4/9 stars
は s-process 起源⇒ 連星系起源
CEMP-s: 3 stars はr-process 起源

s-processの核種合成の特徴
AGB星の s-process 核種合成の効率⇔[Ba/Fe/C]≡[Ba/Fe]-[C/H]
金属欠乏下([Fe/H] ≲-2.5) では、金属量 に依らない。

CEMPの特徴
1.
2.

s-processの効率は大幅 (４ケタ以上)
炭素組成も大きく変動 ( [C/H]= 0~-3）⇒ bimodal distribution[Ba/Fe]=0.5

CEMP-s:s-process の効率、炭素組成とも大きい([Ba/Fe/C] > 0.8 & [C/H] ≳ 1.5)
CEMP-no:Hi-CEMP-no：s-process の効率が小さいが、炭素組成は大きい([C/H] ] ≳ -1.5)
Lo-CEMP-no:s-process の効率は大きいが、炭素組成は小さい

EMP星

炭素組成量[C/H]モデル計算 vs. 観測
中性子源
13C(α,n)16O−𝟒. 𝟓 < [𝐅𝐞 𝐇] < −𝟐

CEMP-no
CEMP-s中性子源
22Ne(α,n)25Mg

s-processの核種合成の特徴
AGB星の s-process 核種合成の効率⇔ [Ba/Fe/C]≡[Ba/Fe]-[C/H]
金属欠乏下([Fe/H] ≲-2.5) では、金属量 に依らない。

EMP星

CEMPの特徴
1.
2.

s-processの効率は幅大きい(４ケタ以上)
炭素組成も大きく変動 ( [C/H]= 0~-3）⇒ bimodal distribution[Ba/Fe]=0.5

CEMP-s:s-process の効率、炭素組成とも大きい([Ba/Fe/C] > 0.8 & [C/H] ≳ 1.5)
CEMP-no:Hi-CEMP-no：s-process の効率が小さいが、炭素組成は大きい([C/H] ] ≳ -1.5)
Lo-CEMP-no:s-process の効率は大きいが、炭素組成は小さい

EMP星

炭素組成量[C/H]Srs-process 元素の組成分布
Lo-CEMP starsの組成:
EMP星の組成(= CEMP星の形成時の組成)と異なる⇒ 炭素の増加は s-process 元素の増加を伴う = 連星系起源[Ba/Fe]: flat な分布 (両側に突出し)[Sr/Fe],[Eu/Fe]: 小さい側のみ突出し⇒ 違いは、s-process の効率とEMP組成の違いの差

BaEu2. 炭素組成 ⇒ 母連星の二峰性周期(軌道)分布

Initial
perioddistributions
初期周期分布
Lo-CEMP-no &CEMP-s : Bi-modal
distribution of [C/H]
Giants
CEMP-sLo-CEMP-no[C/H]

Bi-modal distributionof binary separation
仮定:(1) Log normaldistribution(2) Bondi Accretion(3) Wind:[C/H]=0𝒗𝐰𝐢𝐧𝐝 = 𝟐𝟎 km s-1(4) 混合層の深さ(Giantsに限定) = 0.2M☉

二峰性分布
軌道パラメータ

Roche lobe
overflow~104日
Smaller carbon
accreted⇒[C/Fe]<0.7

CEMP-s:median = 3.44(3.0) (unit day),sigma = 0.61
(0.35)Lo CEMP-no:
median = 4.91,
sigma = 0.23
Both [Fe/H] > -3.3
and <-3.3

Cf. Solar neighborhood (Duquennoy & Mayer 1991)

観測との比較CEMP-s:Log Pmean = 2.5(Starkenburg+14)⇔ 質量輸送後Wind との相互作用で軌道半径が収縮する

CEMP-sBinary fraction: ~100%

Hi-CEMP-no: CEMP-s とほぼ同じ周期 (Hansen+2016)
Lo-CEMP-no: no radial velocity variations⇔ 長周期 (>104 日)

3. 宇宙初期の連星系の特性とその形成史

CEMP 星の金属量分布

frequency

CEMP-s: [Fe/H]>-3.3 でのみ観測⇒ [Fe/H]<-3.3 では、close binaries (P < 104d) は存在しない (← s-process の金属量に依らない)。

CEMP-s
CEMPnoLo-CEMP-s: [Fe/H] ≈ -5
(Ba の観測限界) から[Fe/H] ≈ -2 (CEMPになる限界) まで観測
⇒ wide binaries (P > 104d)は金属量に依らず存在

連星系の形成史

Perioddistribution

wide binaries のみ形成

Binary Fraction[Fe/H]≈ -3.3:連星形成の金属量依存

wideと close binary とも形成

Diskstars
Halostars
Single stars[Fe/H] >-3:
No obvious change between the
Halo &Disk stars Lathan + (2002)

Spectroscopicbinaries

4. 連星系の形成機構

Present-day binaries の形成機構
1. 乱流の支配するガスコアやフィラメントの大規模な分裂 (wide binaries)
2. 原始星の星周の質量の大きい円盤の重力不安定による分裂 (close binaries)

金属量依存性⇒ first core の形成
ダストの吸収による冷却[Fe/H] = -4 ~ -3 の間で効く
Machida et al. (2010),
Machida & Nakamura (2015)

First core

Omukai + (2005)

原始星の星周構造と質量
Machida & Nakamura (2015)[Fe/H] ≳ -3で安定な星周円盤の形成

最もmassiveな原始星の質量[Fe/H]~-4と-3 で大きく違う[Fe/H] ≳ -3 でpresent days と同様 close binaries の形成が可能となる。

まとめ
1.
2.

炭素過剰金属欠乏(CEMP)星の炭素と中性子捕獲重元素 の変動は連星系でAGB星からの質量輸送によって説明できる。
CEMP星の s-process の効率が4ケタ以上に及ぶ
s-process in EMP, AGB stars
o 対流 13C 燃焼: ヘリウム殻flash時発生する対流に水素が取り込まれることによって起きる (低質量 AGB 星: M < 3.5 M☉)o 対流 22Ne 燃焼: 高温度 (log T ≃ 8.5) に達するヘリウム殻flashの対流層で(AGB 星: M > 3.5 M☉)
o CEMP-s stars : 主星は低質量 AGB 星: M < 3 M☉
o Lo-CEMP-no stars:主星は低質量 AGB 星: M ≳ 3 M☉

3. CEMP星の 炭素組成は3桁以上に及ぶ連星の軌道半径・周期のbi-modal 分布 (主星の質量の違い)
o CEMP-s stars : close binaries (P < 104d)o Lo-CEMP-no stars: wide binaries (P > 104d)

4. 連星系の形成史:
o wide binaries: 金属量に依らず形成
o close binaries: [Fe/H]≳-3.3 で出現 ⇒ 現在 と同様の連星形成

連星系周期の観測
Radial velocity の変動の観測⇒高分散分光CEMP-no,HE0107-5240 : V=15.2 mag, Teff=5100 K ([Fe/H]=-5.3)
HE1327-2326: V=13.5 mag, Teff=6180 K ([Fe/H]=-5.6)