球状星団の元素組成異常の起源の解明

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本年度、N体/SPHコード ASURA を用いて、多様な化学進化過程を考慮した宇宙論的な銀河形成シミュレーションを行い、銀河形成過程で形成された星団の化学組成についての研究を行った。計算体積は(25Mpc/h)^3で、天の川銀河程度の質量を持つハローを高分解能粒子に置き換えた zoom-in シミュレーションである。高分解能領域の質量分解能はバリオンがおよそ5000太陽質量、暗黒物質がおよそ25000太陽質量で、境界粒子を含めたシミュレーションに用いた総粒子数は2.16億粒子であった。このシミュレーションでは赤方偏移1.88のデータから ~10^5 太陽質量以上の恒星の自己重力的な集合を星団として解析を行った。シミュレーションで検出される星団た多様な形態や内部化学組成分布を持つ。その中でも現在採用した化学進化のためのイールドの性質から、低金属([Fe/H] < -2) の星団は、星風由来の汚染により、明瞭な Na-O 逆相関がみられた。恒星成分の成長過程は単調ではなく、星団メンバーの最初の星形成から 10Myr 程度遅れた降着を持つ場合など多様な星形成史をもつ。今回のシミュレーションでは逆相関を示した星団はどのサンプルでも~30 Myr 程度で形成を終える。 したがって、長期的な汚染を起こすと考えられる AGB の影響はみられなかった。ただしこれは比較的形成初期のサンプルを選択的に見ているため、今後より低赤方偏移のサンプルにまで広げて解析を行い、複数の汚染源が影響する場合があるのかを調査する必要があるだろう。