100 82 Z Stable Unstable limit of Tachibana

核図表 100 82 Z Stable Unstable limit of Tachibana -5 50 50 ~ 10 /s 126 28 82 20 50 8 28 50 0. 0 N 0 10 10. 0

B 2 FH ü Eight processes • Hydrogen burning • Helium burning • the α process (α捕獲による Ne, Mg生成 　 現在では起こらないと考えられている) • the e procress • the s process • the r process • the p process • the x process (Big Bang Nucleosynthesis) Burbidge, Fowler & Hoyle ’ 57 Rev. Mod. Phys. 29, 547

by B 2 H Wallerstein et al. ’ 97 Rev. Mod. Phys. 69, 995

太陽近傍組成と元素合成 Mashnik ’ 00 Los Alamos National Laboratory Report LA-UR-00 -3658

BBN reaction network ü 反応断面積はよくわかっている • NACRE(Nuclear Astrophysics Compilation of Reaction rates) Angulo et al. ’ 99 Nucl. Phys. A 656, 3 • Cyburt et al. ’ 96, New Astron. 6, 215

BBN : 理論値 ü 生成量 D : rate limited good baryometer sensitive to h insensitive to Nn & mn / T 3 He : rate limited sensitive to h insensitive to Nn & mn / T 4 He : limited by neutron good chronometer insensitive to h sensitive to Nn & mn / T Li : rate limited sensitive to h insensitive to Nn & mn / T 7 Steigman ’ 03, astro-ph/0308511

BBN : 観測との比較 Steigman ’ 03, astro-ph/0308511 ü D / H = 2. 6± 0. 4 x 105 ü 3 He / H = 1. 1± 0. 2 x 105 ü [ 7 Li ] = 12 + log(7 Li / H) = 2. 2± 0. 1 ü Yp = 0. 234± 0. 003 Olive et al. ’ 97, Ap. J 483, 788 0. 244± 0. 002 Izotov et al. ’ 98, Ap. J 500, 188 Ref. : Tytler et al. ’ 00 Physica Scripta astro-ph/0001318 Kurki-Suonio ’ 02, Space Science Review 100, 249

Dの観測 4 Heの観測 0. 40 0. 20 300 100 200 106 O/H 7 Liの観測 -3 0 [X/H] Steigman ’ 03, astro-ph/0308511 -3 [Fe/H] 0

CMB（BBNの約４０万年後）との比較 Barger et al. ’ 03, Phys. Lett. B 566, 8 WMAP : WB h 2 = 0. 023± 0. 003 (2 s) h 10 = 6. 3+1. 0 - 0. 7 Steigman ’ 03, astro-ph/0308511 2 D : WB h = 0. 022± 0. 002 h 10 = 6. 1+0. 7 - 0. 5 Bennet et al. ’ 03, Ap. J in press

Spallation Reactions : 数 10 Me. V/nucleon以上の相対エネルギーを 　　　　　　　　もった primary particle が引き起こす反応 ü BBNでは 6 Li、9 Be、10 B、11 B を合成できない （星の中も同様） ü Galactic Cosmic Ray では、Li、Be、B が solar abundance より何桁も大きい ü Li、Be、B は Non-thermal に加速された粒子が星間、星周、星表面の物質と 反応して合成される p + C, N, O → Li, Be, B a + a → 6 Li, 7 Li ü nuclear cross section : ～ 1 Me. V － ～ 100 Ge. V での値が必要 　　　　 NUCLEX library : Sobolevsky et al. ’ 91 -’ 00 LANL T-2 library : Mashnik et al. ’ 98 semi-empirical formulae : Silberberg et al. ’ 98 Ap. J 501, 911 Mashnik ’ 00 Los Alamos National Laboratory Report LA-UR-00 -3658

70 - 280 Me. V/nucleon の Cosmic Ray の組成 Mashnik ’ 00 Los Alamos National Laboratory Report LA-UR-00 -3658

ü n の引き起こす原子核反応 (n-process) も spallation にいれる ― Core-collapse supernova の envelope ― 　　　　　　　 etc. l 7 Li : Helium rich region minor compare with BBN yield l 11 B : Woosley & Weaver ’ 95 の値は大きすぎる 　　　　　≦ 20 % 程度の寄与か 　　　　　 ― n スペクトルに強く依存 → good thermometer ? ― 15 N、19 F、26 Al、41 Ca、53 Mn、138 La、180 Ta なども合成 Ref. Woosley et al. ’ 95, Ap. JS 101, 181 Heger et al. ’ 03, astro-ph/0307546

観測 B ü Be、B は、Fe に比例 Be ü B / Be = 10 – 30 ü 6 Li / 7 Li = 0. 05 ü 6 Li / 9 Be = 20 – 80 at [Fe/H] ～ - 2. 3 ü 11 B / 10 B = 4 at solar birth ü 7 Li / 6 Li = 12. 5 [Fe/H] Vangioni-Flam et al. ’ 00 Phys. Rep. 333, 365

§２．星の中での元素合成 ü 星の進化 ＝元素合成 ü 星の寿命 Ref. : Wallerstein et al. ’ 97, Rev. Mod. Phys. 69, 995 ― M. 0. 8 -1. 0 M¯の星は Hubble timeで主系列を 離れない Arnould et al. ’ 99, Rep. Prog. Phys. , 62, 395 Woosley et al. ’ 02, Rev. Mod. Phys. 74, 1015 Thielemann et al. ’ 98, astro-ph/9802077

ü Hydrogen Burning : 4 H → He pp-chain CNO cycle Rapid CNO cycleでは、b-decay のかわりに (n, g) 反応が起こる

ü Carbon, Neon and Oxygen Burning （B 2 FHの a-process にかわる反応） ü Carbon Burning ü Oxygen Burning ü Neon Carbon Burning

ü Intermediate Mass Stars ― 1 » 9 M¯ : CO white dwarf 9 » 11 M¯ : ONe white dwarf ― WD の formation rate ～ 0. 5 - 1 M¯/yr 　　～ 1 - 11 M¯ の star formation rate ― AGB で thermal pulse により質量放出 ― » 0. 6 M¯ の中心コア → white dwarf ― 主に a、12 C、14 N、s-process 元素を生成 ― 1 » 2 M¯ では 3 Heが、 4 » 6 M¯ (? ) では 7 Liが生成

ü Massive Star の Mass Loss 30 1000 300 10 100 最 終 質 量 3 最 終 30 質 量 10 3 3 10 30 初期質量 100 3 10 30 100 300 1000 初期質量 Heger et al. ’ 02, astro-ph/0211062

ü Binary Evolution ― 銀河内の星の約2/3は binary ― binary のうち約半分はseparation が小さく進化に影響があるが、 　　詳細な元素合成計算はない ― 進化を決めるパラメター ― M 1、q = M 2/M 1、A (semi major axis)、e (eccentricity) ― q ～ 1 → conservative mass transfer q. 0. 5 → rapid mass transfer & common envelope ― Intermediate mass stars ― WD + low mass companion : Cataclysmic Variable ― WD + WD : white dwarf merger → SNIa (? ) ― WD + 1 » 2 M¯ : super soft X-ray source → SNIa (? ) ― Massive stars ― massive star の約半分は close binary 中にあり、Fe core 形成前に primary star で Roche lobe overflow が起こる ― NS or BH + low mass MS or subgiant : LMXB → ms. PSR ― NS or BH + OB star : HMXB ― SNIa Nomoto et al. ’ 84, Ap. J 286, 644 ― Al より軽い元素は生成しない ― Si ～ Ca には約1/3の寄与、Ti ～ Niには dominant な寄与

ü Pop III での元素合成 ü [Fe/H]. -2 は数世代目の星 metal poor star の元素 ü [Cr/Fe]、[Mn/Fe] & [Co/Fe]、[Zn/Fe] % ü Pair Instability Supernovaの寄与は？ ― different IMF ü H burning の 初期に CNO は存在しない ― higher Tc ― smaller neutron excess ― larger odd-even effect ― a elements more abundant ü even Z 核はあまり影響を受けず、 太陽組成に近い -4 -3 -2 -1 0 Ryan ’ 00 astro-ph/0001235

ü Pair Instability Supernova ü 140 - 260 M¯ でおこる Production factor of PISN ü C burning 後ペア生成により 不安定化し、重力崩壊 ü 爆発的 O burning と Si burning により、星全体が爆発する ü incomplete Si burning で iron peak elements が生成 ― Zn、Co が少ない Z ü odd Z 核は少なく、even Z 核は太陽組成 Heger et al. ’ 02, Ap. J 567, 532 ü Zn より重い元素、s-、r-process elements は生成されない Metal poor star の観測とあわない

ü Hypernova hypernova ü M& 20 -25 M¯ に hypernova & BH formation ? ― jet-like explosion ? ü SN 1997 ef、SN 1997 dg、SN 1998 bw、 SN 1999 as、SN 2002 ap、SN 2003 dh Nomoto et al. ’ 02 astro-p/0209064 Zn production ü [Zn/Fe]、[Co/Fe]、[V/Fe] % [Mn/Fe]、[Cr/Fe] & を再現 ü a-rich freezeout がより強まり、44 Ti、 48 Cr、64 Ge がより多く生成される ü [Si/O]、[S/O]、[Ar/O]、[Ca/O] などが O burning でより多く生成される Nomoto et al. ’ 01 astro-p/0110528

ü 星の中での鉄族元素までの合成の残された問題点 ―　いくつかの不定性は残る反応率 ― 12 C(a, g)16 O ― Rauscher & Thieleman の標準反応率には factor 2 の不定性 Rauscher et al. ’ 00, At. Data Nucl. Data Tables 75, 1 ― convection の扱い ― semiconvection ― overshooting ― mass loss の扱い ― progenitor の rotation & magnetic field ― supernova mechanism ― mass cut ― threshold for BH formation ― jet or asymmetry of explosion ― flame velocity ― binary での元素合成 ― hypernova、pair instability supernova の寄与

太陽近傍組成 核図表 100 82 Z Stable Unstable limit of Tachibana 50 50 126 28 20 82 50 8 8 20 28 50 0 N 0. 0 10 10 -5/s ~ 10

ü s-process ü n-capture が律速。b-stability line に沿って合成が進む ü N = 82、 126 (A = 138、208) の閉核に peak ü end point 209 Bi : 209 Bi(n, g)210 Bi(b-)210 Po(a)206 Pb ü T, Nn が時間 t の間一定としたときの解析解 ü magic 核以外では s. NA が ほぼ一定 ü A. 90 に weak component ü branching は Nn、Ｔの情報を 　　与えてくれる Kaeppeler et al. ’ 90, Ap. J, 354, 630

ü MS、S、C star （大気に CO が多い AGB 星）は s-element rich ü main component — He shell burning in low mass (. 3 M¯) AGB star — 中性子源 — — light s-element と heavy s-element の比や branching 解析は 13 C を示唆 — 13 C を生成するには p と C の mixing が必要 ü weak component — core He burning in massive stars — 中性子源 : 22 Ne(a, n)25 Mg

太陽組成への s- 、r- 、p-process の寄与 Arnould et al. ’ 99, Rep. Prog. Phys. , 62, 395

太陽組成への s- 、r-process の寄与 Wallerstein et al. ’ 97, Rev. Mod. Phys. 69, 995

Thielemann et al. ’ 01, astro-ph/0101476

ü 銀河内の r-element の量 : » 104 M¯ ü Astrophysical Site はよくわかっていない — primary : inhomogeneous BBN、supernova、binary、 wind from accretion disk、etc. — secondary : explosive He、C burning、n irradiation 、 He core flash、NS accretion disk、 etc. — Ultra Metal Poor star での r-element の観測はprimary を示唆 （大きな分散は少数の寄与を示唆） — hot neutron-rich matter の膨張 — SN or NS merger — mixing からは SN Qian ’ 00, Ap. J 534, 67 — SNR には現在までに r-element の観測なし ü 少なくとも２つ以上のSite ? ( A. 90、A & 90 ) — n-wind ? prompt explosion ? Wallerstein et al. ’ 97, Rev. Mod. Phys. 69, 995

n Wind ～ 1000 • tdyn, S, Ye が重要 km ～ 100 km ～ 10 km r-process n, , heavy nuclei -process n, , seed n NSE p, n n • L , e , M , R などに依存する ※ 非常に極端なものしか うまくいかない — Massive NS ? PNS n T ～ 3 Me. V～ 0. 5 Me. V～ 0. 2 Me. V Otsuki et al. ’ 00, Ap. J 533, 424 — Only for lighter elements ? — Asymmetric wind ?

p-process elements 100 82 Z Stable Unstable limit of Tachibana -5 50 50 ~ 10 /s 126 28 82 20 50 8 28 50 0. 0 N 0 10 10. 0

p-process elements Wallerstein et al. ’ 97, Rev. Mod. Phys. 69, 995

p-process in type II supernova Arnould et al. ’ 01, astro-ph/0101383

― rapid p-capture (rp-process) on lighter p-nuclides ― (p, g) $ (g, p) が isotonic line にそって平衡 ― b+-decay に対して不安定な核の上を合成が進む ― T 9 ～ 2 ― A. 100 ― astrophysical site はよくわからない ― type I X-ray Bursts (NS 表面でのH燃焼の暴走) ― p-capture rate は測定されていない ― n-process : lowest abundance の p-nuclide を生成 ― 138 La (← 138 Ba、139 La)、180 Ta (← 181 Ta) ― n-wind 中で r-process とともに起こる? 　　　　　Hoffman et al. ’ 96, Ap. J 460, 478 ― Ye に sensitive

rp-process path Thielemann et al. ’ 01, astro-ph/0101476