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Apr 02, 2023

金属

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32 オルトメトリック

メトリクスの詳細

最も重く、寿命が最も短い星は、銀河以前の時代の化学進化を支配します。 数値シミュレーションに基づいて、このような第一世代の星の質量は最大で数百太陽質量に達すると長い間推測されてきました1、2、3、4。 質量範囲が 140 から 260 太陽質量の非常に重い第一世代星は、対不安定性超新星 (PISNe) を通じて初期の星間物質を富化すると予測されています。 しかし、数十年にわたる観測努力では、天の川銀河の中で最も金属の少ない星にそのような非常に重い星の跡を独自に特定することはできませんでした6,7。 今回我々は、ナトリウムとコバルトの存在量が極端に少ない、非常に金属が少ない（VMP）星の化学組成を報告する。 この星の鉄に対するナトリウムの量は、太陽のナトリウムの量よりも 2 桁以上少ないです。 この星は、ナトリウム/マグネシウムやコバルト/ニッケルなど、奇数と偶数の電荷数の元素の間で非常に大きな存在量の差異を示します。 このような特異な奇偶効果は、ナトリウムとα元素の欠乏とともに、太陽質量 140 個よりも大きい星からの原始対不安定性超新星 (PISN) の予測と一致しています。 これは、初期宇宙に非常に重い星が存在したことを示す明確な化学的特徴を提供します。

銀河ハロー星 LAMOST J1010+2358 (以下、J1010+2358、V バンド等級 V = 16.01) は、大空域多物体ファイバー分光望遠鏡 (LAMOST) に基づいて、Mg 存在量が比較的低い VMP 星であると同定されました。 ）調査8、9。 すばる望遠鏡による追跡観測による高分解能スペクトルの解析（方法）により、J1010+2358 は α 元素存在量が極めて少ない VMP 星（[Fe/H] = −2.42）であることが確認されました（例えば、 [Mg/Fe] = −0.66)。 LAMOST の調査と高解像度スペクトルによる追跡観測により、400 を超える VMP 星が特定されています10,11。 これらの VMP 星のどれも、これほど低いα元素存在量を示しません。 α元素と鉄の比率が著しく低く、ナトリウムとバリウムが異常に含まれていないことは、J1010+2358がほとんどのハロー星とは完全に異なる化学濃縮履歴を記録した可能性があることを示している。

表 1 に示す Mg、Si、Ca、Ti、Cr、Mn、Fe、Co、Ni の存在量は、一次元面平行局所熱力学的平衡 (LTE) モデル雰囲気に基づく等価幅 (EW) から決定されます12。 Na、Sc、Zn、Sr、Baの存在量の上限はスペクトル合成法により推定されます。 [Fe/H] = −2.42 の VMP 星であるため、J1010+2358 の化学存在量は、天の川銀河内の他の金属に乏しい星と比較すると非常に特異です。 この星は、Na、Mg、Ca、Ti、Cr、Mn、Co、Ni、Zn の [X/Fe] 比が太陽以下です。 その Na と Fe の比 ([Na/Fe] < −2.02) は、太陽の値 29 の 1/100 よりも低いですが、他のほとんどすべての金属に乏しい星は Na/Fe 比 ([Na/Fe] > −1) を示します。太陽の値の 10 分の 1 以上です (図 1)。 さらに、J1010+2358 の Mg と Fe の比 ([Mg/Fe] = −0.66) は、同様の金属量を持つ銀河ハロー星の典型的な存在比よりも大幅に低いです。 この星のCoの存在量は、その金属性の割には異常に低い。 際立っているのは、Na/Mg や Co/Ni など、奇数 Z と偶数 Z の元素存在量間の大きな差異、いわゆる奇偶効果です。 J1010+2358 には Sr や Ba などの中性子捕獲元素の吸収線が存在しないことも注目に値します。 Sr と Ba の存在量の上限は、VMP 星の予想よりも低いです。 これは、急速または遅い中性子捕獲プロセス要素の濃縮に関する証拠がないことを意味します13。

J1010+2358 は赤丸で示されています。 黒い丸は、文献10、11からの金属の乏しい星を示しています。 矢印は上限を示します。 エラーバーは、観測された存在量の 1σ の不確実性です。

銀河ハロー内の金属に乏しい星は、コア崩壊超新星による化学的富化（CCSNe、α元素の増強）とIa型の欠如により、通常、α元素の存在量が増加しています（[Mg/Fe] > +0.3）。超新星 (SN Ia) の寄与 14 (鉄の強化)。 J1010+2358 における鉄に対するα元素の存在量の低さは、鉄の過剰濃縮を示しています。 いくつかの金属に乏しい星は、J1010+2358 に似た低いα元素と鉄の比率（αに乏しい星）を持つことが知られています15,16が、これらの星はどれもこれほど低い鉄ピーク[X/Fe]の存在量を示しません。 (例: Cr、Mn、Co、Ni、Zn) J1010+2358 (図 2)。 現在のモデル14、16、17は、これまで知られていたα欠乏星の存在パターンはSN Iaからの多量の鉄収量の結果であるというものである。 CCSNe18 によるα元素（Mg、Si、Ca など）の富化と組み合わせると、SN Ia の寄与により鉄ピーク元素のみが増加し、それによって [α/Fe] 比が減少します 19。 図2に示すように、これまでに知られているαの乏しい星は、[Cr/Fe]および[Mn/Fe]の存在量が通常またはそれ以上であり、α元素対鉄の比率が低い。 対照的に、J1010+2358 の [Cr/Fe] と [Mn/Fe] の存在量は他の星よりもはるかに低く、SN Ia からの寄与は除外されます。 一般に、J1010+2358 の特異な存在量パターンは、既知の星とは著しく異なります。 通常の元素合成 (例えば、コア崩壊超新星 (CCSN) や SN Ia) からの寄与により、化学存在量のそのような特異な特徴が不明瞭になるため、その存在量パターンはいくつかの前駆体の元素合成収率によって生成される可能性は高くありません。 全体の存在量パターンは、PISN5 によって過剰な鉄を星間物質に供給する、非常に重い第一世代星からの元素合成によって生成される可能性があります。

赤い丸は J1010+2358 を示します。 白抜きの記号は、太陽以下の [Mg/Fe] 比を持つ、これまでに知られていた金属の少ない 4 つの星を示します。 これらのαに乏しい金属に乏しい星（-2.46 ≤ [Fe/H] ≤ -1.91）の存在量は、高分解能分光分析に基づいてよく研究されています。 影付きの領域は、文献 10、11 からの他の金属に乏しい星の存在量を示しています。 矢印は上限を表します。

観察された J1010+2358 の存在量パターンを、CCSNe および PISNe の元素合成収率に関する理論的予測と比較します (図 3)。 初期質量が約10〜140 M⊙の巨大な初代星の進化は、最終的には鉄心の崩壊につながり、CCSNeとして爆発すると考えられています。 約65〜130 M⊙のヘリウム核質量（ゼロ年齢の主系列大質量星の初期質量140〜260 M⊙に相当）を持つ非自転星は、電子・陽電子対の生成につながると期待されている（ e+/e−) 酸素が点火する前に、急速な収縮と爆発的な酸素燃焼の点火を引き起こします。 このプロセスは最終的に、PISN と呼ばれる高エネルギーの熱核暴走につながり、大量の重元素が放出され、残骸は残りません。 PISNe は、その祖先星が 65 M⊙ を超える質量のヘリウム核を持つことを要求しますが、これは極めて低い金属度でのみ満たされます。なぜなら、非常に重い星は、金属度が高いと恒星の風の質量損失が強すぎて、大質量のヘリウム核を形成できないからです。

J1010+2358 の化学存在量を 3 つの理論的超新星モデルからの予測と比較した 5,18: 10-M⊙ CCSN (a)。 85-M⊙ CCSN (b); 130-M⊙ Heコアを備えた260-M⊙ PISN (c)。 エラーバーは、観測された存在量の 1σ の不確実性です。

図 3 に示すように、J1010+2358 で観察された [Mg/Fe] の比と [Na/Fe] の上限は、CCSNe の理論的予測からの値よりもはるかに小さく、観察された存在量パターンがJ1010+2358 は CCSN の元素合成から得られます。 さらに、[Cr/Fe]、[Mn/Fe]、および [Co/Fe] 比が低いことは、CCSNe の期待と一致しません。 1 次元の陰的流体力学コード KEPLER20,21 を使用して計算された、初期質量 140 ～ 260 M⊙ の金属量ゼロの非回転前駆体の PISN モデル 5 も、濃縮度を調べるために J1010+2358 の存在量パターンと比較されます。ソース。 初期質量 260 M⊙ の PISN モデルによって予測される元素合成収率は、観察された J1010+2358 の存在量パターンを厳密に再現できます (図 3)。 PISNe の奇偶効果は CCSNe よりもかなり大きく (参考文献 22)、これは J1010+2358 が天の川銀河内の他の金属の少ない星と比較してより強い奇偶効果を示すという事実とよく一致します。 J1010+2358 には中性子捕獲元素が存在しないことも、低金属量の PISNe の予想とよく一致しています。 ヘリウム燃焼には重い種核とかなりの中性子源が存在しないことを考えると、低金属量のPISNeではsプロセスは期待されない。 また、rプロセス元素の製造には、中性子が非常に豊富な条件が必要です。 PISNe では中性子の欠損が予測されており、これが PISNe における r 過程の欠如につながります。 J1010+2358 に見られる [Na/Fe]、[Mg/Fe]、[Mn/Fe]、[Co/Fe] の存在比が低いことは、PISN の寄与を強く示唆しています。 PISNe の鉄ピーク元素は主に不完全 Si 燃焼によって生成され、PISNe の不完全 Si 燃焼領域は CCSNe のものよりもはるかに小さいため、PISNe では Mn と Co の生成が低くなります。 Na の生成には過剰な中性子が必要であり、PISNe の初期金属量に非常に敏感です。 ＰＩＳＮｅにおける進化の最終段階における中性子化は、ＣＣＳＮｅよりも顕著でなく、そのため、ＰＩＳＮｅの元素合成においては、偶数荷電原子核に比べて奇数荷電原子核が著しく欠損している。 Mg などの α 元素の収率は、大規模で金属量の少ない PISN 前駆体モデルでは非効率的であると予想されます。

J1010+2358 の発見により、非常に重い初代星からの PISNe の存在に対する明確な化学的痕跡が得られました。 その金属度 ([Fe/H] = −2.42) は、最初の大質量金属のない星からの超新星によって富化された物質で形成された第 2 世代の星が、極度に金属に乏しい必要はない ([Fe/H] < −) ことを示しています。 3) 23、24、25。 金属の含有量が極めて少ない星は、質量が 100 M⊙ 未満の集団 III 星7,26 からの、ごくわずかな CCSNe によって汚染された原始ガスの中で形成されます。 このような集団 III 星 (<100 M⊙) が、J1010 などの比較的高い金属量 ([Fe/H] > −3) を持つ第 2 世代星である PISNe の祖先星 (140 ～ 260 M⊙) よりも長生きすることを考えると、 +2358 は、CCSN インプリントを持つ最も金属に乏しい星が誕生する前に、PISN が支配的な雲の中で形成されるはずです。 注目すべきことに、J1010+2358 で見られるような非常に低い [Mg/Fe] が、高い [Fe/H] を持つ非常に高赤方偏移のクエーサー 27 のブロードライン領域で観察されており、そのために多量の鉄が寄与しています。 PISNe が推奨されます。 J1010+2358 の特有の豊富さは、PISN 署名を識別するための重要な機能を提供します。 大規模な恒星存在量データベース 28 に含まれる VMP 星の詳細な研究は、より多くの PISN 支配星の発見を促進し、初期宇宙の初期質量関数を制約するための重要な手がかりを提供するでしょう。

LAMOST J1010+2358 の高分解能 (R = 36,000) 分光観測は、2015 年 6 月 3 日にスバル/高分散分光器 (HDS)30 を使用して取得されました。高分解能スペクトルは、4,000 ～ 6,800 Å の波長範囲をカバーしています。ギャップは 5,330 ～ 5,430 Å。 R ≈ 36,000 の分解能は、1.0 秒角のスリットと 2 × 2 CCD ピクセル ビニングを使用して得られます。 4,300 Å および 5,000 Å での信号対雑音比は、それぞれ 50 と 70 です。 バイアス補正、フラットフィールド、散乱光の減算、波長校正を含むデータ削減は、IRAF echelle パッケージを使用して実行されました。

J1010+2358 の動径速度は、存在量分析に使用される Fe I ラインから測定されました。 高分解能スペクトルから得られた太陽心動径速度、-101.8 ± 0.7 km s-1 は、LAMOST スペクトルから得られたものとよく一致しています。 孤立した吸収線の EW は、文献 31、32 から編集された線リストを使用して、ガウス プロファイルを IRAF タスク スプロットに適合させることによって測定されました。 運動学的分析により、この星は逆行軌道上の銀河ハロー星であることが示されました。

実効温度 (Teff)、表面重力 (log g)、微小乱流速度 (vt) などの恒星パラメータは、LTE モデル大気 12 に基づいて、Fe の孤立吸収線から分光学的に決定されます。 個々の Fe I および Fe II 系統の存在量は、MOOG プログラムを使用して導出されます 33。 Teff は、個々の Fe I ラインに由来する存在量をそれらの励起電位から独立させることによって決定されます。 また、(V–K)0 色 34 (Teff = 5,810 K) から Teff を推定しますが、これは分光分析による値とよく一致しています。 表面重力は、Fe I と Fe II の間のイオン化平衡から導出されます。 微小乱流の速度は、導出された存在量がそれらの EW から独立していることを要求することにより、個々の Fe I ラインから推定されます。

亜鉛より軽い元素のほとんどの存在量は、採用された恒星パラメータに基づいて EW から決定されます。 Na、Sc、Zn、Sr、Ba の存在量の上限はスペクトル合成によって推定されます。 さらに、EWs 分析から求められる Fe 以外の元素の存在量もスペクトル合成によって確認されます。 Sc II、Mn I、および Co I のラインの場合、Kurucz のデータベースのデータを使用することにより、超微細分割の効果が存在量の決定に含まれます。 5,889 Å と 5,895 Å の Na I 線は両方とも、EW 測定には弱すぎます。 Na 存在量の上限は、Na I 5,889 Å ラインの合成から決定されます。 J1010+2358 の Na 存在量 ([Na/Fe] < -2.02) は、他の金属の少ない星と比べて非常に低いことがわかります。 比較星 LAMOST J0626+6032 (Teff = 5,863 K、log g = 3.73、[Fe/H] = −2.39、[Na/Fe] = +0.89) のスペクトルの一部を拡張データ図 1 に示します。比較目的のため。 比較星のスペクトルは、同じ設定でスバル/HDS によって取得されました。 線が検出できるα元素には、Mg、Si、Ca、Tiなどが含まれます。 4,702、5,172、および 5,183 Å の Mg ラインを使用して、Mg 存在量を決定しました。 Mg、Ca、Ti の [X/Fe] 比は太陽以下ですが、[Si/Fe] はわずかに増加しています。 スペクトルには中性子捕獲元素の吸収線は検出されません。 Sr と Ba の上限は、それぞれ Sr II 4,077 Å と Ba II 4,554 Å から推定されます。 Ba II 4,554 Å 付近の J1010+2358 のスペクトル部分を比較のために拡張データ図 1 に示します。 4,315 Å の CH の分子バンドからは炭素の特徴は検出できませんでした。 非 LTE 補正は、Na、Mg、Si、Ca、Cr、Mn、Fe のラインに対して推定されます (参考文献 35、36、37、38)。 Na I、Mg I、Si I、Mn I、Fe I の非 LTE 補正は +0.1 dex 未満ですが、Ca I と Cr I の補正はそれぞれ +0.16 dex と +0.21 dex です。 観測された存在量パターンと SN 収量モデルとの比較に LTE 以外の補正が含まれている場合でも、PISN モデルが依然として最適なモデルです。

検索アルゴリズム STARFIT18 は、観測された J1010+2358 の存在量を文献 39,40,41,42,43,44 にある多数の SN 収量モデルと比較し、最も適合するモデルが 260-M⊙ PISN であると決定します。 130-M⊙ Heコア。 J1010+2358 の最も重要な特徴の 1 つは、その [Na/Fe] 比と [Mg/Fe] 比が、同様の金属量を持つ天の川銀河内の他の金属に乏しい恒星の比よりもはるかに低いことです。 通常の CCSNe は非常に低い [α/Fe] 比を生成できないため、CCSNe からの寄与を仮定してそのような低い [Na/Fe] および [Mg/Fe] 存在量パターンを再現することは不可能です。 爆発エネルギーがより高い CCSNe は [Na/Fe] と [Mg/Fe] の比率を下げることができるようですが (J1010+2358 で観察されたような低い収率を達成するのはまだ難しいですが)、生成する量が高すぎます。 [Si/Fe] および [Co/Fe] は J1010+2358 の観察と一致します (参考文献 15、45)。 したがって、CCSNe が J1010+2358 の濃縮源である可能性は排除できます。

これまでに知られているα欠乏星は、一般に、CCSN からの寄与に加えて SN Ia の元素合成収率によって説明されてきました。 SN Ia と通常の CCSN の組み合わせは、SN Ia による鉄強化のため、低い [α/Fe] 比を生成すると予想されます。これは、J1010+2358 で観察された低い [α/Fe] 比を説明するのに必要です。 。 しかし、J1010+2358 で観察された低い [Na/Fe]、[Cr/Fe]、[Mn/Fe] 比は、SN Ia モデルの収率の予想と矛盾しています 46,47 (拡張データ図 2)。 超新星 48 とチャンドラセカール質量未満の SNe Ia (参考文献 49、50) の組み合わせにより、より低い [Mn/Fe] が生成される可能性があることが注目されます。 しかし、そのような組み合わせからの [Si/Fe]、[Ti/Fe]、および [Co/Fe] の理論的予測は、観測された J1010+2358 の存在量とは大幅に異なります。 さらに、2つの前駆星の間隔が長いため、通常のCCSNeが豊富になる可能性がありますが、これはこの星の観察された存在量パターンと一致しません。

この解析に使用したデータは、日本仮想天文台のアーカイブ（http://jvo.nao.ac.jp/portal/top-page.do）から入手できます。

恒星線解析とスペクトル合成用の MOOG コードは、https://www.as.utexas.edu/~chris/moog.html で入手できます。 最適な SN 収量モデルを見つけるための STARFIT ツールは、https://starfit.org で入手できます。

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この研究は、中国国立自然科学財団の助成金番号 2001 に基づいて支援されています。 11988101、11890694、12222305、12288102、12090040、中国国家重点研究開発プログラム第 1 号。 2019YFA0405500、JSPS-CAS共同研究プログラムおよびCAS国際連携プログラム 178GJHZ2022040GC。 Q.-FX は、中国科学院青少年イノベーション促進協会 (番号 2020058) からの支援を認めています。 AH は、Astronomy Australia Limited の ADACS スキーム (AHeger_2022B、AHeger_2023A) によるソフトウェア開発サポートを認めています。 WA と MNI は、JSPS 科研費の助成を受けています。 JP21H04499およびJP20H05855。 LAMOST (http://www.lamost.org) への資金は、中国国家発展改革委員会によって提供されています。 LAMOST は、中国科学院国立天文台によって運営および管理されています。 この論文には、国立天文台が運営するすばる望遠鏡で収集されたデータが含まれています。 私たちは、ハワイの文化的、歴史的、自然的重要性を持つマウナケアから宇宙を観察する機会をいただき、光栄に思います。

中国科学院、国立天文台、光学天文学の CAS 主要研究所、北京、中国

Qian-Fan Xing、Gang Zhao、Yu-Qin Chen、Hai-Ning Li、Jing-Kun Zhao

中国科学院大学天文学宇宙科学院、北京、中国

ガン・ジャオ、ジェンウェイ・リウ、ジャンウェン・ハン、ユーキン・チェン

中国科学院、雲南天文台、昆明、中国

ジェンウェイ・リウ＆ジャンウェン・ハン

中国科学院、天体の構造と進化に関する主要研究室、昆明、中国

ジェンウェイ・リウ＆ジャンウェン・ハン

モナシュ大学物理天文学部、クレイトン、ビクトリア州、オーストラリア

アレクサンダー・ヘーガー

オーストラリア研究評議会 3 次元全天天体物理学センター オブ エクセレンス (ASTRO 3D)、シドニー、ニューサウスウェールズ州、オーストラリア

アレクサンダー・ヘーガー

国立天文台 (NAOJ)、三鷹市

Wako Aoki & Miho N. Ishigaki

総合研究大学院大学（総研大）天文科学プログラム（三鷹市）

Wako Aoki & Miho N. Ishigaki

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Q.-FXはスターを特定し、データ分析と原稿の執筆を主導しました。 GZ はこの研究を提案および開始し、議論を主導しました。 Z.-WL、AH、Z.-WH は SN 収量モデルと観測された存在量の比較を共同で主導し、観測結果の解釈に貢献しました。 WA、Y.-QC、MNI、H.-NL、J.-KZ は追跡観察と存在量分析に貢献しました。 著者全員が議論と原稿の執筆に貢献しました。

趙剛氏への対応。

著者らは競合する利害関係を宣言していません。

Nature は、この研究の査読に貢献してくれたティモシー・ビールスと小林千明に感謝します。

この論文については https://doi.org/10.1038/s41586-023-06028-1 から入手できます。

発行者注記 Springer Nature は、発行された地図および所属機関の管轄権の主張に関して中立を保っています。

J1010+2358 の観測スペクトル (黒丸: Teff = 5,860 K; log g = 3.6; [Fe/H] = −2.42) を比較星 J0626+6032 (青線: Teff = 5,863 K; log g) とともに示します。 = 3.73; [Fe/H] = −2.39)。 J0626+6032 の化学存在量 ([Na/Fe] = +0.89 ± 0.08; [Mg/Fe] = +0.21 ± 0.06; [Ba/Fe] = +0.23 ± 0.06) は、VMP 星としては正常です。 黒い線は、[Na/Fe] = −2.02 ± 0.3 (a)、[Mg/Fe] = −0.66 ± 0.3 (b)、[Ba/Fe] = −1.37 ± 0.3 (c) の合成スペクトルです。

質量 25 M⊙ の SN Ia (参考文献 46) と CCSN (参考文献 15、51) の組み合わせモデルと比較した J1010+2358 の化学存在量 (赤丸): SN Ia からの寄与率 10% (青線) ; SN Ia (緑の線) からの寄与が 30%。 SN Ia (紫線) からの寄与が 50%。 SN Ia (オレンジ色の線) からの寄与が 70%。 エラーバーは、観測された存在量の 1σ の不確実性です。

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転載と許可

Xing、QF.、Zhao、G.、Liu、ZW. 他。 対不安定超新星からの金属を豊富に含む星。 自然 (2023)。 https://doi.org/10.1038/s41586-023-06028-1

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受信日: 2022 年 12 月 13 日

受理日: 2023 年 3 月 28 日

公開日: 2023 年 6 月 7 日

DOI: https://doi.org/10.1038/s41586-023-06028-1

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