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あまめたもん
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1 恒星の化学組成から分かること星の高分散分光観測金属欠乏星の観測星のリチウム組成最近の太陽類似星の観測本田敏志兵庫県立大学自然環境科学研究所天文科学センター西はりま天文台天体天文物理若手夏の学校

2 恒星の化学組成天体を直接手に取って分析することは難しい主に光 ( 電磁波 ) を詳しく調べることで物理状態などを推測するスペクトルの吸収線によって化学組成 ( 水素ヘリウム以外の金属 ) が分かる星の化学組成が分かれば星の進化や銀河系の化学進化元素の起源などを探る上で重要な情報となる y_universe.html H Fe Li Asplund et al. 2009

3 星の組成とは星の大気中に含まれる各元素についてどのくらいの割合存在するか示したもの単位体積あたりの水素原子の数を基準として各元素の原子数との比で表す [m/h] = log [N(m)/N(H)] star log [N(m)/N(H)]Sun [Fe/H] = -1.0 の星は Fe が太陽の 1/10 [Fe/H] = -2.0 の星は Fe が太陽の 1/100 太陽組成を基準とすることが多い

4 太陽 ( 系 ) 組成太陽光球の組成直接ものを得ることができないのでモデルの不定性がある精度はそれほど高くない他の星と同じ手法で比較可能隕石から得られる組成極めて微量な成分まで測定可能同位体比も正確に決まる揮発性元素は難しい Asplund et al. 2009

5 光球 vs 隕石太陽光球のスペクトル解析と CI コンドライトの比較 (Si で規格化 ) 隕石では水素基準の組成は決められない Asplund et al. 2009, Takeda.

6 星の進化と化学組成主系列星 ( 太陽など ) 生まれたときの環境を表面大気に保持 AGB 星など進化の進んだ星星の内部での合成された元素 ( 炭素など ) が対流によって表面まで運ばれることがある (e.g., Dredge up) 連星系に属する星進化した主星 ( 伴星 ) の元素合成が質量放出によって伴星 ( 主星 ) に加わる

7 星の吸収線吸収線の強さは星の大気パラメータと組成に依存する吸収線の強さなどを測定し組成を見積もる高い波長分解能のスペクトルが得られれば各元素についての情報が得られる

8 高分散分光観測星の吸収線はガスのランダムな運動や星の自転などによって広がる太陽のような自転の遅い星でも 2km/s ほどあるむやみに波長分解能を上げてもラインの分離には限界がある 1pix あたりの S/N は下がる組成解析に良く使われるのは R が 5 万 (6km/s) 程度のスペクトル WFMOS feasibility report 暗い天体には向かない近傍の星が主なターゲット同じ S/N で R=2 万と 4 万の違い波長分解能 :R = λ/ λ

9 高分散分光器 Subaru/HDS クロスディスパーザ高い波長分解能 R~100,000 ~ 3km/s, (max 170,000) 広い波長域 3100 ~ 9000A の範囲で一度に 2000A 程度取得できる口径 8m のすばる望遠鏡に搭載 UV に感度のある CCD を搭載マウナケア山頂では紫外線も強いエシェル

10 恒星の化学組成が得られると星の金属量から種族が分かる低金属星 PopⅡ Halo の古い星太陽金属量 PopⅠ Disk の若い星 ( 太陽程度 ) 金属過剰星惑星を持つ星? バルジ起源? その星が誕生した時の星間ガスの成分がわかる起源が違う元素を比較することで元素合成銀河系の化学進化の情報が得られる金属量が極端に少ない星は初期宇宙の様子や単一の元素合成過程を反映する

宇宙 ( 銀河 ) の化学進化金属を含まない第一世代星ビッグバン (138 億年前 ) H

質量の小さな星は質量放出を行うそのときに星の内部で作られた元素が宇宙空間にばら撒かれる

11 宇宙 ( 銀河 ) の化学進化金属を含まない第一世代星ビッグバン (138 億年前 ) H He Li ビッグバン元素合成 (BBN) H He (Li 7 ) N PopIII 星の内部で鉄より軽い元素 ( 金属 ) が作られる C Ne,Mg Fe O 金属で汚染された星新しく生まれた星の中でも様々な元素が作られる重い星の寿命は短く最後には超新星爆発を起こす質量の小さな星は質量放出を行うそのときに星の内部で作られた元素が宇宙空間にばら撒かれる neutron capture による鉄より重い元素の合成星間ガス宇宙空間にばら撒かれた元素を素に新しい星が生まれる

12 金属欠乏星の化学組成古い時代の元素合成を反映元素合成の過程を探るために重要な天体超金属欠乏星 ([Fe/H] < -3) の化学組成は銀河系初期の単一の元素合成の結果をそのまま反映していると考えられる BBN + Type II SN + AGB + Type Ia SN [Fe/H] = ~ 3 ~ 2 ~ PopⅢ > 8M < 8M ~ 1.4M 現在太陽

13 金属欠乏星の化学組成と銀河系の化学進化 II 型超新星でばらまかれた元素が十分混ぜられたガスから生まれた Ia 型超新星が起こり始めた 1/10 太陽 α 元素 II 型超新星爆発で多くばらまかれる鉄 Ia 型超新星爆発で多くばらまかれる α 元素 : 原子番号が偶数の O, Mg, Ca, 等 α 粒子 (He の原子核 ) を捕獲して合成される元素 Sneden et al Nomoto et al 典型的な超新星爆発なら 1 発で [Fe/H] ~- 3 程度まで鉄を増やす [Fe/H] < -3 の星は個々の超新星を反映する

14 First star(popiii) はどんな星か? 超大質量星 ( 太陽の 130 倍以上?) 宇宙の再電離に影響を与えた低金属な環境では現在より大質量の星が生成される可能性がある (e.g., Bromm et al. 1999) 100M 以下が多いが 100M 以上もわずかにできる? (Hirano et al. 2014) 大質量星 ( 太陽の 10~130 倍?) 重力崩壊型超新星爆発中小質量星 ( 太陽の 10 倍以下 ) 超新星爆発は起こさない太陽より小さな質量の星があれば現在も生き残っている NAOJ 星形成初期宇宙の元素合成銀河の進化核物理など様々な分野の研究において非常に重要な天体

15 星は生まれた時の質量で一生が決まる Heger et al. 2002

16 初期質量の違いによる最期の運命 Karlsson et al PISN: 電子対生成超新星存在するのかまだその痕跡も見つかっていない古い星 ( 金属欠乏星 ) の化学組成に痕跡が刻まれている

17 Objective-prism survey 対物プリズムを使って多数の天体のスペクトルを同時に取得スペクトル型や強い吸収線の有無がわかる e.g., Bond et al [Fe/H] ~ -3 より低金属な星は見つからなかった NGC604 STSI BAA objective prism

APOGEE Photometric survey with SkyMapper

18 金属欠乏星のサーベイとフォローアップ観測 Survey projects HK survey and Hamburg/ESO Survey SDSS/SEGUE, APOGEE Photometric survey with SkyMapper LAMOST Follow-up with high-resolution spectroscopy 8-10m class telescopes Skymapper SDSS 2-4m 級の望遠鏡は中分散分光観測を行い大まかな金属量を見積もってターゲットを絞り込む Next generation large telescopes 2025~ TMT, GMT, E-ELT Subaru, Keck, etc. TMT

19 最も鉄の少ない星 Christlieb et al [Fe/H]<-4 はもう存在しないと思われかけていたが HE ([Fe/H]=-5.2) が発見された Beers et al [Fe/H] = 4.7 [C/Fe] < +0.7 [Fe/H] < -4 の星は極めてまれ Norris et al Caffau et al. 2011

20 SMSS J [Fe/H] < -7 Keller et al Fe の最も強く見えるライン 3859A ですら検出できず CH, Li, Ca, Mg を検出その他は上限値を決めた典型的な金属欠乏星の [Ca/Fe] は +0.4 この星の [Ca/H]=-7 からも [Fe/H] < -7 が示唆される

21 abundance pattern PISN 200M この星の化学組成パターンは 60M PopIII の低いエネルギーの超新星爆発で内部の混合も弱い爆発モデルで再現できる

Fe enhanced metal-poor star SDSS J0018-0939 超大質量星 (M > 100M ) の星の痕跡か?

22 Fe enhanced metal-poor star SDSS J 超大質量星 (M > 100M ) の星の痕跡か? 鉄は極端に少なくないが C,Mg が低く n-cap. 元素は無し従来の超新星では説明不可能 PISN? Aoki, Tominaga, Beers, Honda, Lee 2014

23 大規模サーベイ観測によって統計的な議論が可能に LAMOST More than 500 metal-poor candidates have been selected from LAMOST medium resolution spectra Subaru Telescope/HDS [Fe/H]=-4.2 high resolution spectroscopy Follow-up for ~200 stars with three Subaru/HDS runs (on-going) LAMOSTのターゲットはランダムに選ばれる統計的な議論ができるデータを収集どちらも北半球の望遠鏡

24 Preliminary Result Super Li-rich red giant! [Fe/H]= 3.3, T eff =5200K, log g=2.2, A(Li)~3.0 H-alpha Li I Wavelength (A) Li et al. NIC14

25 主に使えるのはこの 1 本だけ Takeda & Kawanomoto 2005

26 恒星のリチウム組成リチウムの起源は主にビッグバンと宇宙線破砕反応恒星の内部で合成されてもすぐに壊される恒星大気のリチウムは対流によって高温層まで運ばれると減少するリチウムの多い星は若い星対流層が深い低温の星ではすぐに減少する太陽程度 ( 温度 ) の主系列星ではそれほど減少していないと考えられる国立天文台

27 リチウム組成 vs [Fe/H] GCR? Spite plateau BBN Small scatter 大気中に初期組成を保持した古い星ではリチウム一定の上限値を示すビッグバン元素合成の結果を保持しているのでは? ビッグバン元素合成モデルの検証ができる Ryan et al. 2001

28 Spread of the Spite plateau at low [Fe/H] BBN prediction 観測や解析 ( 恒星大気のモデル ) に問題? 何か未知のプロセス? 6500K 5900K binary Gonzalez-Henandez et al Sbordone et al The depletion is metallicity dependence. (Melendez et al. 2012)??? and/or temperature dependence?

29 リチウム組成 vs [Fe/H] GCR? meteorites 太陽系のリチウム組成は隕石から得られた値と太陽光球から得られた値は一致しない BBN Small scatter 恒星大気の対流などによって壊された? Solar photosphere 標準的なモデルで太陽程度の星ではそんなに減少しないはず Ryan et al. 2001

30 太陽型星のリチウム温度に依存性が見られる低温の星は対流層が発達リチウムが減る太陽に近い同じ温度範囲だけで比較しても大きなばらつきがある太陽は他の星と比べて異常に低い値を示す太陽の対流層はそれほど深くなっているとは考えられないため内部で破壊されたとは考えにくいなぜ太陽光球ではこんなに Li が減っているのか原因不明 Takeda & Kawanomoto 2005 PASJ 太陽類似星の研究においてリチウムもなんらかのパラメータとなる?

31 惑星を持つ星と持たない星の Li 組成 non-planet-host 太陽惑星を持つ星の Li は持たない星と比べて低い傾向にある? planet-host HARPS/ESO Israelian et al Nature

32 Israelian et al Nature

33 no planet connection? Baumann et al 太陽 RGT/McDonald, MIKE/Magellan, (HARPS/ESO) むしろ年齢と相関がある? 太陽も特に異常ではない

34 リチウム自転活動性と年齢星のリチウム組成は年齢を反映星の活動性は自転と共に弱くなっていく太陽光球では極めて低い値を示す活動性とリチウム組成の関係ははっきりしていない Skumanich 1972 ApJ

35 Li abundance vs activity and rotation 太陽類似星について年齢の相関は弱いリチウムの欠乏は自転が遅い ( 活動性が弱い ) と進む太陽は活動性が低く自転も遅く Li も低い Takeda et al. 2010

2013 活動性が高い星とみられるが自転が遅くカルシウム輝線もそれほど強くないが存在する古くて ( 太陽程度の年齢 )

36 スーパーフレア星のリチウム太陽型星で巨大フレアを起こす星が存在する Maehara et al. 2012, Shibayama et al 活動性が高い星とみられるが自転が遅くカルシウム輝線もそれほど強くないが存在する古くて ( 太陽程度の年齢 ) フレアを起こす星が存在する? Kepler NASA このような星のリチウム組成は低いのか? リチウム組成も含めて太陽と同じパラメータの星が存在するか? 現在の太陽はスーパーフレアを起こすか? Notsu et al. 2015

37 スーパーフレア星のリチウムと自転太陽と同じ星? たぶん binary 5500K < T < 6000K 概ね太陽類似星と同じ傾向太陽と同レベルでリチウムの低い星が存在さらに太陽に似た星を探す必要がありそう Honda et al. 2015

38 Solar-Twin 温度などの大気パラメータ組成などが太陽と一致するもの 18 Sco : Teff=5824, log=4.45, [Fe/H]= Cyg A: Teff=5818, logg=4.31, [Fe/H]= Cyg B: Teff=5742, logg=4.31, [Fe/H]=0.06 (w/planet) Monroe et al Ramirez et al. 2011

39 High-Precision abundances of elements in solar twin stars 高い SN のデータを使って太陽スペクトルとの差分を調べ解析時の系統誤差を限りなく小さくする ESO3.6m S/N > 600, R > 115,000 σ ~ 0.01dex Nissen 2015

40 Old Solar-Twin HIP R=110,000 S/N=1000 T logg [Fe/H] Li V(rot) が重要なパラメータ Monroe et al. 2013

41 Lithium abundances vs Age of stars 一部の例外を除けば年齢と良い相関が見られる高い精度で組成が得られれば年齢が良く決まる? 太陽類似星の精密差分解析がさらに進められている (0.01dex の精度 ) Carlos et al. 2016

42 Chemical clocks? Y : s-process (AGB) Mg:α-process(TypeII SNe) Nissen 2015

43 モデル大気恒星大気の各層 ( 深さ ) における温度圧力 ( 密度 ) 組成などの情報をまとめたもの平行平板一様な大気を仮定局所熱力学平衡 (LTE) を仮定黒点磁場変動などは考慮しない観測で得られた吸収量と合うモデルを探す大気パラメータ T, logg, [Fe/H], ξt での元素 A の吸収量 = 測定値一本のラインからでも組成が決められる

44 3D モデル大気 non-lte? 計算量が膨大になるがよりリアリスティックなモデル Asplund et al. 2009

45 CNO Asplund et al 太陽のCNO 値の改定金属量が変わる Heの割合が変わる星震学と合わなくなるまだ 3Dモデルにも問題がありそう今後は3Dモデルの構築が進み公開されれば標準となるか?

46 まとめ恒星の高分散分光観測によって化学組成が決められる金属欠乏星の化学組成から銀河系の化学進化や元素合成第一世代星についての情報を得ることができる金属欠乏星の探査は続けられており今後さらに増える空間運動の情報も加わってより詳しい銀河系地図ができるリチウム組成から星の進化やビッグバン元素合成などの情報を得ることができる未だに解決されていない問題もある高品質なスペクトルを太陽と比較してより精度の高い値を得る観測と解析が進められている大気モデルもよりリアリスティックなものが構築されつつある太陽やこれまでの観測結果との整合性に問題が残っている

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

Microsoft PowerPoint - TominagaHokudai.ppt [互換モード] 2 nd 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 Fe Si NS/BH Massive Star (>10M ) e - -capture SNe (8-10M ) O C He H SN Ic SN Ib SN II Temp [10 8 K] 0.2 1.5 7 15 30 40 50 Burning Stage H He C Ne