26Alは大質量星で生成され新星爆発で天の川銀河内に巻き散らかす。濃淡はあるものの微惑星を溶かして分化させる熱源26Alは供給されてる。以下以下、機械翻訳。
26Al で天の川銀河の渦巻き腕をトレースする。26Al の 2D 分布における新星系の役割
要約
背景。大質量星は、半減期が約 1 Myr の短寿命放射性同位元素である 26Al の最も重要で調査されている天体物理学的生成場所の 1 つです。その寿命が短いため、その完全な化学履歴を観察することはできず、最近大質量星によって生成された 26Al のみが観察されます。したがって、26Al は星形成率 (SFR) のトレーサーと見なされます。ただし、26Al への重要な寄与は、大きな遅延で星間物質を汚染する新星系から来ており、これにより 26Al と SFR の相関が部分的に消去されます。
目的。この研究では、26Al の質量の 2D 分布と、天の川銀河の大質量星と新星系の分布を説明し、26Al の生成に対するそれらの相対的な寄与を調査します。
方法。詳細な 2D 化学進化モデルを使用します。このモデルでは SFR が方位角に依存し、天の川銀河で観測される渦巻き腕パターンを再現する必要があります。2 つの異なるモデルをテストします。1 つは 26Al が大質量星と新星から発生するモデル、もう 1 つは大質量星のみのモデルです。次に、予測を COMPTEL および INTEGRAL サーベイで観測された 26Al 質量の約 2 M⊙ と比較します。
結果。結果は、新星が SFR をトレースせず、太陽近傍ではその最小値に集中していることを示しています。26Al 質量マップに対する新星の影響は、渦巻きパターンを 5 倍に減衰させることです。元素合成に関しては、26Al の約 75% が新星によって生成され、約 25% が大質量星によって生成されることがわかりました。
結論。観測は新星の寄与を含めることによってのみ再現できるため、新星を 26Al 生成源として無視することはできないと結論付けます。さらに、観測された 26Al の質量をうまく再現するには、バルジ新星がディスク新星よりも約 6 倍多くの物質を放出する必要があると考えられます。
キーワード。銀河: バルジ – 銀河: ディスク – 銀河: 存在比 – 銀河: 進化 – 恒星: 新星 – ガンマ線: 拡散背景
。はじめに
短寿命放射性同位元素 (SLR) は、非常に短い天文学的時間スケール (約 1-10 Myr) で放射性崩壊を起こす核の一種です。これらは、化学進化 (Timmes ら、1995) から太陽系近傍から来る隕石の同位体存在比の測定 (Desch ら、2023) まで、銀河進化の背後にあるプロセスを解明するためのさまざまなアプローチ間のつながりを表しています。他にテストされた理論的手法としては、スーパーバブルのシミュレーション (Schul reich et al. 2023)、銀河系人口合成モデル (Siegert et al. 2023)、Côté et al. (2019a,b) で提示されたような確率論的化学進化研究などがある。半減期が短いため、これらの核は崩壊連鎖の最終生成物に急速に崩壊し、以前の存在の痕跡を残さない。
したがって、SLR に関するすべての測定と理論的研究は、過去の歴史の遺産が残っていないため、現在のシナリオのみに焦点を当てている。
26Al の天文学的な関心は、星形成率 (SFR) との密接な関係にもある。一般的に、大質量星が 26Al の主な発生源と考えられているため、この同位体は、その星の祖先が誕生した直後に星間物質 (ISM) に復元される。さらに、その崩壊タイムスケールが短いため、26Al は原始星の位置からあまり遠く離れることはありません。その結果、大質量星は銀河の活発な星形成領域にあるため、この同位体もこれらの領域の近くで検出されます。したがって、26Al は星形成領域の優れたトレーサーであると考えられてきました (Limongi & Chieffi 2006)。
これまで、SLR に関する化学進化の研究では、過去数十年間に γ 線天文学コミュニティによって提供された観測結果を再現しようと試みられ (Vasini et al. 2022; Wehmeyer et al. 2023)、外部構造の今後の観測の予測が提示されました (Vasini et al. 2023)。これらの結果の多くは、すべての観測可能量（SFR、落下率、ガスと恒星の質量、存在率の勾配など）が半径座標のみに依存すると仮定する 1D 化学進化モデルによって得られました。
したがって、天の川銀河（MW）は、各リング内のガスが瞬時に均一に混合する（瞬時混合近似）同心円構造を仮定してモデル化されます。
SLR を扱う場合、追加の時間スケール、つまり放射性崩壊の時間スケールが導入されるため、図はさらに複雑になります。この特定のケースでは、26Al の時間スケールです（約 1 Myr、Diehl 2013 を参照）。26Al は、ISM に再注入された後、安定同位体と同様に周囲の領域に広がり始めますが、同時に 26Mg にも崩壊します。その結果、26Al原子は均一に混合されません。混合の時間スケールは26Alの崩壊の時間スケールよりも長くなる可能性が高いためです。
したがって、他の SLR と同様に、26Al の場合、均質混合の仮定はもはや成り立ちません。
銀河内の SFR が均質であれば、この事実は問題になりませんが、観測によって確認されているように、SFR は MW の渦巻き腕に集中しています。したがって、均質混合を仮定する 1D 化学進化モデルは、銀河内の SLR を扱うのに適していません。解決策は、各リングの不均質性を追跡するために、2 番目の次元、つまり方位角を導入することです。
さらに、シナリオは、26Al の 2 番目ではあるが無視できない発生源である新星システムが果たす役割によってさらに複雑になります (Nofar ら、1991)。新星からの化学物質の濃縮は、白色矮星の形成に必要な時間と、新星爆発を引き起こすために必要な追加の冷却時間の組み合わせによる長い時間遅延を特徴とします (D’Antona & Matteucci 1991)。この直接的な結果は、大質量星とは異なり、新星が SFR をトレースしないことです。銀河系の 26Al の一部が新星起源であることを考えると、26Al-SFR 相関は必然的に低下しますが、その程度はまだ明らかではありません。新星の寄与による減衰を決定するには、2D 化学進化モデルが必要です。Spitoni ら (2019、2023) は、方位角と動径座標を考慮した 2D 化学進化モデルを提案しました。方位角は、MW 渦巻き腕を再現するように SFR を摂動させることによって導入されます。これらの論文では、すべてのリングが小さなセルに分割され、均一性はリング全体ではなく個々のセルに適用されます。この更新されたシナリオにより、著者は、同じリング内のセルの化学組成の振動が発生し、2D モデルのみがそれを追跡できる共回転半径領域を扱う場合を除き、1D モデルが銀河のほぼすべての場所で有効な代替モデルであることを明確に示すことができます。観測側では、ガンマ線天文学技術を採用して、銀河の SLR の証拠が収集されています。 1991 年以来、最初は COMPTEL (Schönfelder 他 1984、Diehl 他 1995)、その後は INTEGRAL (Winkler 1994、Pleintinger 他 2023) という 2 つの調査が、銀河面上のさまざまな経度と銀河面の上下のさまざまな緯度に沿ったこれらの元素の分布の調査に専念してきました。そこで提供された最も重要な結果の 1 つは、MW 内の 26Al の 2D 地図作成です (Plüschke 他 2001、Diehl & Prantzos 2023 を参照)。この地図では、銀河面上の拡散放射の証拠が、いくつかの局所的な星形成領域を重ね合わせて報告されています。同じデータから、銀河中心から 5 kpc 以内の領域における 26Al の質量の統合測定も提供されました。 Prantzos & Diehl (1996) は、COMPTEL からのフラックス測定を採用して、銀河中心から 5 kpc 以内の 26Al 質量を 1.5 ～ 2 M⊙ と推定しましたが、Diehl (2016) は INTEGRAL からの測定を利用して、同じ 5 kpc 半径リングで 2.0 ± 0.3 M⊙ を提案しました。Vasini ら (2022) では、1D 化学進化モデルを採用してディスクとバルジを別々に再現することにより、同じ領域に積分された 26Al の理論的推定値をすでに提供しています。採用した処方により、観測結果を再現して恒星収量を制限し、新星からの無視できない寄与が必要であることを示しました。まだ調査されていない問題は、積分値が 2D モデルではなく 1D モデルを採用することでどの程度影響を受けるかということです。すでに上で説明したように、2D モデルは、1D モデルとは異なり、MW 全体にわたって SFR の振動を追跡できます。さらに、関心領域内の積分値に関しては、放射性同位体の適切な 2D 化学進化モデルが開発されるまで結論を導き出すことはできません。この研究では、観測された渦巻き腕パターンに似た SFR に方位角依存の摂動を追加することで、MW 内の 26Al の空間的 (半径距離と方位角の関数として) および時間的進化を追跡する 2D 化学進化モデルを提供したいと考えています。私たちの目的は、新星集団がこの同位体の現在の分布に与える影響を示すことです。さらに、私たちのモデルでは、これら 2 つの領域を個別にモデル化することで、バルジの新星とディスクの新星の違いについてより深い洞察を得ることができると期待されています。この論文は次のように構成されています。セクション 1 では、26Al の進化を空間的 (半径距離と方位角の関数として) および時間的観点から追跡します。 2節では、厚い円盤と薄い円盤、およびバルジに対するオリジナルの1Dバージョンから採用した化学進化モデルを示し、次に、テストした2つのモデルの説明とともに考慮した元素合成に移ります。3節では、SFRに方位依存性を追加することで1Dモデルをどのように拡張したかを示し、4.5節では、再現できる銀河観測制約を示します。4節では、新星と26Alに関する結果を示し、最後に、第5節で主な結論をまとめます。
図 1. Spi toni et al. (2023) のモデル A の異なるパターン速度で移動する複数のスパイラル モードのスパイラル パターン速度 Ωs,1(R)、Ωs,2(R)、Ωs,3(R) は、3 つの色のついた水平線で示されています。
内側と外側のスパイラル構造 (上記のパターン速度で移動) も、それぞれ濃い灰色、青、緑がかった水色で示されています。Roca-Fàbrega et al. (2014) によって計算されたディスク角速度 Ωd(R) は、点線で示されています。2:1 と 4:1 の外側と内側の Lindblad 共振 (OLR と ILR) は、それぞれ黒の実線と破線の曲線に沿って発生します。共鳴はそれぞれΩp2(R) = Ωd(R) ± κ/2およびΩp4(R) = Ωd(R) ± κ/4として計算されています。ここでκは局所的なラジアル周回振動数です。長い縦の破線は、3つの異なるΩS値を仮定した場合の共回転半径の位置を示しています。
図 2. バルジから MW の外側までの 2D SFR (この論文では 15kpc と仮定)。ここでは、MW 進化のさまざまな時間ステップでの 6 つのスナップショットを報告します。T1=0.066 Gyr (バルジ SFR のピーク)、T2=2.25 Gyr (ディスク SFR のピーク)、T3=3.2 Gyr (渦巻き腕の開始直後)、最近の 2 つの時間、T4=13.5 Gyr と T5=13.6 Gyr、および現在の時間 (T6=13.7 Gyr と仮定)。太陽の位置は、白縁の星で表されます。
図3. 4つの異なる時間T3、T4、T5、T6におけるMWの新星爆発率の2Dマップ。
4. 結果
このセクションでは、バルジから銀河の最外縁部までの MW における新星と 26Al の 2D 分布に関する結果を示します。
4.1. 新星系
このセクションでは、MW における新星爆発に関する結果を示します。
図 3 では、図 2 に示した 6 つの時間のうち 4 つの時間の新星の 2D マップを示します。4 つのパネルは、セクション 3.2 で定義した時間 T3、T4、T5、T6 を示しています。T1 と T2 のスナップショットは示していません。これは、このような初期の時代には新星がまだ爆発し始めていないためです。マップは新星爆発率の対数に従って色分けされており、8 kpc の太陽リングは各パネルの左側に白縁の星でマークされています。初期の時代 (T3) と最近の時代 (T4、T5、T6) の違いは明らかです。予想どおり、その理由は新星の遅延時間分布にあります。この遅延のため、新星は SFR をトレースせず、同じ時代に計算された 2D SFR マップと 2D 新星マップの間には対応が見つかりません。したがって、T3 では、SFR がすでに乱れているにもかかわらず、新星分布は依然として均一であり、後期の時代では、新星は SFR によって示される渦巻き腕パターンを示しません。同じ時間遅延はバルジ新星に影響しますが、この領域の結果はバルジの SFR の方が効率的であるため、わずかに異なります。したがって、バルジ新星の大部分は、バルジ SFR がピークに達する T1 でより早く生成され、したがってより早く爆発します。したがって、T3 ではバルジ内の新星爆発率はすでに高い。
4.2. 26Al 質量 2D 分布
このセクションでは、銀河中心から 15 kpc 以内の MW における 26Al の 2D 分布に関する結果を示します。
図 4 では、大質量星と新星系の両方が 26Al の合成に寄与するモデル 1 の結果を示します。
この図では、図 2 と同じ 6 つの時点のスナップショットを示します。プロットは、各セルの 26Al 質量の対数に従って色分けされています。太陽近傍の指標となる位置は、各スナップショットの左側にある白縁の星によって示されています。
図 4 と図 2 の SFR の比較は非常に興味深いものです。図 4 の最初の 3 つのパネル (T1、T2、T3) は、SFR パターンを完全に再現しています。
– T1=0.066 Gyr では、MW の 26Al への唯一の寄与は、SFR が高いバルジ (R < 2 kpc) から来ますが、ディスク内の 26Al はまだ非常に低いです (SFR であるため)。
– T2=2.25 Gyr では、バルジ内の SFR はすでに最大に達して減少しており、プロットに示されている 26Al は新星爆発に由来しています。一方、ディスク内の SFR はピークに達し、生成される 26Al の量が増加しました。ただし、新星システムからの寄与が遅れているため、ディスク内の 26Al 生成のピークはわずかに遅れて発生します。 – T3=3.2 Gyr では、SFR の摂動がちょうど始まり、26Al 2D 分布によって渦巻き模様が正確に再現されます。
最初の 3 つのパネルは SFR の挙動を完全に模倣しています。数十億年の進化の後、26Al への唯一の重要な寄与は大質量星からのものだからです。新星の寄与は後になってから発生するため、進化の最初の段階ではまだ無視できるほどです。
一方、T4、T5、T6 ではシナリオが異なります。
すべてのスナップショットで SFR パターンの再現精度は低く、渦巻き模様は最も外側のリングでのみ認識できます。現在のバルジに関しては、大質量星はほとんど存在せず、そこで予測される 26Al は最近の新星爆発からのみ来ています。モデル 2 の結果がプロットされている図 5 では、シナリオはかなり異なっています。これは、新星が 26Al 元素合成から除外されているためです。スナップショットは同時に撮影され、色分けは同じで、白い縁の星は依然として太陽近傍の指標的な位置を表しています。最初の 3 つのパネルは図 4 に似ています。唯一の違いは、新星系が除去されたために、銀河全体で 26Al 質量が全体的に減少していることです。バルジの 26Al 濃度は図 4 に比べてはるかに低くなっています (T2 パネルを参照)。これは、この領域への寄与が新星系からのものだけであり、現在は新星系が除外されているためです。一方、最近の 3 つのスナップショット (T4、T5、および T6) は、新星による平滑化が含まれていないため、SFR のかなり良いトレースを示しています。 26Al では大質量星がまったく存在しないため、バルジは非常に貧弱に見えます。R < 2 kpc の領域で最近生成されたのは、AGB と SNIa からのものだけです。
4.3. 26Al 質量の方位角振動
新星がシナリオにどの程度寄与しているかを定量化するために、図 6 を示します。
– パネル a: 方位角の関数として、太陽リング内の現在の SFR を示します。垂直の破線は SFR のピークを示し、以下のすべてのパネルで報告されています。振動は、図 2 ですでに示したように対称的です。
– パネル b: モデル 1 とモデル 2 の 26Al 質量を示します (それぞれピンクと緑の線)。垂直の破線は SFR のピークを示します。振動の振幅は 2 つのケースで同じですが、図 4 と 5 に示すように、現在のスパイラル パターンがほとんど失われているモデル 1 では、振動ははるかに滑らかです。極小値に対するピークの相対的増大: モデル 1 の場合、ピークは極小値より 28% 高いのに対し、モデル 2 の場合、ピークは極小値より 150% 高い。モデル 2 のピークは、モデル 1 よりも背景に対して約 5 倍目立ち、そのため渦巻き模様が失われている。
– パネル c: モデル 1 とモデル 2 で生成された 26Al の差をプロットする。ここでは、新星によって生成された 26Al の質量は方位角に依存するが、SFR には依存しないことが明確に示されている。この値は 0.004 から 0.006 M⊙ の間で振動し、SFR の極小値で最大となり、新星が渦巻き模様を鈍らせる理由を示している。
– パネル d: ここでは、前のパネルの 26Al に似た、太陽リング内の新星分布を示している。
4.4. 26Al: 予測と観測
表 2 の観測データとの比較については、銀河中心から 5 kpc 以内の 26Al の値を報告します。
2 列目から 6 列目は 1 kpc 幅の環状部の値を示し、その合計は 7 列目に示されています。現在までに、COMPTEL と INTEGRAL で行われた観測は、MW に存在する 26Al の量について一致しています。COMPTEL データを採用して、Prantzos & Diehl 1996 は、銀河中心から 5 kpc 以内の 26Al の質量を 1.5 - 2.0 M⊙ の範囲と推定しました (Diehl ら 1995 も参照)。その後、Diehl 2016 は、INTEGRAL データがリリースされた後、同じ領域で 26Al の質量を 2.0 ± 0.3 M⊙ と推定しました。銀河中心から 5 kpc 以内では、モデル 1 では 26Al が 1.028 M⊙ と予測されていますが、モデル 2 では 0.265 M⊙ と予測されています。どちらの場合も、観測された 26Al の正確な量を回復することはできませんが、Della Valle & Izzo (2020) によって潜在的な解決策が提案されています。著者らは、バルジの新星の元素合成は、ディスクの新星のそれとは大幅に異なる可能性があると報告しています。バルジの新星は、実際にはディスクの新星よりも最大 10 倍多くの物質を放出する可能性があり、したがって 26Al が生成したのと同じ係数が増加します。これは、現在爆発しているバルジの新星は、爆発するためにより厚い外層を集積する必要があり、したがってより多くの物質を放出する非常に低質量の星から発生していることを考えると正当化できます。この追加係数を計算に含めることで、モデル 1 で 26Al の 2.882 M⊙ まで再現できるため、わずかに小さい係数で、観測された約 2 M⊙ を再現できます。
4.5. 銀河の観測上の制約
入力パラメータの選択により、MW ディスク (R>2 kpc) の主な観測上の特徴を再現できます。特に、現在の SFR、ガス質量、恒星質量、落下率、およびタイプ Ia とタイプ II の両方の SNe 率を再現できることを強調します。
表 3 に、銀河ディスクにおける最も重要な観測上の制約を示します。列 2 には、参照値とともに観測値を示し、列 3 には、モデルによる予測値を示します。結果をさまざまな著者の観測結果と比較します。SFR に関しては、Prantzos らが提案した値を参照します。 (2011) および Chomiuk & Povich (2011) を参考にし、ガス質量については Kubryk et al. (2015b) を参考にし、恒星質量については Flynn et al. (2006) の結果と比較し、降下率については Marasco et al. (2012) および Lehner & Howk (2011) の観測値を使用し、タイプ II およびタイプ Ia SN 率については Cappellaro & Turatto (1997) を参考にしています。テストした 2 つのモデル、モデル 1 とモデル 2 は元素合成のみが異なるため、関連のないすべての量 (ここにリストされているものなど) の予測は同じであることを強調します。
図 4. このパネルでは、以前に SFR を分析した 6 つの時間ステップにおける 26Al 質量の 2D 分布を示します。この場合、26Al 生成源として大質量星と新星の両方を考慮しました。バルジは表示されません。各セルは、その時間ステップに含まれる 26Al 質量に応じて色分けされており、図 2 と同様に、太陽は白縁の星で示されています。
図 5. 図 4 と同じですが、新星システムからの寄与はありません。
図 6. パネル a: 現在および太陽近傍における方位角の関数としての SFR。このグラフおよび以下のグラフの黒い破線は、SFR のピークを示しています。パネル b:
現在における太陽リング内の 26Al の分布。ピンクはモデル 1 で予測された 26Al、緑はモデル 2 で予測された 26Al。パネル c: 2 つのケースにおける 26Al 生成量の差。パネル d: 現在における太陽リング内の新星の分布
5. 結論
本論文では、2D 化学進化モデルを採用して MW における 26Al の時間的および空間的進化をモデル化し、既存のデータとの比較と今後のデータの予測を行います。化学進化モデルに 2 番目の次元を導入することで、均質混合の近似が 26Al の生成にどの程度影響するか、MW における新星と大質量星の質量に対する相対的な寄与を調べることができます。さらに、新星系を 26Al 生成源と見なした場合の SFR の追跡の精度も調べることができます。銀河は、均質 1D モデルを採用して記述されるバルジ (R ≤ 2 kpc) と、2D モデルで説明するディスク (R > 2 kpc) の 2 つの主要な領域に分割されると仮定します。ディスクでは、SFR が銀河中心からの距離と時間だけでなく方位にも依存する 2D モデルを検討します。方位角への依存性は、銀河で観測される回転する渦巻き腕パターンに似た摂動を 1D SFR に適用することによって導入されます。私たちの主な焦点は、崩壊時間スケールが約 1 Myr の短寿命放射性同位体で、一般に大質量星によって生成されると考えられている 26Al です。これら 2 つの事実は、26Al が活発な星形成の優れたトレーサーになり得ることを示唆しており、したがって MW における現在の位置は最近の SFR の形状に依存します。このモデルでは、銀河で観測された 26Al の質量を再現して、この元素の質量に対する新星の寄与の重要性を調査し、星形成のトレーサーとしての 26Al に新星が与える影響を研究することを目指しています。そのために、異なる 26Al 源を考慮した 2 つのモデルを比較します。モデル 1 では、大質量星と新星系の両方が 26Al 生成の原因であり、モデル 2 では新星系が除外されます。両方の生成場所の収量に関しては、Vasini et al. (2022) の処方を採用しています。私たちの化学進化モデルによって、26Al の質量、MW 内の大質量星と新星系の分布の 2D マップを作成できます。主な結論は次のようにまとめることができます。
– 新星系は、連星系の初期質量と白色矮星が冷却するのに必要な時間のために、大きな時間遅延で元素合成生成物を放出します。
この遅延のため、新星は SFR のトレーサーではありません。私たちが作成したマップは、太陽近傍における現在の新星分布のピークが、現在の SFR の最小値に位置していることを示しています。
– 私たちがテストした 26Al の生成者に関する 2 つの仮説は、この元素の質量の異なる分布を予測します。
新星による生成を含めると（モデル 1）、現時点での渦巻きパターンはほとんど見えず、大質量星のみからの生成の場合（モデル 2）とは異なることを強調します。特に、両方の生成場所からの 26Al の場合、26Al 分布のピークは最小値より約 28% 高いのに対し、大質量星のみからの 26Al の場合はピークが約 150% 高くなります。したがって、新星がない場合、分布のピークは新星が含まれている場合よりも 5 倍背景から際立ち、渦巻き腕パターンをよりよく追跡できます。 – 2 つのモデルで予測された 26Al を、銀河の最も内側の 5 kpc を参照する利用可能な観測データと比較します。各リング内の 26Al を中心から 5 kpc まで積分すると、新星を含めると 1.028 M⊙ (モデル 1)、新星を除外すると 0.265 (モデル 2) になります。したがって、26Al の総量に対する新星の相対的な寄与は 約 75% で、残りの約 25% は大質量星から来ています。観測では 26Al が約 2 M⊙ であると報告されているため、どちらのモデルも 26Al の質量を過小評価しています。バルジ新星がディスク新星の最大 10 倍の物質を放出できることを考慮すると、失われた 26Al の質量を回復できます。係数 10 を考慮すると、モデル 1 は銀河中心から 5 kpc 以内に 26Al が 2.882 M⊙ 存在すると予測するため、係数 約 6 を採用することで観測を非常によく再現できます。結論として、26Al による SFR の追跡は 5 分の 1 に低下するため、新星を考慮すると、この元素が SFR の純粋なトレーサーであるとは言えません。したがって、60Fe など、新星によって生成されない他の SLR の方が、SFR のより信頼性の高いトレーサーです。元素合成の観点から見ると、2D 化学進化モデルは、新星による 26Al への寄与が、特にバルジでの観測を再現するために不可欠であることを確認しています。バルジでは、ディスク新星によって生成されるものと比較して、より多くの化学元素が放出されるはずです。
26Al で天の川銀河の渦巻き腕をトレースする。26Al の 2D 分布における新星系の役割
要約
背景。大質量星は、半減期が約 1 Myr の短寿命放射性同位元素である 26Al の最も重要で調査されている天体物理学的生成場所の 1 つです。その寿命が短いため、その完全な化学履歴を観察することはできず、最近大質量星によって生成された 26Al のみが観察されます。したがって、26Al は星形成率 (SFR) のトレーサーと見なされます。ただし、26Al への重要な寄与は、大きな遅延で星間物質を汚染する新星系から来ており、これにより 26Al と SFR の相関が部分的に消去されます。
目的。この研究では、26Al の質量の 2D 分布と、天の川銀河の大質量星と新星系の分布を説明し、26Al の生成に対するそれらの相対的な寄与を調査します。
方法。詳細な 2D 化学進化モデルを使用します。このモデルでは SFR が方位角に依存し、天の川銀河で観測される渦巻き腕パターンを再現する必要があります。2 つの異なるモデルをテストします。1 つは 26Al が大質量星と新星から発生するモデル、もう 1 つは大質量星のみのモデルです。次に、予測を COMPTEL および INTEGRAL サーベイで観測された 26Al 質量の約 2 M⊙ と比較します。
結果。結果は、新星が SFR をトレースせず、太陽近傍ではその最小値に集中していることを示しています。26Al 質量マップに対する新星の影響は、渦巻きパターンを 5 倍に減衰させることです。元素合成に関しては、26Al の約 75% が新星によって生成され、約 25% が大質量星によって生成されることがわかりました。
結論。観測は新星の寄与を含めることによってのみ再現できるため、新星を 26Al 生成源として無視することはできないと結論付けます。さらに、観測された 26Al の質量をうまく再現するには、バルジ新星がディスク新星よりも約 6 倍多くの物質を放出する必要があると考えられます。
キーワード。銀河: バルジ – 銀河: ディスク – 銀河: 存在比 – 銀河: 進化 – 恒星: 新星 – ガンマ線: 拡散背景
。はじめに
短寿命放射性同位元素 (SLR) は、非常に短い天文学的時間スケール (約 1-10 Myr) で放射性崩壊を起こす核の一種です。これらは、化学進化 (Timmes ら、1995) から太陽系近傍から来る隕石の同位体存在比の測定 (Desch ら、2023) まで、銀河進化の背後にあるプロセスを解明するためのさまざまなアプローチ間のつながりを表しています。他にテストされた理論的手法としては、スーパーバブルのシミュレーション (Schul reich et al. 2023)、銀河系人口合成モデル (Siegert et al. 2023)、Côté et al. (2019a,b) で提示されたような確率論的化学進化研究などがある。半減期が短いため、これらの核は崩壊連鎖の最終生成物に急速に崩壊し、以前の存在の痕跡を残さない。
したがって、SLR に関するすべての測定と理論的研究は、過去の歴史の遺産が残っていないため、現在のシナリオのみに焦点を当てている。
26Al の天文学的な関心は、星形成率 (SFR) との密接な関係にもある。一般的に、大質量星が 26Al の主な発生源と考えられているため、この同位体は、その星の祖先が誕生した直後に星間物質 (ISM) に復元される。さらに、その崩壊タイムスケールが短いため、26Al は原始星の位置からあまり遠く離れることはありません。その結果、大質量星は銀河の活発な星形成領域にあるため、この同位体もこれらの領域の近くで検出されます。したがって、26Al は星形成領域の優れたトレーサーであると考えられてきました (Limongi & Chieffi 2006)。
これまで、SLR に関する化学進化の研究では、過去数十年間に γ 線天文学コミュニティによって提供された観測結果を再現しようと試みられ (Vasini et al. 2022; Wehmeyer et al. 2023)、外部構造の今後の観測の予測が提示されました (Vasini et al. 2023)。これらの結果の多くは、すべての観測可能量（SFR、落下率、ガスと恒星の質量、存在率の勾配など）が半径座標のみに依存すると仮定する 1D 化学進化モデルによって得られました。
したがって、天の川銀河（MW）は、各リング内のガスが瞬時に均一に混合する（瞬時混合近似）同心円構造を仮定してモデル化されます。
SLR を扱う場合、追加の時間スケール、つまり放射性崩壊の時間スケールが導入されるため、図はさらに複雑になります。この特定のケースでは、26Al の時間スケールです（約 1 Myr、Diehl 2013 を参照）。26Al は、ISM に再注入された後、安定同位体と同様に周囲の領域に広がり始めますが、同時に 26Mg にも崩壊します。その結果、26Al原子は均一に混合されません。混合の時間スケールは26Alの崩壊の時間スケールよりも長くなる可能性が高いためです。
したがって、他の SLR と同様に、26Al の場合、均質混合の仮定はもはや成り立ちません。
銀河内の SFR が均質であれば、この事実は問題になりませんが、観測によって確認されているように、SFR は MW の渦巻き腕に集中しています。したがって、均質混合を仮定する 1D 化学進化モデルは、銀河内の SLR を扱うのに適していません。解決策は、各リングの不均質性を追跡するために、2 番目の次元、つまり方位角を導入することです。
さらに、シナリオは、26Al の 2 番目ではあるが無視できない発生源である新星システムが果たす役割によってさらに複雑になります (Nofar ら、1991)。新星からの化学物質の濃縮は、白色矮星の形成に必要な時間と、新星爆発を引き起こすために必要な追加の冷却時間の組み合わせによる長い時間遅延を特徴とします (D’Antona & Matteucci 1991)。この直接的な結果は、大質量星とは異なり、新星が SFR をトレースしないことです。銀河系の 26Al の一部が新星起源であることを考えると、26Al-SFR 相関は必然的に低下しますが、その程度はまだ明らかではありません。新星の寄与による減衰を決定するには、2D 化学進化モデルが必要です。Spitoni ら (2019、2023) は、方位角と動径座標を考慮した 2D 化学進化モデルを提案しました。方位角は、MW 渦巻き腕を再現するように SFR を摂動させることによって導入されます。これらの論文では、すべてのリングが小さなセルに分割され、均一性はリング全体ではなく個々のセルに適用されます。この更新されたシナリオにより、著者は、同じリング内のセルの化学組成の振動が発生し、2D モデルのみがそれを追跡できる共回転半径領域を扱う場合を除き、1D モデルが銀河のほぼすべての場所で有効な代替モデルであることを明確に示すことができます。観測側では、ガンマ線天文学技術を採用して、銀河の SLR の証拠が収集されています。 1991 年以来、最初は COMPTEL (Schönfelder 他 1984、Diehl 他 1995)、その後は INTEGRAL (Winkler 1994、Pleintinger 他 2023) という 2 つの調査が、銀河面上のさまざまな経度と銀河面の上下のさまざまな緯度に沿ったこれらの元素の分布の調査に専念してきました。そこで提供された最も重要な結果の 1 つは、MW 内の 26Al の 2D 地図作成です (Plüschke 他 2001、Diehl & Prantzos 2023 を参照)。この地図では、銀河面上の拡散放射の証拠が、いくつかの局所的な星形成領域を重ね合わせて報告されています。同じデータから、銀河中心から 5 kpc 以内の領域における 26Al の質量の統合測定も提供されました。 Prantzos & Diehl (1996) は、COMPTEL からのフラックス測定を採用して、銀河中心から 5 kpc 以内の 26Al 質量を 1.5 ～ 2 M⊙ と推定しましたが、Diehl (2016) は INTEGRAL からの測定を利用して、同じ 5 kpc 半径リングで 2.0 ± 0.3 M⊙ を提案しました。Vasini ら (2022) では、1D 化学進化モデルを採用してディスクとバルジを別々に再現することにより、同じ領域に積分された 26Al の理論的推定値をすでに提供しています。採用した処方により、観測結果を再現して恒星収量を制限し、新星からの無視できない寄与が必要であることを示しました。まだ調査されていない問題は、積分値が 2D モデルではなく 1D モデルを採用することでどの程度影響を受けるかということです。すでに上で説明したように、2D モデルは、1D モデルとは異なり、MW 全体にわたって SFR の振動を追跡できます。さらに、関心領域内の積分値に関しては、放射性同位体の適切な 2D 化学進化モデルが開発されるまで結論を導き出すことはできません。この研究では、観測された渦巻き腕パターンに似た SFR に方位角依存の摂動を追加することで、MW 内の 26Al の空間的 (半径距離と方位角の関数として) および時間的進化を追跡する 2D 化学進化モデルを提供したいと考えています。私たちの目的は、新星集団がこの同位体の現在の分布に与える影響を示すことです。さらに、私たちのモデルでは、これら 2 つの領域を個別にモデル化することで、バルジの新星とディスクの新星の違いについてより深い洞察を得ることができると期待されています。この論文は次のように構成されています。セクション 1 では、26Al の進化を空間的 (半径距離と方位角の関数として) および時間的観点から追跡します。 2節では、厚い円盤と薄い円盤、およびバルジに対するオリジナルの1Dバージョンから採用した化学進化モデルを示し、次に、テストした2つのモデルの説明とともに考慮した元素合成に移ります。3節では、SFRに方位依存性を追加することで1Dモデルをどのように拡張したかを示し、4.5節では、再現できる銀河観測制約を示します。4節では、新星と26Alに関する結果を示し、最後に、第5節で主な結論をまとめます。
図 1. Spi toni et al. (2023) のモデル A の異なるパターン速度で移動する複数のスパイラル モードのスパイラル パターン速度 Ωs,1(R)、Ωs,2(R)、Ωs,3(R) は、3 つの色のついた水平線で示されています。
内側と外側のスパイラル構造 (上記のパターン速度で移動) も、それぞれ濃い灰色、青、緑がかった水色で示されています。Roca-Fàbrega et al. (2014) によって計算されたディスク角速度 Ωd(R) は、点線で示されています。2:1 と 4:1 の外側と内側の Lindblad 共振 (OLR と ILR) は、それぞれ黒の実線と破線の曲線に沿って発生します。共鳴はそれぞれΩp2(R) = Ωd(R) ± κ/2およびΩp4(R) = Ωd(R) ± κ/4として計算されています。ここでκは局所的なラジアル周回振動数です。長い縦の破線は、3つの異なるΩS値を仮定した場合の共回転半径の位置を示しています。
図 2. バルジから MW の外側までの 2D SFR (この論文では 15kpc と仮定)。ここでは、MW 進化のさまざまな時間ステップでの 6 つのスナップショットを報告します。T1=0.066 Gyr (バルジ SFR のピーク)、T2=2.25 Gyr (ディスク SFR のピーク)、T3=3.2 Gyr (渦巻き腕の開始直後)、最近の 2 つの時間、T4=13.5 Gyr と T5=13.6 Gyr、および現在の時間 (T6=13.7 Gyr と仮定)。太陽の位置は、白縁の星で表されます。
図3. 4つの異なる時間T3、T4、T5、T6におけるMWの新星爆発率の2Dマップ。
4. 結果
このセクションでは、バルジから銀河の最外縁部までの MW における新星と 26Al の 2D 分布に関する結果を示します。
4.1. 新星系
このセクションでは、MW における新星爆発に関する結果を示します。
図 3 では、図 2 に示した 6 つの時間のうち 4 つの時間の新星の 2D マップを示します。4 つのパネルは、セクション 3.2 で定義した時間 T3、T4、T5、T6 を示しています。T1 と T2 のスナップショットは示していません。これは、このような初期の時代には新星がまだ爆発し始めていないためです。マップは新星爆発率の対数に従って色分けされており、8 kpc の太陽リングは各パネルの左側に白縁の星でマークされています。初期の時代 (T3) と最近の時代 (T4、T5、T6) の違いは明らかです。予想どおり、その理由は新星の遅延時間分布にあります。この遅延のため、新星は SFR をトレースせず、同じ時代に計算された 2D SFR マップと 2D 新星マップの間には対応が見つかりません。したがって、T3 では、SFR がすでに乱れているにもかかわらず、新星分布は依然として均一であり、後期の時代では、新星は SFR によって示される渦巻き腕パターンを示しません。同じ時間遅延はバルジ新星に影響しますが、この領域の結果はバルジの SFR の方が効率的であるため、わずかに異なります。したがって、バルジ新星の大部分は、バルジ SFR がピークに達する T1 でより早く生成され、したがってより早く爆発します。したがって、T3 ではバルジ内の新星爆発率はすでに高い。
4.2. 26Al 質量 2D 分布
このセクションでは、銀河中心から 15 kpc 以内の MW における 26Al の 2D 分布に関する結果を示します。
図 4 では、大質量星と新星系の両方が 26Al の合成に寄与するモデル 1 の結果を示します。
この図では、図 2 と同じ 6 つの時点のスナップショットを示します。プロットは、各セルの 26Al 質量の対数に従って色分けされています。太陽近傍の指標となる位置は、各スナップショットの左側にある白縁の星によって示されています。
図 4 と図 2 の SFR の比較は非常に興味深いものです。図 4 の最初の 3 つのパネル (T1、T2、T3) は、SFR パターンを完全に再現しています。
– T1=0.066 Gyr では、MW の 26Al への唯一の寄与は、SFR が高いバルジ (R < 2 kpc) から来ますが、ディスク内の 26Al はまだ非常に低いです (SFR であるため)。
– T2=2.25 Gyr では、バルジ内の SFR はすでに最大に達して減少しており、プロットに示されている 26Al は新星爆発に由来しています。一方、ディスク内の SFR はピークに達し、生成される 26Al の量が増加しました。ただし、新星システムからの寄与が遅れているため、ディスク内の 26Al 生成のピークはわずかに遅れて発生します。 – T3=3.2 Gyr では、SFR の摂動がちょうど始まり、26Al 2D 分布によって渦巻き模様が正確に再現されます。
最初の 3 つのパネルは SFR の挙動を完全に模倣しています。数十億年の進化の後、26Al への唯一の重要な寄与は大質量星からのものだからです。新星の寄与は後になってから発生するため、進化の最初の段階ではまだ無視できるほどです。
一方、T4、T5、T6 ではシナリオが異なります。
すべてのスナップショットで SFR パターンの再現精度は低く、渦巻き模様は最も外側のリングでのみ認識できます。現在のバルジに関しては、大質量星はほとんど存在せず、そこで予測される 26Al は最近の新星爆発からのみ来ています。モデル 2 の結果がプロットされている図 5 では、シナリオはかなり異なっています。これは、新星が 26Al 元素合成から除外されているためです。スナップショットは同時に撮影され、色分けは同じで、白い縁の星は依然として太陽近傍の指標的な位置を表しています。最初の 3 つのパネルは図 4 に似ています。唯一の違いは、新星系が除去されたために、銀河全体で 26Al 質量が全体的に減少していることです。バルジの 26Al 濃度は図 4 に比べてはるかに低くなっています (T2 パネルを参照)。これは、この領域への寄与が新星系からのものだけであり、現在は新星系が除外されているためです。一方、最近の 3 つのスナップショット (T4、T5、および T6) は、新星による平滑化が含まれていないため、SFR のかなり良いトレースを示しています。 26Al では大質量星がまったく存在しないため、バルジは非常に貧弱に見えます。R < 2 kpc の領域で最近生成されたのは、AGB と SNIa からのものだけです。
4.3. 26Al 質量の方位角振動
新星がシナリオにどの程度寄与しているかを定量化するために、図 6 を示します。
– パネル a: 方位角の関数として、太陽リング内の現在の SFR を示します。垂直の破線は SFR のピークを示し、以下のすべてのパネルで報告されています。振動は、図 2 ですでに示したように対称的です。
– パネル b: モデル 1 とモデル 2 の 26Al 質量を示します (それぞれピンクと緑の線)。垂直の破線は SFR のピークを示します。振動の振幅は 2 つのケースで同じですが、図 4 と 5 に示すように、現在のスパイラル パターンがほとんど失われているモデル 1 では、振動ははるかに滑らかです。極小値に対するピークの相対的増大: モデル 1 の場合、ピークは極小値より 28% 高いのに対し、モデル 2 の場合、ピークは極小値より 150% 高い。モデル 2 のピークは、モデル 1 よりも背景に対して約 5 倍目立ち、そのため渦巻き模様が失われている。
– パネル c: モデル 1 とモデル 2 で生成された 26Al の差をプロットする。ここでは、新星によって生成された 26Al の質量は方位角に依存するが、SFR には依存しないことが明確に示されている。この値は 0.004 から 0.006 M⊙ の間で振動し、SFR の極小値で最大となり、新星が渦巻き模様を鈍らせる理由を示している。
– パネル d: ここでは、前のパネルの 26Al に似た、太陽リング内の新星分布を示している。
4.4. 26Al: 予測と観測
表 2 の観測データとの比較については、銀河中心から 5 kpc 以内の 26Al の値を報告します。
2 列目から 6 列目は 1 kpc 幅の環状部の値を示し、その合計は 7 列目に示されています。現在までに、COMPTEL と INTEGRAL で行われた観測は、MW に存在する 26Al の量について一致しています。COMPTEL データを採用して、Prantzos & Diehl 1996 は、銀河中心から 5 kpc 以内の 26Al の質量を 1.5 - 2.0 M⊙ の範囲と推定しました (Diehl ら 1995 も参照)。その後、Diehl 2016 は、INTEGRAL データがリリースされた後、同じ領域で 26Al の質量を 2.0 ± 0.3 M⊙ と推定しました。銀河中心から 5 kpc 以内では、モデル 1 では 26Al が 1.028 M⊙ と予測されていますが、モデル 2 では 0.265 M⊙ と予測されています。どちらの場合も、観測された 26Al の正確な量を回復することはできませんが、Della Valle & Izzo (2020) によって潜在的な解決策が提案されています。著者らは、バルジの新星の元素合成は、ディスクの新星のそれとは大幅に異なる可能性があると報告しています。バルジの新星は、実際にはディスクの新星よりも最大 10 倍多くの物質を放出する可能性があり、したがって 26Al が生成したのと同じ係数が増加します。これは、現在爆発しているバルジの新星は、爆発するためにより厚い外層を集積する必要があり、したがってより多くの物質を放出する非常に低質量の星から発生していることを考えると正当化できます。この追加係数を計算に含めることで、モデル 1 で 26Al の 2.882 M⊙ まで再現できるため、わずかに小さい係数で、観測された約 2 M⊙ を再現できます。
4.5. 銀河の観測上の制約
入力パラメータの選択により、MW ディスク (R>2 kpc) の主な観測上の特徴を再現できます。特に、現在の SFR、ガス質量、恒星質量、落下率、およびタイプ Ia とタイプ II の両方の SNe 率を再現できることを強調します。
表 3 に、銀河ディスクにおける最も重要な観測上の制約を示します。列 2 には、参照値とともに観測値を示し、列 3 には、モデルによる予測値を示します。結果をさまざまな著者の観測結果と比較します。SFR に関しては、Prantzos らが提案した値を参照します。 (2011) および Chomiuk & Povich (2011) を参考にし、ガス質量については Kubryk et al. (2015b) を参考にし、恒星質量については Flynn et al. (2006) の結果と比較し、降下率については Marasco et al. (2012) および Lehner & Howk (2011) の観測値を使用し、タイプ II およびタイプ Ia SN 率については Cappellaro & Turatto (1997) を参考にしています。テストした 2 つのモデル、モデル 1 とモデル 2 は元素合成のみが異なるため、関連のないすべての量 (ここにリストされているものなど) の予測は同じであることを強調します。
図 4. このパネルでは、以前に SFR を分析した 6 つの時間ステップにおける 26Al 質量の 2D 分布を示します。この場合、26Al 生成源として大質量星と新星の両方を考慮しました。バルジは表示されません。各セルは、その時間ステップに含まれる 26Al 質量に応じて色分けされており、図 2 と同様に、太陽は白縁の星で示されています。
図 5. 図 4 と同じですが、新星システムからの寄与はありません。
図 6. パネル a: 現在および太陽近傍における方位角の関数としての SFR。このグラフおよび以下のグラフの黒い破線は、SFR のピークを示しています。パネル b:
現在における太陽リング内の 26Al の分布。ピンクはモデル 1 で予測された 26Al、緑はモデル 2 で予測された 26Al。パネル c: 2 つのケースにおける 26Al 生成量の差。パネル d: 現在における太陽リング内の新星の分布
5. 結論
本論文では、2D 化学進化モデルを採用して MW における 26Al の時間的および空間的進化をモデル化し、既存のデータとの比較と今後のデータの予測を行います。化学進化モデルに 2 番目の次元を導入することで、均質混合の近似が 26Al の生成にどの程度影響するか、MW における新星と大質量星の質量に対する相対的な寄与を調べることができます。さらに、新星系を 26Al 生成源と見なした場合の SFR の追跡の精度も調べることができます。銀河は、均質 1D モデルを採用して記述されるバルジ (R ≤ 2 kpc) と、2D モデルで説明するディスク (R > 2 kpc) の 2 つの主要な領域に分割されると仮定します。ディスクでは、SFR が銀河中心からの距離と時間だけでなく方位にも依存する 2D モデルを検討します。方位角への依存性は、銀河で観測される回転する渦巻き腕パターンに似た摂動を 1D SFR に適用することによって導入されます。私たちの主な焦点は、崩壊時間スケールが約 1 Myr の短寿命放射性同位体で、一般に大質量星によって生成されると考えられている 26Al です。これら 2 つの事実は、26Al が活発な星形成の優れたトレーサーになり得ることを示唆しており、したがって MW における現在の位置は最近の SFR の形状に依存します。このモデルでは、銀河で観測された 26Al の質量を再現して、この元素の質量に対する新星の寄与の重要性を調査し、星形成のトレーサーとしての 26Al に新星が与える影響を研究することを目指しています。そのために、異なる 26Al 源を考慮した 2 つのモデルを比較します。モデル 1 では、大質量星と新星系の両方が 26Al 生成の原因であり、モデル 2 では新星系が除外されます。両方の生成場所の収量に関しては、Vasini et al. (2022) の処方を採用しています。私たちの化学進化モデルによって、26Al の質量、MW 内の大質量星と新星系の分布の 2D マップを作成できます。主な結論は次のようにまとめることができます。
– 新星系は、連星系の初期質量と白色矮星が冷却するのに必要な時間のために、大きな時間遅延で元素合成生成物を放出します。
この遅延のため、新星は SFR のトレーサーではありません。私たちが作成したマップは、太陽近傍における現在の新星分布のピークが、現在の SFR の最小値に位置していることを示しています。
– 私たちがテストした 26Al の生成者に関する 2 つの仮説は、この元素の質量の異なる分布を予測します。
新星による生成を含めると（モデル 1）、現時点での渦巻きパターンはほとんど見えず、大質量星のみからの生成の場合（モデル 2）とは異なることを強調します。特に、両方の生成場所からの 26Al の場合、26Al 分布のピークは最小値より約 28% 高いのに対し、大質量星のみからの 26Al の場合はピークが約 150% 高くなります。したがって、新星がない場合、分布のピークは新星が含まれている場合よりも 5 倍背景から際立ち、渦巻き腕パターンをよりよく追跡できます。 – 2 つのモデルで予測された 26Al を、銀河の最も内側の 5 kpc を参照する利用可能な観測データと比較します。各リング内の 26Al を中心から 5 kpc まで積分すると、新星を含めると 1.028 M⊙ (モデル 1)、新星を除外すると 0.265 (モデル 2) になります。したがって、26Al の総量に対する新星の相対的な寄与は 約 75% で、残りの約 25% は大質量星から来ています。観測では 26Al が約 2 M⊙ であると報告されているため、どちらのモデルも 26Al の質量を過小評価しています。バルジ新星がディスク新星の最大 10 倍の物質を放出できることを考慮すると、失われた 26Al の質量を回復できます。係数 10 を考慮すると、モデル 1 は銀河中心から 5 kpc 以内に 26Al が 2.882 M⊙ 存在すると予測するため、係数 約 6 を採用することで観測を非常によく再現できます。結論として、26Al による SFR の追跡は 5 分の 1 に低下するため、新星を考慮すると、この元素が SFR の純粋なトレーサーであるとは言えません。したがって、60Fe など、新星によって生成されない他の SLR の方が、SFR のより信頼性の高いトレーサーです。元素合成の観点から見ると、2D 化学進化モデルは、新星による 26Al への寄与が、特にバルジでの観測を再現するために不可欠であることを確認しています。バルジでは、ディスク新星によって生成されるものと比較して、より多くの化学元素が放出されるはずです。
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