重力波天体の多様な観測による 宇宙物理学の新展開 勉強会 熱海 銀河における元素量の観測. 青木和光 Wako Aoki. 国立天文台 National Astronomical Observatory of Japan
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1 重力波天体の多様な観測による 宇宙物理学の新展開 勉強会 熱海 銀河における元素量の観測 青木和光 Wako Aoki 国立天文台 National Astronomical Observatory of Japan
2 銀河における元素量の観測 中性子星合体によってどのような元素合成が起こ るか とくにr-processのサイトか 化学進化への影響は
3 化学組成と金属量 化学組成 元素量 chemical composition, (chemical) abundances 元素の組成比 同位体組成はなかなか測れない 水素に対する組成比(個数密度比) あるいは2元素の組成比 [X/Y]=log(X/Y)-log(X/Y)sun 例 [Fe/H]=-2.0 鉄組成が太陽の1/100 [Eu/Fe]=+0.5 Eu/Fe比が太陽の約3倍 金属量 水素 ヘリウム以外の元素の 水素に対する 組成比 鉄組成 [Fe/H] で代表することが多い 大雑把には化学進化の進行の程度 経過時間 を表す
4 化学進化 銀河(宇宙)のなかでの 金属量や元素組成の変遷の解明 星形成率(SFR) 星の質量関数(IMF) 元素合成... 星の金属量分布 星の金属量 年齢関係 化学組成比... Kobayashi et al. (2006)
5 元素合成と化学進化: 例 α元素と鉄族元素 大質量星でのCa,Fe合成 Ia型超新星でのFe合成 Kobayashi et al. (2006) knee McWilliam et al. (1997)
6 ビッグバン元素合成 宇宙線破砕反応等 星の中の核融合 中性子捕獲反応
7 原子核として最も安定なのは鉄
8 鉄より重い元素の組成は格段に低い
9 中性子捕獲による重元素の合成 原子核どうしの結合では鉄より重い元素はほとんど 合成されない 中性子捕獲(neutron-capture)なら重い原子核の 合成が可能 中性子過剰な環境が必要
10 陽子数 核図表 原子核の構成 特性を整理した図 中性子数
11 陽子数 中性子数
12 s-process と r-process Sneden et al. (2008)
13 中性子の魔法数に対応した2つの組成の ピークが存在 2つのプロセスが存在 s-proces & r-process
14 r-process Sneden et al. (2008)
15 r-process: 爆発的な重元素合成 r-process:1秒程度で終了する 急速な中性子捕獲反応 不安定原子核を経由した反応の解明へ r-process がどこで起こっているかは 依然未解明 候補:重力崩壊型超新星 中性子星の合体... 太陽系組成のr-process 成分は s-process 成分で説明 できない成分から推定される
16 r-process についての観測からの制限 (1) Chemical abundance patterns of r-process enhanced stars (2) Abundance distribution/trend of heavy elements -large scatter of Eu abundance ratios -distribution of Sr and Ba abundance ratios -heaviest elements: Th and Pb -(No) correlation with lighter elements (3) Searches for r-process elements in supernova remnants (4) Other systems -globular clusters -dwarf galaxies Summary and discussion
17 [Mg/Fe] Eu ユーロピウム r-process でつくられる元 素のひとつ の組成比にみられる大きな分散 r-process-enhanced stars [Eu/Fe] Large scatter in abundance ratios [Fe/H] Sneden et al. 2008
18 Eu ユーロピウム r-process でつくられる元 素のひとつ の組成比にみられる大きな分散 銀河初期では個々のr-process の結果が星間物質中で十分混ぜ られていない 金属量の低い星は個々のr-processの結果を直接反映している 組成比の分散の程度は 個々のr-processのyieldの大きさと星 間物質中での混合の程度を反映
19 組成を測定する対象天体は 銀河系内の星 金属量の低い星のほとんどはハロー構造の星 近傍の銀河の星も最近は研究対象に 小質量星 太陽の0.8倍程度の質量 主系列 準巨星または赤色巨星 表面組成は誕生時の組成をほぼ保持 一部の元素は内部の元素合成の結果を反映 伴星からの質量降着を受けている星もある
20 (1) Constraints from abundance patterns of r-process enhanced stars [Eu/Fe] r-ii stars [Eu/Fe]>+1 r-i stars [Eu/Fe]>+0.5 Aoki et al. 2010
21 r-process-enhanced stars r-process peaks light heavy Actinides The r-process star CS (Sneden et al. 1996, 2003) r-process s-process
22 Similar abundance patterns are also found for other r-process-enhanced stars Sr Ba Eu Th Comparisons with solar-system r-process pattern Sneden, Cowan, Gallino 2008
23 中性子星合体におけるr-processのモデル計算 Goriely et al. (2011)
24 Heaviest elements: Th and Pb standard r-enhanced stars Scatter exists in the actinide-boost stars actinides abundance ratios (e.g. Th/Eu), but Th that is small (<0.5 dex). Pb abundances are low in r-process-enhanced stars (?) Pb Roederer et al. 2009
25 Heaviest elements: Th and Pb standard r-enhanced stars Scatter exists in the actinide-boost stars actinides abundance ratios (e.g. Th/Eu), but Th that is small (<0.5 dex). Pb abundances are low in r-process-enhanced stars (?) Pb Roederer et al. 2009
26 Heaviest elements: Pb problem Plez et al. (2004) r-process-enhanced star CS Pb abundance is much lower than expected from Th, U abundances Pb I Pb is also deficient in another r-ii star (HE : Frebel et al. 2007) cf. Wanajo et al. (2007) cold r-process?
27 Notice for discussion from abundance patterns r-ii stars may be special class There are many r-process-poor stars. Some of them show large excesses of light (1st peak) neutron-capture elements. Sr Zr HD ([Fe/H])=-2.7 r-process Honda et al. 2006
28 (2) Abundance distribution / trend of heavy elements
29 [Mg/Fe] (2-1) Large scatter of the r-process abundance ratios r-process-enhan ced stars [Eu/Fe] Large scatter in abundance ratios [Fe/H] Sneden et al. 2008
30 Metallicity distribution of r-processenahnced stars [Fe/H]=-3.4, [Eu/Fe]=1.9 r-ii stars [Eu/Fe]>+1 Aoki et al Eu is the best indicator of the (main) r-process, but spectral lines are too weak in extremely metal-poor stars
31 r-process サイトをII型超新星 と仮定した場合の化学進化 Argust et al. (2004)
32 r-process サイトを中性子星合体 と仮定した場合の化学進化 発生率2x10-4 yr-1 発生のタイムスケール１０６年 yields 10-3Msun Argust et al. (2004)
33 Metallicity dependence of abundance ratios as a probe of the astrophysical sites Metallicity dependence indirect estimate for mass of progenitors (model dependent) Example: Trend and scatter of Eu abundances less massive stars (8-10 Msun) are preferable as astrophysical sites of the main r-process. Ishimaru et al Msun 20-25Msun >30Msun
34 (2-2) Sr and Ba: representatives of light and heavy neutron-capture elements
35 Trend and scatter in abundance ratios of Sr and Ba from SAGA database (Carbon-enhanced stars are excluded) r-process-enhanced stars Very large scatter in [Sr/Fe] and in [Ba/Fe] in [Fe/H]<-2.5. A group of stars show very high [Ba/Fe] at [Fe/H]=-3.. Such stars are not found in the [Sr/Fe] diagram.
36 Trend and scatter in Sr/Ba abundance ratios of from SAGA database weak r-process Sr-enhanced ( weak r-process -enhanced) main r-process A tentative definition of Sr-enhanced stars: [Sr/Ba]> +0.5 weak r-process -enhanced stars
![Sr/Ba diagam in more detail [Sr/Ba] cut-off at [Fe/H]=-3.](/docs-images/94/118064998/images/37-0.jpg "5 BD+80 245: low α, Sr and Ba (lower limit of) the main r-process upper-bound slope Moderately")
37 Sr/Ba diagam in more detail [Sr/Ba] cut-off at [Fe/H]=-3.5 BD : low α, Sr and Ba (lower limit of) the main r-process upper-bound slope Moderately C-rich and/or binary affected by s-process [Fe/H]
38 (2-3) Heaviest elements: Th [Th/Eu] of the solar-system r-process component Aoki et al. (2010)
39 (2-3) Heaviest elements: Pb Carbon-enhanced stars are not included. Aoki et al. (2008) Yong et al. (2006, 2008) CS [Pb/Eu] trend agrees with the solar-system r-process component in general. But the [Pb/Eu] of the r-ii star CS is exceptionally low. [Pb/Eu] of the solar-system r-process component (uncertain) 39
40 (2-4) NO correlation between neutron-capture elements and lighter elements (within the current measurement accuracy) SAGA database [Zn/Fe] [Mg/Fe] r-ii stars [Eu/Fe] [Eu/Fe]
41 (3) r-process elements in supernova remnants? Wallerstein et al. (1995)
42 (4) r-process elements in other systems Globular clusters -overabundance of r-process elements -scatter in abundance ratios in a cluster Dwarf galaxies around the Milky Way -different chemical evolution from the Milky Way (halo) -surviver of building blocks of the halo?
43 R-process elements in very metal-poor globular clusters Honda et al. (in prep.)
44 Local Group Galaxies courtesy of S. Okamoto
45 Dwarf galaxies around the Milky Way Short distance + low stellar density not easy to identify as a galaxy possible to observe individual stars Draco (82kpc) Okamoto et al. 2008
46 Ultra-Faint Dwarf Galaxies (UFDG) newly found by SDSS (and Subaru follow-up) Okamoto et al. (2012) 46
47 Fainter galaxies (with smaller stellar mass) have lower metallicity Kirby et al. (2008), updated by Frebel et al. (First Stars IV)
48 Dwarf galaxy stars have different abundance trend from Milky Way stars Milky Way disk stars [Mg/Fe] dwarf galaxies [Ca/Fe] Tolstoy et al. (2009, ARAA) 48
49 Neutron-capture elements in dwarf galaxies We are extending the SAGA database to dwarf galaxy stars (T. Suda, J. Hidaka, W. Aoki) There are significant differences of abundance trend between dwarf galaxies and Milky Way. :dwarf galaxy stars :field stars Y is under-abundant in dwarf galaxies smaller contribution by weak s-process (+weak r-process?) from very massive stars?
50 Neutron-capture elements in dwarf galaxies r-process-enhanced stars in the Milky Way :dwarf galaxy stars :field stars carbon-enhanced stars are excluded Ba is mostly r-process origin Ba is more under-abundant in dwarf galaxies no r-process-enhanced stars in dwarf galaxies? The Ba of this object is attributed to s-process (Honda et al. 2011)
51 r-processについての観測からの制限 １ main r-process については 作られる組成パターンに普遍性 Universality がみられる - r-process enhanced stars の組成パターン 1st 3rd peak まで がよく揃っている それは太陽系組成のr-process成分のパ ターンともよく合う 1st peakあたりは合わない -actinides と他の元素の組成比(Th/Eu)にも大きな分散は見ら れない 何らかのメカニズムでアクチノイド合成が制御されてい る -いくつかの r-process enhanced stars の鉛 Pb 組成が低い r-process enhanced stars は本当に典型的なr-processを 代表しているか
52 r-processについての観測からの制限 ２ 金属欠乏星 [Fe/H]<-2 全体では重元素組成比(Eu/Feなど)に大 きな分散 r-process の起源は一部のごく限られた天体 もっとも低い金属量の星にもSr,Ba はほとんどの場合検出される r-process は宇宙のごく初期から普遍的に存在 Sr/Ba に大きな分散 1st peak をつくる別のプロセスが存在 r-process 元素は他の元素組成比 Mg/Fe, Zn/Feなど とは何の 相関も見られない r-process は他の元素合成とは独立に起きている 今のところ超新星残骸にr-process の証拠は見つかっていない
53 r-processについての観測からの制限 ３ 球状星団の星でも[Eu/Fe] に分散が見られるものがある 球状星団形成と r-process のタイムスケールが近い 矮小銀河の金属欠乏星ではr-process元素が欠乏 現状ではデータ量が不足
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飯塚毅博士の研究業績概要 飯塚毅博士はこれまで, 地質学 同位体年代学 地球化学的手法に基づいて, 固体地球の進化, 特に大陸地殻進化過程の解明に取り組んできた 同博士の研究は, 以下の 3 つよりなる 1. 安定大陸地殻の形成と成長史大陸地殻は, 玄武岩質の下部地殻と花崗岩質の上部地殻から構成されており, その存在は, 水惑星 地球の重要な特徴となっている ジルコンは, 花崗岩質地殻に普遍的に含まれており,
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井出哲博士の研究業績概要 井出哲博士はこれまで データ解析や数値シミュレーションの手法を用いることによって 地震の震源で起きている現象を様々な角度から研究してきた その主な研究成果は 以下の 3 つに大別される 1. 地震の動的破壊プロセスの解明地下の岩盤の破壊を伴う摩擦すべりである地震を理解するには 地下で何が起きたかを正確に知る必要がある 井出博士は そのための手法である 断層すべりインバージョン法
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