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(1)

超新星爆発による

元素合成と重元素汚染

冨永望 (甲南大学) 2nd _{Mar 2011} 恒星進化・星形成から探る銀河の形成・進化の研究宇宙最初の星から太陽系形成まで

(2)

藤本先生

ご退職おめでとうございます

(3)

重力崩壊型超新星と宇宙の化学進化

•

超新星爆発による炭素過剰の証拠

•

大規模金属欠乏星探査をどう使うか

(4)

(5)

Core-collapse supernovae

Core collapse driven by Fe photodisociation NS/BH formation Energy deposition

H

He

C O Si

Massive Star (>10M

_

)

e-_{-capture SNe (8-10M} ) Fe Temp [108K] 0.2 1.5 7 15 30 40 50 Burning Stage H He C Ne O Si NSE Products He C,O Ne,Mg O,Mg Si Cr,Mn 56 Ni NS/BH SN Ic SN Ib SN II

(6)

54_Fe 4_Hefallback 56_Ni 4_He 28_Si

SN nucleosynthesis

Post-shock Temperature

T∝R

-3/4

_E

1/4

Complete Si burning

Fe,α,Ni,Zn,Co,V

Incomplete Si burning

Fe,Si,Cr,Mn

O burning

Si

Temperature

[109_K] 5 4 3 Shock propagation

Heavier elements

higher-T & inner layers

Abundances 16_O 20_Ne 12_C 24_Mg 28_Si Mr[M_] Presupernova structure 56

_Ni

_

56

_Co

_

56

_Fe

超新星の光の源

L

_SN

∝M(

56

_Ni)

(7)

超新星爆発元素合成の観測

•

超新星爆発

• 個々の超新星の性質 • 主要元素(酸素、カルシウムなど)、放射性元素 •

超新星残骸

• 個々の超新星の性質 • 主要元素(鉄、シリコンなど)、放射性元素 • 元素の空間分布 •

金属欠乏星

• 様々な超新星の混合 • 微小元素(odd元素、中性子捕獲元素、同位体)も • 過去の超新星爆発における元素合成

(8)

r-process process

金属欠乏星

(e.g., Cayrel + 04; Honda + 04)

元素組成が不均一

A few SNe contributed to the EMP stars(e.g., Tumlinson 06)

UMP HMP EMP CEMP [Fe/H]<-5 Hyper Metal-Poor (HMP) [Fe/H]<-4

Ultra Metal-Poor (UMP)

[Fe/H]<-3

Extremely Metal-Poor (EMP)

[Fe/H]<-2

Very Metal-poor (VMP)

VMP

(9)

金属欠乏星から超新星を探る

Fe, C, O, Mg, Si, Ca H, He

If ISM is metal-poor (Z<10-3_Z

), all metals in the

next-generation stars are synthesized and

ejected by the parent SN.

The next-generation star is made from the mixture of

the matter ejected by the SN (Fe, C, O, etc.) and swept-up by the

shockwave (H, He).

SN-induced Star Formation

(e.g., Cioffi et al. 1988; Shigeyama & Tsujimoto 1998)

金属欠乏星(低金属量環境で)の元素組成 _{ 超新星元素合成}

[A/H]~log(M_ej(A)/M_sw(H))+con. [A/B]~log(M_ej(A)/M_ej(B))+con.

(10)

(11)

超新星爆発における元素合成

• 基本的な論文

(12)

宇宙化学進化

• 金属量依存したSN yieldを用いた化学進化計算 H, He

星形成

超新星爆発

H, He, Z

重元素汚染

時間とともに

金属量

が増える。

(13)

問題点：鉄が多すぎる

M(Fe)/2

M(Fe)x2

(14)

問題点: 鉄族元素 or 鉄が多すぎる

Normal SN model (25M_, E₅₁=1) NT+07b 金属欠乏星 (Cayrel+04) SN model (NT+07b) -1 0 1 5 10 15 20 25 30 B N F Na Al P Cl K Sc V Mn Co Cu Ga C O Ne Mg Si S Ar Ca Ti Cr Fe Ni Zn Z [X/Fe] Hypernova model (25M_, E₅₁=10)

(15)

解決策:

内側の物質の放出

&

外側の物質の降着

©H.Umeda Umeda & Nomoto 2002

Mixing-fallback model

M_mix(out) M_cut(ini)

(16)

Mixing-fallback modelの成功

-1 0 1 5 10 15 20 25 30 B N F Na Al P Cl K Sc V Mn Co Cu Ga C O Ne Mg Si S Ar Ca Ti Cr Fe Ni Zn Z [X/Fe]

Hypernova model with mixing and fallback

Kobayashi,…,NT+06 NT+07b

(17)

Hyper metal-poor

starの発見

©すばる望遠鏡 Christlieb+02; Frebel+05; Aoki+07

(18)

Hyper metal-poor star・

炭素過剰金属欠乏星への応用

Umeda & Nomoto 03,05; Iwamoto,…,NT,+05

放出する鉄(=56_Ni)の量の少ない超新星モデル faint SN model  High [C/Fe] CEMP星に対応する超新星は観測されている (e.g., Zampieri+03) HMP星に対応する候補も存在(NT+07a) M(56_Ni)

(19)

EMP stars

(e.g., NT+07b)

HNe

[M(56_Ni)～0.1M ]

CEMP stars

(e.g., Umeda & Nomoto 05; NT+07b)

Faint HNe

[M(56_Ni)～10-3_M ]

HMP stars

(e.g., Iwamoto, Umeda, NT+ 05)

Faint SNe

[M(56_Ni)～10-5_M ]

ONeMg層まで f~10-3

C+O層まで f~10-5

Mixing region Ejection factor Si層まで f~0.1

Mixing-fallback model による再現

EMP CEMP HMP

Mixing-fallback modelの

パラメーターの意味は?

(20)

Mixing-fallback model

-具体的な描像-NT+07b

ジェット状爆発

(e.g., GRB-HNe) Rayleigh-Taylor 不安定 + Fallback (e.g., SN1987A) weak explosion E<1051_erg に限る

(21)

Mixing mechanism

ジェット状爆発

Fe O NT+07a Joggerst+10 Rayleigh-Taylor 不安定 + Fallback

(22)

次世代星の元素組成

ジェット状爆発

NT+07a Joggerst+10 Rayleigh-Taylor 不安定 + Fallback Not-high [C/Fe,Mg] [C/Fe] +2 [C/Mg] 0 Low [(Co.Zn)/Fe] [C/Fe] +4 [C/Mg] +2-+4 [Co/Fe] 0 [Zn/Fe] +0.3

(23)

(24)

-1 0 1 2 3 4 -5 -4 -3 [C/Fe] [Fe/H]

Carbon enhancement in EMP stars

Ultra metal‐poor (UMP) Hyper metal‐poor (HMP) Extremely metal‐ poor (EMP) C‐enhanced EMP (CEMP)

(e.g., Cayrel + 04; Honda + 04; Christlieb +02; Frebel +05; Norris + 07)

Metal-poor stars tend to have

high [C/Fe] for low [Fe/H].

What realizes C-rich environments?

Metal line cooling (Frebel + 07)

Dust cooling (e.g. Schneider + 2006).

Critical metallicity

1. Faint SN

2. 2種類のSNe (Fe無 + normal SN) 3. AGB伴星からの質量降着

(25)

それぞれの特徴

•

Faint SN

(Umeda & Nomoto 02,05; NT+07ab; NT09)

• [C/O]≳-0.8, [O/Mg]≳-0.5

• 爆発メカニズムが不明

•

Binary mass transfer from AGB companion

• Cが多い([C/O]≳0)

• >4M_: Nが多い([C/N]≲0, [N/O]≳0)

• Fe: 別の超新星起源 • s-rich CEMP星の起源

•

Massive rotator

(Meynet+06)

• Nが多い([C/N]≲0, [N/O]≳0) • Fe: 別の超新星起源 (Suda+04; Nishimura+09) C N O 星形成前星形成前星形成後

(26)

New evidence of SN contributions

-Damped Lyman



system-• A system of QSO J0035−0918 ([Fe/H] -3, z=2.3)

• A gaseous system

• Low N abundance, being similar to EMP stars • High redshift

C-rich DLA ([Fe/H]~-3)

HE 0143−0441 ([Fe/H] = −2.21, Cohen + 04) BD+44◦493 ([Fe/H] = −3.73, Ito + 09)

(27)

New evidence of SN contributions

-Damped Lyman



system-Kobayashi, NT + 11 ApJL in press (arXiv:1101.1227)

C-rich DLA ([Fe/H]~-3, z=2.3)

peculiar DLA ([Fe/H]~-1.5, z=1.6, Cooke+10)

M(CII) 2 [n(H)/1cm

−3

_]

−2

_M



M(HI) 2.5x10

4

_[n(H)/1cm

−3

_]

−2

_M



(28)

(29)

大規模探査をどのように生かすか

2007: SEGUE (Sloan Digital Sky Survey) 2009: Skymapper (ANU)

2011: APOGEE (SDSS: R~20,000, 106 _stars)

201?: HERMES (AAT: R~28,000, 106 _stars)

201?: SuMIRe-PFS (IPMU/SUBARU: R~4,000, 106 _stars)

HK survey: ~10,000 MP candidates

Hamburg/ESO survey: ~10,000 MP candidates

SDSS/SEGUE: ~100,000 candidates

R>20,000の金属欠乏星survey 詳細な元素組成比の決定

元素、Fe-peak元素、一部のodd-Z元素 (Na, Al, K)

元素の組成比は超新星爆発の流体的特徴を反映する

(30)

NT09 Fe FeSi O+Mg He Si Jet R/1014 _[cm] H O+Mg

A possible signature of jet-induced SNe

A peculiar Si-deficient star: HE1424-0241 (Cohen+07)

A possible explanation

Angular dependent yield

[Mg/Si]~1.4

Nakasato & Shigeyama 2000

Caveat

Abundance mixing due to the ISM

(31)

まとめ

•

超新星爆発における元素合成

宇宙化学進化



Mixing-fallback model から多次元計算へ

•

超新星爆発を起源とする炭素過剰の新たな証拠



QSO-DLA

という新しい観測の活用

•

大規模金属欠乏星探査によって得られるデータ



宇宙初期の超新星爆発の性質

へ制限



GRBと超新星爆発の関係

に制限

•

Microsoft PowerPoint - TominagaHokudai.ppt [互換モード]

超新星爆発による

元素合成と重元素汚染

藤本先生

ご退職おめでとうございます

Contents

重力崩壊型超新星と宇宙の化学進化

超新星爆発による炭素過剰の証拠

大規模金属欠乏星探査をどう使うか

Core-collapse supernovae

H

He

Massive Star (>10M

)

SN nucleosynthesis

T∝R

E

Complete Si burning

Incomplete Si burning

O burning

Temperature

Heavier elements

higher-T & inner layers

Ni



Co



Fe

超新星の光の源

L

∝M(

Ni)

超新星爆発元素合成の観測

超新星爆発

超新星残骸

金属欠乏星

金属欠乏星

金属欠乏星から超新星を探る

SN-induced Star Formation

超新星爆発における元素合成

宇宙化学進化

星形成

超新星爆発

重元素汚染

時間とともに

金属量

が増える。

問題点：鉄が多すぎる

問題点: 鉄族元素 or 鉄が多すぎる

解決策:

内側の物質の放出

&

外側の物質の降着

Mixing-fallback model

Mixing-fallback modelの成功

Hyper metal-poor

starの発見

Hyper metal-poor star・

炭素過剰金属欠乏星への応用

EMP stars

HNe

CEMP stars

Faint HNe

HMP stars

Faint SNe

Mixing-fallback model による再現

Mixing-fallback modelの

パラメーターの意味は?

Mixing-fallback model

ジェット状爆発

Mixing mechanism

ジェット状爆発

次世代星の元素組成

ジェット状爆発

Carbon enhancement in EMP stars

それぞれの特徴

Faint SN

Binary mass transfer from AGB companion

Massive rotator

New evidence of SN contributions

_E

_Ni

_

_Co

_

_Fe

_Ni)

_]

_M

_[n(H)/1cm

_]

_M