Mg超豐恒星的性質(zhì)及其起源的研究*

李 響，趙 剛，陳玉琴

(1. 中國(guó)科學(xué)院光學(xué)天文重點(diǎn)實(shí)驗(yàn)室 (國(guó)家天文臺(tái))，北京 100012； 2. 中國(guó)科學(xué)院大學(xué)，北京 100049)

CN 53-1189/P ISSN 1672-7673

Mg超豐恒星的性質(zhì)及其起源的研究*

李 響1,2，趙 剛1，陳玉琴1

(1. 中國(guó)科學(xué)院光學(xué)天文重點(diǎn)實(shí)驗(yàn)室 (國(guó)家天文臺(tái))，北京 100012； 2. 中國(guó)科學(xué)院大學(xué)，北京 100049)

Mg超豐恒星([Mg/Fe]>1.0)的特殊豐度模式無(wú)法用普通恒星的Mg元素起源和銀河系化學(xué)演化機(jī)制解釋。對(duì)這類特殊天體的起源和演化及化學(xué)豐度性質(zhì)的研究，有助于深化理解恒星核合成及星系演化中一些特殊過(guò)程。首先介紹了目前文獻(xiàn)中由高分辨率光譜證認(rèn)的Mg超豐恒星，并對(duì)這些恒星的大氣參數(shù)、運(yùn)動(dòng)學(xué)參數(shù)和化學(xué)豐度特征等性質(zhì)及其起源機(jī)制進(jìn)行了分析。其次統(tǒng)計(jì)了在斯隆巡天數(shù)據(jù)中系統(tǒng)搜尋的Mg超豐恒星候選體的大氣參數(shù)和運(yùn)動(dòng)學(xué)分布特征，并且篩選了其中C超豐的候選體。研究發(fā)現(xiàn)絕大部分Mg超豐恒星表現(xiàn)了C超豐；在Mg超豐恒星中，存在中子俘獲元素超豐的那些恒星都存在于雙星系統(tǒng)中，其演化過(guò)程受到了AGB伴星的影響；而沒(méi)有表現(xiàn)中子俘獲元素超豐的那些恒星極有可能起源于第一代低能量超新星，部分恒星具有很高的空間速度，這類空間速度大于300 km/s的Mg超豐恒星可能是搜尋第一代恒星([Fe/H]<-5.0)的最好樣本。

元素豐度；Mg元素豐度異常；貧金屬星；核合成

恒星大氣的元素豐度蘊(yùn)含著恒星形成時(shí)星際介質(zhì)的化學(xué)成分等重要信息，通過(guò)這些信息可以對(duì)恒星核合成和星系演化模型進(jìn)行檢驗(yàn)和修正。元素豐度，特別是α元素(O, Mg, Si, Ca, Ti)可以為探究星系的形成及演化提供線索。α元素主要是II型超新星爆炸的產(chǎn)物，而大部分Fe是Ia型超新星的產(chǎn)物。Ia型超新星的前身星壽命長(zhǎng)于II型超新星，因此早期形成的貧金屬星中來(lái)自Ia型超新星的污染相對(duì)也要晚于II型超新星。隨著星系的演化，[Fe/H]逐漸增加而[α/Fe]則逐漸降低。銀河系不同星族的[α/Fe]存在各自的分布規(guī)律：典型暈星的[α/Fe]約為+0.4[1-5]；厚盤上[α/Fe]的比率約為+0.3-+0.4，略高于薄盤(約為+0.1-+0.2)[6-8]；當(dāng)[Fe/H]>-1時(shí)，[α/Fe]開(kāi)始逐漸下降并且最終達(dá)到太陽(yáng)豐度。α元素中的Mg元素是少數(shù)在中低分辨率光譜中易于探測(cè)的元素，因此成為研究的重點(diǎn)。

在一些貧金屬星的高分辨率光譜豐度分析研究中發(fā)現(xiàn)了Mg超豐([Mg/Fe]>+1.0)的異常恒星，如文[9]、文[10-13]以及文[14]等在豐度分析工作中發(fā)現(xiàn)了這類特殊天體。文[15]作者在斯隆巡天(SDSS)的光譜數(shù)據(jù)中系統(tǒng)地搜尋到了33顆Mg超豐候選體。目前關(guān)于Mg超豐恒星的起源主要有兩種解釋：(1)大量的Mg元素可能來(lái)源于其伴星演化到漸近巨星分支(AGB)階段極端熱環(huán)境主導(dǎo)下熱脈沖過(guò)程，并且通過(guò)吸積過(guò)程完成物質(zhì)的轉(zhuǎn)移[16]；(2)Mg超豐恒星可能形成于一顆或幾顆低能量超新星爆炸增豐的星際介質(zhì)。這類低能量超新星是一種特殊的核塌縮型超新星，它們爆發(fā)時(shí)向外拋射物質(zhì)的速度低并伴隨著大范圍的物質(zhì)混合回落過(guò)程。爆發(fā)過(guò)程中比Mg等重的元素混合并回落(按元素輕重)到核上而比Mg輕的元素被拋射出去增豐了星際介質(zhì)，那么由此形成的恒星就出現(xiàn)了Mg超豐的現(xiàn)象[17-19]。目前經(jīng)高分辨率光譜豐度分析證認(rèn)的Mg超豐恒星絕大多數(shù)是C超豐的恒星。然而文[10]在2005年發(fā)現(xiàn)了一顆C沒(méi)有超豐的Mg超豐恒星，該恒星的C沒(méi)有超豐可能與其大質(zhì)量前身星在演化過(guò)程中質(zhì)量損失有關(guān)。

本文通過(guò)分析Mg超豐恒星的大氣參數(shù)、化學(xué)豐度及運(yùn)動(dòng)學(xué)等特征揭示其起源與普通恒星的差異，更好地理解這類恒星的核合成和化學(xué)演化的歷史。特別是起源于單個(gè)或幾個(gè)超新星爆發(fā)產(chǎn)物的Mg超豐恒星極有可能起源于第一代超新星爆發(fā)的產(chǎn)物。這類恒星為探索早期宇宙提供了有力的工具，具有極其重要的研究意義，第2部分介紹了Mg超豐樣本的來(lái)源；第3部分分析了經(jīng)高分辨率光譜確認(rèn)的Mg超豐樣本的豐度特征及其起源；第4部分對(duì)Mg超豐候選體進(jìn)行了大氣參數(shù)分布特征的分析，并就C豐度和動(dòng)力學(xué)特征將其與高分辨率Mg超豐樣本進(jìn)行了對(duì)比分析；第5部分歸納總結(jié)了本文的主要內(nèi)容。

1 Mg超豐恒星的樣本

目前這類異常恒星的樣本來(lái)源有兩部分。一部分來(lái)源于貧金屬星的高分辨率光譜工作，即具有高分辨率光譜豐度分析結(jié)果的樣本(High-Resolution Spectra, HRS)。另一部分是在低分辨率大樣本巡天數(shù)據(jù)中系統(tǒng)搜尋的Mg超豐恒星的候選體，即只具有低分辨率光譜的樣本(Low-Resolution Spectra, LRS)。1.1 Mg超豐恒星高分辨率光譜樣本

1995年，文[20]在貧金屬星研究中第一次發(fā)現(xiàn)了Mg超豐的恒星CS22949-037。隨后文[9]和文[21]的進(jìn)一步觀測(cè)和分析確認(rèn)了這一結(jié)果。此后，在對(duì)貧金屬星的高分辨率光譜豐度分析中陸續(xù)發(fā)現(xiàn)了十幾顆Mg超豐的恒星。其中，文[22]在1997年首次觀測(cè)并測(cè)定了LP 625-44的α元素和其它多種元素豐度，其結(jié)果顯示該星為貧金屬M(fèi)g超豐亞巨星并伴隨C、N和中子俘獲元素超豐。文[23-24]的極端貧金屬星研究中有2顆Mg超豐的恒星。在文[10-13,25]的貧金屬星豐度研究中發(fā)現(xiàn)了6顆Mg超豐的貧金屬星。這6顆星中BS 16934-002為C未增豐的貧金屬星，其余5顆為C超豐Mg超豐恒星。文[14]作者發(fā)現(xiàn)了SDSS J134922+140736也是一顆C大量增豐的Mg超豐恒星，同時(shí)伴隨Mn和Ni超豐。兩顆超貧金屬星HE 1327-2326([Fe/H]=-5.4 ± 0.2)和SMSS J0313-6708([Fe/H]<-7.1)分別由文[26]和文[27]發(fā)現(xiàn)。豐度分析結(jié)果表明這兩顆星也都是Mg超豐恒星。表1匯總了Mg超豐恒星高分辨率光譜樣本，它們具有精確的高分辨率光譜豐度分析結(jié)果，為研究該類天體的豐度模式和起源提供了有利條件。

表1 Mg超豐恒星高分辨率光譜樣本來(lái)源

1.2 Mg超豐恒星低分辨率光譜樣本

文[15]作者利用斯隆DR9提供的貧金屬星([Fe/H]<-1.0)樣本進(jìn)行了系統(tǒng)的搜尋Mg超豐恒星的研究。首先通過(guò)測(cè)光、光譜信噪比及大氣參數(shù)的限制選出了14 850顆F和G型樣本星。然后通過(guò)觀測(cè)光譜與綜合光譜MgI b線的匹配確定[Mg/Fe]的值，選出[Mg/Fe]>+1.0的樣本，并用等年齡線排除大氣參數(shù)不可靠的候選體。最終得到33個(gè)Mg超豐的候選體，其中有20個(gè)候選體的大氣參數(shù)與相應(yīng)的等年齡線吻合較好(A類)，另外13個(gè)候選體的大氣參數(shù)與相應(yīng)的等年齡線之間存在一定偏差(B類)。B類候選體的大氣參數(shù)偏差對(duì)[Mg/Fe]的影響小于0.3 dex(Teff ± 250 K； log g ± 0.5 dex)?？紤]這個(gè)偏差后，候選體的[Mg/Fe]仍然是正常貧金屬星Mg增豐量的兩倍。由于光譜分辨率的限制，目前無(wú)法得到Mg超豐候選體的其它元素豐度信息。但是通過(guò)統(tǒng)計(jì)分析這些Mg超豐候選體的大氣參數(shù)、運(yùn)動(dòng)學(xué)參數(shù)和譜線指數(shù)可以提供一些起源的信息。

2 Mg超豐恒星豐度模式及起源的研究

2.1 Mg超豐高分辨率光譜樣本豐度特征及起源的分析

根據(jù)Mg超豐恒星樣本的高分辨率豐度分析結(jié)果可以將其分為兩類：一類為CEMP-no，即中子俘獲元素未增豐的C超豐Mg超豐貧金屬星；另一類為CEMP-rs，即富中子俘獲元素的C超豐Mg超豐貧金屬星。樣本中存在一顆C和中子俘獲元素都沒(méi)有超豐而Mg元素超豐的恒星BS 16934-002，將其定義為α超豐的極端貧金屬星(AEMP)[13]。

2.1.1 CEMP-rs型Mg超豐恒星

表2和表3分別列出了CEMP-rs型Mg超豐恒星的大氣參數(shù)和元素豐度。這些Mg超豐恒星的共同特點(diǎn)是同時(shí)存在中子俘獲元素(s-過(guò)程和r-過(guò)程元素)和一些輕元素超豐。由表3可以看出該類型的樣本C表現(xiàn)出明顯超豐([C/Fe]>+2.0)，輕元素N、Na也存在明顯超豐。中子俘獲s-過(guò)程元素Ba存在明顯超豐的現(xiàn)象([Ba/Fe]>+2.0)，而r-過(guò)程元素Eu也同樣超豐。目前只有兩顆樣本星能測(cè)定r-過(guò)程元素豐度，并且它們的r-過(guò)程元素增豐強(qiáng)度要低于s-過(guò)程元素。圖1為高分辨率光譜樣本星的元素豐度比率與原子數(shù)之間的關(guān)系圖。圖1(a)中5顆CEMP-rs樣本星分別用不同的點(diǎn)表示，虛線為各豐度比率均值點(diǎn)的連線。圖中虛線說(shuō)明了該類星的豐度模式的特點(diǎn)，即C、N、Na、Mg超豐，Ca和Ti正常增豐，中子俘獲元素Ba超豐。

表2 CEMP-rs型Mg超豐恒星的大氣參數(shù)

CEMP-rs型Mg超豐恒星已經(jīng)被證實(shí)多存在于雙星或多星系統(tǒng)中[29]。關(guān)于這類恒星的起源，文[30]作者提出目前觀測(cè)到的CEMP-rs型Mg超豐恒星起初受到來(lái)自其AGB伴星s-過(guò)程元素的污染。而后，該AGB伴星最終演化成白矮星。在這個(gè)雙星系統(tǒng)中，白矮星隨后又從這顆Mg超豐恒星吸積物質(zhì)。如果白矮星是O-Ne-Mg白矮星，當(dāng)吸積到達(dá)極限后會(huì)造成塌縮并最終形成中子星[31-32]。中子星的中微子驅(qū)使星風(fēng)進(jìn)一步增豐了這顆Mg超豐恒星的r-過(guò)程元素。同時(shí)這一過(guò)程也形成了Mg及一些輕元素的超豐。需要強(qiáng)調(diào)的是這種解釋涉及O-Ne-Mg白矮星，這就大大減少了此種解釋適用的范圍。文[16]作者提出CEMP-rs型Mg超豐恒星中的s-過(guò)程元素和r-過(guò)程元素的并存有可能是由它的AGB伴星的非標(biāo)準(zhǔn)s-過(guò)程形成的，然后通過(guò)物質(zhì)轉(zhuǎn)移獲取了其伴星的r-和s-過(guò)程元素。文[33]作者提出，

表3 CEMP-rs型Mg超豐恒星的元素豐度

圖1 CEMP-rs、CEMP-no及AEMP型Mg超豐恒星的元素豐度比率與原子數(shù)的關(guān)系圖。(a)中加號(hào)為HE 0336+0113；星號(hào)為CS 29528-028；菱形為CS 29497-034；三角形為HE 1447+0102；方型為L(zhǎng)P 625-44。(b)中加號(hào)為CS 22949-037；星號(hào)為CS 29498-043；三角形為HE 1327-2326；菱形為HE 1012-1540；叉號(hào)為SMSS J0313-6708。方型為AEMP型Mg超豐恒星BS 16934-002

Fig.1 Plots of abundances of various elements versus their atomic numbers for our studied CEMP-rs, CEMP-no, and AEMP stars of ultra high Mg abundances. (The abundances are expressed as ratios relative to Fe abundances.) Different symbols in each panel mark the abundances of different stars. In (a) represented stars are HE 0336+0113 (pluses), CS 29528-028 (asterisks), CS 29497-034 (diamonds), HE 1447+0102 (triangles), and LP 625-44 (squares). In (b) represented stars are CS 22949-037 (pluses), CS 29498-043 (asterisks), HE 1327-2326 (triangles), HE 1012-1540 (diamonds), SMSS J0313-6708 (crosses), and the AEMP star BS 16934-002 (squares)

[Pb/hs](hs=Ba, La或Ce)和N的相關(guān)性是AGB星的熱脈沖階段中子源22Ne(α, n)25Mg驅(qū)動(dòng)下對(duì)流s-過(guò)程的證明。當(dāng)熱脈沖發(fā)生時(shí)，N通過(guò)14N(α, γ)18F(β+, ν)18O(α, γ)22Ne的反應(yīng)充分燃燒并釋放中子源22Ne(α, n)25Mg。在對(duì)流脈沖階段當(dāng)溫度足夠高時(shí)(當(dāng)AGB星有足夠大的質(zhì)量)，這一反應(yīng)就是高效的中子源引起高效的s-過(guò)程元素產(chǎn)生的過(guò)程。這與在CEMP-rs星中Ba、La、Ce和Pb大量增豐的觀測(cè)結(jié)果一致。同時(shí)在大質(zhì)量的AGB星中也產(chǎn)生了大量的25Mg和26Mg(Mg=24Mg+25Mg+26Mg)[34]。這個(gè)過(guò)程解釋了CEMP-rs型Mg超豐恒星中大量Mg的來(lái)源。這兩種形成機(jī)制都涉及AGB伴星，而這類Mg超豐恒星中Mg超豐的原因與AGB伴星有關(guān)。

2.1.2 CEMP-no型Mg超豐恒星

表4和表5分別列出了CEMP-no型Mg超豐恒星的大氣參數(shù)和元素豐度。由表4可以看出，CEMP-no型Mg超豐恒星的金屬豐度低于-3.0，為極端貧金屬星。區(qū)別于CEMP-rs型Mg超豐恒星，CEMP-no型Mg超豐恒星表示它們的中子俘獲元素未超豐。CS 22949-037是目前了解的最貧的巨星之一([Fe/H]≈-4.0)，除了Mg超豐外，其C、N、O、Na也表現(xiàn)了大量超豐，Ca和Ti中等增豐[9,20]。HE 1327-2326([Fe/H]=-5.4 ± 0.2)和SMSSJ0313-6708([Fe/H]<-7.1)同為超貧金屬星，它們被認(rèn)為是形成于第一代超新星爆炸后的產(chǎn)物。這類第二代恒星很大程度地保留了形成它們的原始?xì)怏w云的化學(xué)組成。它們能夠反映宇宙早期的化學(xué)組成，是研究銀河系形成和化學(xué)演化的重要工具。圖1(b)中的點(diǎn)表示CEMP-no型Mg超豐恒星的元素比率，其中三角和叉號(hào)分別表示HE 1327-2326和SMSS J0313-6708的元素比率。由圖1(b)和表5可以看出5顆CEMP-no型Mg超豐恒星的C、N、O、Na都表現(xiàn)了超豐(不包含C未超豐的AEMP型Mg超豐恒星BS16934-002)，而B(niǎo)a等中子俘獲元素都未表現(xiàn)超豐。這與CEMP-rs型Mg超豐恒星的中子俘獲元素豐度有明顯的差別，CEMP-rs型Mg超豐恒星的中子俘獲元素Ba的豐度比率都大于+2.0。圖1(a)和1(b)兩圖中虛線表明了這兩類Mg超豐恒星的元素豐度比率存在明顯差異。

表4 CEMP-no型Mg超豐恒星的大氣參數(shù)

注：*3.7為亞巨星的log g ，4.5為矮星的log g；**BS 16934-002為C未超豐的Mg超豐恒星

CEMP-no型Mg超豐恒星的豐度模式可以通過(guò)帶有混合回落過(guò)程的核塌縮的超新星爆炸模型解釋。文[9]作者發(fā)現(xiàn)的CS 222949-037與另外4顆正常的貧金屬星的α元素豐度的差異隨著原子數(shù)的增加而減小，Δ[Mg/H]=0.77 ± 0.14，Δ[Si/H]=0.75 ± 0.31，Δ[Ca/H]=0.25 ± 0.21和Δ[Ti/H]=0.07 ± 0.17。他們使用文[36]的Z35B超新星模型(零重元素，35倍太陽(yáng)質(zhì)量，中等能量的爆炸)得到的元素比率與CS 22949-037基本吻合。但是在Si的比率上存在較大差異，此超新星爆炸模型無(wú)法給出如此高的Si比率。文[21]作者使用Woosley和Heger改進(jìn)的超新星模型Z35Z很好地解釋了CS 22949-037的豐度分布模式。因此推測(cè)CS 22949-037可能起源于單顆或幾顆帶有混合回落過(guò)程的核塌縮超新星爆發(fā)時(shí)拋射的物質(zhì)。CEMP-no型Mg超豐恒星的元素豐度比率可以通過(guò)這種低能量超新星爆炸模型模擬。目前這類低能量超新星已經(jīng)得到越來(lái)越多觀測(cè)上的證實(shí)，而這種特殊的帶有混合回落過(guò)程的核塌縮超新星模型可以很好地解釋他們的低光度和低能量[37-38]。例如著名的SN 1997D的光度峰值是普通II型超新星的十分之一，而物質(zhì)拋射速度則為三分之一到四分之一[39]。這種低能量的超新星向外拋射物質(zhì)速度很低，只有外層的輕元素被拋射出去增豐了星際介質(zhì)，內(nèi)核經(jīng)過(guò)物質(zhì)混合回落過(guò)程后最終形成黑洞[17,19]。產(chǎn)生于這樣輕元素被大量增豐的星際介質(zhì)的恒星就表現(xiàn)了C、N、O、Na、Mg超豐的特性，并且這些CEMP-no型Mg超豐恒星被證明并不存在伴星，說(shuō)明它們不存在來(lái)自AGB伴星中子俘獲元素污染，這與它們中子俘獲元素未增豐的特點(diǎn)相吻合。圖2(a)和(b)可以看出CEMP-no型Mg超豐恒星為極端貧金屬星([Fe/H]<-3.0)或者超貧金屬星([Fe/H]<-5.0)，其金屬豐度要比CEMP-rs型Mg超豐恒星更貧。因此結(jié)合CEMP-no型Mg超豐恒星的豐度模式推斷這類星起源于一顆或幾顆低能量超新星增豐的星際介質(zhì)，它們保留了宇宙早期的化學(xué)組成和演化特征。這類恒星對(duì)于探索宇宙早期化學(xué)組成具有重要意義。圖1(b)中CEMP-no型Mg超豐恒星的C、N、Na、Mg、Ba等元素豐度比率彌散比較大，特別是兩顆超貧金屬星的元素豐度比率要高于其它星。這可能是由于這類星產(chǎn)生于一顆或幾顆超新星爆發(fā)的產(chǎn)物并且演化相對(duì)較少，因此在豐度比率上體現(xiàn)出局部性。這與形成于經(jīng)歷多代超新星爆發(fā)增豐的星際介質(zhì)的恒星相比具有豐度比率差異較大的特點(diǎn)。

圖2 Mg超豐恒星的大氣參數(shù)關(guān)系圖。其中星號(hào)為CEMP-rs型Mg超豐星；菱形為 CEMP-no型Mg超豐恒星；三角號(hào)為AEMP型Mg超豐恒星

Fig.2 Plots of Teff vs, [Fe/H], log g vs. [Fe/H], and Teff vs. log g for stars of ultra high Mg abundances. (All three parameters are for stellar atmosphere.) Asterisks, diamonds, and triangles represent CEMP-rs, CEMP-no, and AEMP stars, respectively

圖1(b)中黑色方形點(diǎn)連接的實(shí)線表征了BS 16934-002的豐度比率變化趨勢(shì)。虛線與實(shí)線的對(duì)比可以明顯看出BS 16934-002的豐度模式與另外4顆星相比,除了C未增豐外，該星的N、Na、Sr、Ba都要低于其它Mg超豐恒星。特別是中子俘獲元素Sr和Ba要比其它CEMP-no型Mg超豐恒星低很多，并且該星的金屬豐度與其它CEMP-no型Mg超豐恒星相比要更高些。該星3次觀測(cè)得到的視向速度并沒(méi)有明顯的差異，因此BS 16934-002很有可能是單星[10,13]。文[13]作者用40倍太陽(yáng)質(zhì)量，能量為3×1052爾格的零金屬豐度星作為其前身星模擬其核合成過(guò)程[19,40]。超新星爆炸的混合回落模型可以解釋BS 16934-002的Mg等輕元素的大量增豐。但在C豐度上的差異有可能與BS 16934-002的前身星富C層的大量物質(zhì)損失有關(guān)。BS 16934-002的形成機(jī)制與CEMP-no型的Mg超豐恒星的形成機(jī)制很相似。鑒于這顆星的金屬豐度和化學(xué)豐度模式的特殊性，對(duì)于其起源和化學(xué)演化還需要更多樣本的進(jìn)一步研究。

圖2(c)使用[Fe/H]=-2.5，年齡跨度為11Gyr-15Gyr的等年齡線分析這些恒星的演化狀態(tài)。由圖可以看出這些Mg超豐恒星與等年齡線吻合較好，說(shuō)明它們的演化符合恒星演化理論。同時(shí)也可以看出這些恒星超過(guò)半數(shù)已經(jīng)演化到了巨星和亞巨星階段(log g<3.5)，只有4顆恒星處于相對(duì)演化較少的拐點(diǎn)星和矮星階段(log g>3.5)。

SDSS J1349+1407和SDSS J0840+5405雖然被證認(rèn)為Mg超豐的恒星，但是缺少詳細(xì)的豐度分析結(jié)果，因此沒(méi)有被列入上面的分類中。SDSS J0840+5405由于受到光譜信噪比的限制，目前只有C、Mg、Ca和Ti的豐度而缺少中子俘獲元素的豐度。SDSS J1349+1407的大氣參數(shù)及更多元素豐度的分析結(jié)果還需要等待Sbordone的后續(xù)文章。

2.2 Mg超豐低分辨率光譜樣本分析

2.2.1 Mg超豐低分辨率光譜樣本參數(shù)及分布特性

目前Mg超豐高分辨率光譜樣本數(shù)量有限，文[15]作者系統(tǒng)地搜尋此類特殊恒星的工作提供了更多的候選體。由圖3(a)可以看出候選體金屬豐度集中在-3.0<[Fe/H]<-2.0。隨著金屬豐度的降低，譜線特征變?nèi)酰啾戎略肼暤挠绊懽儚?qiáng)。因此當(dāng)金屬豐度極低時(shí)，想要得到可靠的[Mg/Fe]比率就變得更困難。這是在金屬豐度低于-3.0后沒(méi)有篩選到Mg超豐候選體的主要原因。圖3(b)中Mg超豐候選體只有6顆巨星和亞巨星，大部分集中在拐點(diǎn)星部分。由3(c)可以看出Mg超豐候選體中巨星和亞巨星視向速度主要集中在200～400 km/s之間，拐點(diǎn)星和矮星主要集中在0～200 km/s。圖3(d)中Mg超豐候選體中視向速度在200～400 km/s之間的樣本金屬豐度小于-2.4。綜合圖3(c)和(d)可以看出視向速度較大的部分(200～400 km/s)為金屬豐度低于-2.4的絕大多數(shù)巨星和亞巨星以及少部分拐點(diǎn)星。

圖3 Mg超豐候選體大氣及視向速度間的關(guān)系圖

Fig.3Plots of log g vs. [Fe/H], log g vs. Teff, RV vs. log g, and RV vs. [Fe/H] for candidates for stars of ultra high Mg abundances

圖4比較了Mg超豐候選體與全部樣本星([Fe/H]<-1.0)在大氣參數(shù)和視向速度上的分布關(guān)系。由于Mg超豐候選體的金屬豐度都小于-2.0，圖5比較了Mg超豐候選體與[Fe/H]<-2.0的樣本星在大氣參數(shù)和視向速度上的分布關(guān)系。由圖4和圖5的(b)、 (c)、 (d)對(duì)比可以看出[Fe/H]<-1.0的樣本星和[Fe/H]<-2.0的樣本星在分布上并沒(méi)有太大的差別，它們與Mg超豐候選體分布的相關(guān)性也基本一致。這說(shuō)明Mg超豐候選體對(duì)金屬豐度是敏感的，隨著金屬豐度的降低其比例也增大，而Mg超豐候選體對(duì)于表面重力、有效溫度和視向速度3個(gè)參數(shù)并沒(méi)有表現(xiàn)特別的相關(guān)性。

圖4 Mg超豐候選體的金屬豐度、表面重力、有效溫度以及視向速度與全部樣本星對(duì)應(yīng)參數(shù)分布關(guān)系對(duì)比圖。 縱坐標(biāo)為對(duì)數(shù)坐標(biāo)，實(shí)線為全部樣本星的參數(shù)分布曲線，虛線為Mg超豐恒星參數(shù)分布曲線

Fig.4 Comparisons between atmospheric-parameter distributions of candidates for stars of ultra high Mg abundances (dashed lines) and those of all sample stars (solid lines). Four atmospheric parameters, metallicity, surface gravity, effective temperature, and radial velocity, are considered here

2.2.2 Mg超豐恒星低分辨率光譜樣本與高分辨率光譜樣本對(duì)比

圖6對(duì)比了Mg超豐低分辨率光譜樣本與高分辨率光譜樣本的大氣參數(shù)與視向速度的分布關(guān)系。圖6(a)圖顯示低分辨率光譜樣本朝著金屬豐度高的方向擴(kuò)充了Mg超豐恒星樣本。低分辨率光譜樣本包含了金屬豐度介于-2.5和-2.0之間的樣本，而高分辨率光譜樣本金屬豐度都低于-2.5。由圖6(b)可以看出低分辨率光譜樣本中拐點(diǎn)星所占比例更大，高分辨率光譜樣本中巨星所占比例更大。因此，低分辨率光譜樣本在拐點(diǎn)星和矮星部分對(duì)Mg超豐樣本可能有很大的補(bǔ)充作用。圖6(c)中低分辨率光譜樣本中矮星拐點(diǎn)星較多，因此其溫度分布也處在較高區(qū)域； 高分辨率光譜樣本中巨星和亞巨星居多，其溫度范圍集中在相對(duì)較低的區(qū)域。圖6(d)視向速度分布圖顯示低分辨率光譜樣本中存在視向速度很高的恒星，其中部分樣本星視向速度大于300 km/s。而高分辨率光譜樣本的視向速度都在300 km/s之內(nèi)。綜上所述，低分辨率光譜樣本對(duì)現(xiàn)有的Mg超豐樣本在大氣參數(shù)和視向速度上都有擴(kuò)充。

圖5 Mg超豐候選體的金屬豐度、表面重力、有效溫度以及視向速度與[Fe/H]<-2.0的樣本星對(duì)應(yīng)參數(shù)分布關(guān)系對(duì)比圖?？v坐標(biāo)為對(duì)數(shù)坐標(biāo)，實(shí)線為[Fe/H]<-2.0的樣本星的參數(shù)分布曲線，虛線為Mg超豐恒星參數(shù)分布曲線

Fig.5 Similar to Fig.4 except that distributions of all sample stars are replaced by those of sample stars with [Fe/H]<-2.0

圖6 Mg超豐恒星低分辨率光譜樣本與高分辨率光譜樣本大氣參數(shù)與視向速度對(duì)比圖。實(shí)線為低分辨率光譜樣本星的參數(shù)分布曲線，虛線為高分辨率光譜樣本參數(shù)分布曲線

Fig.6 Comparisons between atmospheric-parameter distributions of HRS sample stars (dashed lines) and those of LRS sample stars (solid lines). Four atmospheric parameters, metallicity, surface gravity, effective temperature, and radial velocity, are considered here

利用SSPP(SEGUE Stellar Parameter Pipeline)提供的自行、測(cè)光和大氣參數(shù)計(jì)算了低分辨率光譜樣本的空間速度(U,V,W)。首先通過(guò)金屬豐度和測(cè)光之間的關(guān)系計(jì)算距離[41]。然后再將距離、視向速度、自行和坐標(biāo)位置作為輸入，利用Johnson與Soderblom提出的方法[42]計(jì)算空間速度，并將其校正到本地靜止標(biāo)準(zhǔn)(local standard of rest)[43]。高分辨率光譜樣本中的8顆星能夠獲得自行和距離信息[44]，并用如上方法計(jì)算空間速度。文[45]作者指出假設(shè)薄盤、厚盤和暈的空間速度服從高斯分布，則Vtotal>180 km/s的恒星很有可能是暈星[46]。根據(jù)圖7中低分辨率光譜和高分辨率光譜樣本的空間速度分布可以看出它們都為暈星。圖中三角代表經(jīng)過(guò)高分辨率光譜證認(rèn)的CEMP-rs型Mg超豐恒星，菱形代表經(jīng)過(guò)高分辨率光譜證認(rèn)的CEMP-no型Mg超豐恒星?？梢钥闯?，CEMP-no型Mg超豐恒星的空間速度分布更廣，其中有兩顆是Vtotal>300 km/s的高速樣本。而CEMP-rs型Mg超豐恒星集中在Vtotal=220 km/s附近。這些高速M(fèi)g超豐樣本的后續(xù)高分辨率光譜觀測(cè)具有重要的意義。特別是低分辨率光譜高速M(fèi)g超豐恒星樣本是否都是CEMP-no型。如果高空間速度與CEMP-no型Mg超豐恒星之間存在直接聯(lián)系，那么搜尋高速M(fèi)g超豐樣本將為尋找起源于第1代低能量超新星的CEMP-no星提供有利條件。其次，通過(guò)高速M(fèi)g超豐樣本的詳細(xì)豐度分析可以探究這些動(dòng)力學(xué)特殊的Mg超豐恒星是否存在其它豐度異常。結(jié)合動(dòng)力學(xué)和化學(xué)豐度信息有助于深化對(duì)這類特殊恒星的起源和演化的理解。

除BS 16934-002外，高分辨率光譜樣本中C超豐恒星占了絕大部分。因此低分辨率光譜樣本星的C豐度是否超豐及C超豐恒星所占比例也是研究Mg超豐恒星的重要方面。對(duì)于低分辨率光譜樣本目前無(wú)法得到C豐度，但是可以通過(guò)CH(G)線指數(shù)與(g-r)0的關(guān)系定性地衡量C的豐度[47]。關(guān)于CH(G)線指數(shù)，本文使用斯隆SSPP提供的sppLines表中的Gwholecont。該線指數(shù)利用全局連續(xù)譜，CH(G)的中心波長(zhǎng)為432.1 nm，帶寬為2.8 nm。該帶寬能夠滿足本文所選樣本中CH(G)最寬樣本的需求。首先在SDSS數(shù)據(jù)中選取參數(shù)范圍覆蓋低分辨率光譜樣本并且信噪比大于45的星作為比較樣本(圖8中用黑點(diǎn)表示)。其次選取SDSS同源的有高分辨率[C/Fe]值的21顆星[48](見(jiàn)表6)。21顆星中[C/Fe]>+1.0有17顆，+0.7<[C/Fe]<+1.0有1顆，[C/Fe]<+0.7有3顆。在圖8中分別用菱形、三角和方形表示，而星號(hào)為Mg超豐低分辨率光譜樣本。由圖8可以看出[C/Fe]>+1.0的菱形基本是離群點(diǎn)，+0.7<[C/Fe]<+1.0和[C/Fe]<+0.7的三角和方形與主體樣本之間無(wú)法區(qū)分。這說(shuō)明通過(guò)CH(G)線指數(shù)與(g-r)0的關(guān)系可以確定[C/Fe]>+1.0的樣本。低分辨率光譜樣本中的SDSS J134922+140736已經(jīng)得到了文[14]的高分辨率光譜證認(rèn)，并且確定該星為C超豐的恒星(圖8左上圖中加重放大的星號(hào)點(diǎn))。在基于高分辨率光譜確定的[C/Fe]值的樣本星中，C超豐的樣本絕大部分在均值線以上，只有一個(gè)樣本例外。以此為依據(jù)， 低分辨率光譜樣本中有8顆樣本星非常有可能為C超豐恒星，見(jiàn)表7。在Mg超豐的高分辨率光譜樣本中除BS 16934-002為α元素增豐的貧金屬星(Alpha-Enhanced Metal-Poor, AEMP)外，絕大多數(shù)為C超豐貧金屬星。Mg超豐的低分辨率光譜樣本中有一半以上的樣本并未發(fā)現(xiàn)C超豐，這說(shuō)明Mg超豐恒星中α元素增豐的貧金屬星可能要高于現(xiàn)在所知道的比例。對(duì)于研究這類Mg超豐特殊天體的起源和化學(xué)演化的特殊性有重要意義。

圖7 低分辨率光譜樣本與高分辨率光譜樣本的動(dòng)力學(xué)分布圖。黑色星號(hào)為33顆Mg超豐低分辨率光譜樣本；菱形為CEMP-no型Mg超豐高分辨率光譜樣本；三角為CEMP-rs型Mg超豐高分辨率光譜樣本；方形為SDSS J1349+1407和SDSS J0840+5405，缺少中子俘獲信息的Mg超豐高分辨率光譜樣本。虛線為Vtotal=180 km/s。實(shí)線為速度為Vtotal=300 km/s

Fig.7 A Toomre diagram for HRS sample stars and LRS sample stars. The diamonds and triangles represent CEMP-no and CEMP-rs stars, respectively. The asterisks represe- nt LRS sample stars. The squares represent SDSS J1349+1407 and SDSS J0840+5405, for which we lack data of elements generated through neutron capture. The dashed curve corresponds toVtotal=180km/s, and the solid curve corresponds toVtotal=300km/s

關(guān)于低分辨率光譜樣本的中子俘獲元素的特性，限于目前光譜的分辨率無(wú)法做出判斷。因此對(duì)低分辨率光譜樣本后續(xù)的高分辨率光譜觀測(cè)以及豐度分析工作可以更全面地研究這類特殊天體。

3 結(jié) 論

本文對(duì)Mg超豐這類特殊恒星的豐度模式進(jìn)行了細(xì)致的研究。首先，目前有高分辨率光譜證認(rèn)的Mg超豐恒星中絕大多數(shù)為C超豐恒星，只有一顆為C沒(méi)有超豐的AEMP星。這顆星的豐度模式與其它Mg超豐恒星相比還具有特殊性。但是在對(duì)由SDSS巡天數(shù)據(jù)中篩選的Mg超豐候選體的研究發(fā)現(xiàn)可能AEMP星的比例會(huì)更高。其次，根據(jù)Mg超豐恒星在中子俘獲元素上的差異將其分為兩類。中子俘獲元素超豐的Mg超豐恒星，其大量的Mg可能來(lái)自于它的AGB伴星，它們的演化受到伴星的影響。中子俘獲元素未超豐的Mg超豐恒星，可能起源于宇宙早期的低能量超新星爆發(fā)。這類Mg超豐恒星的金屬豐度更低，包含UMP(Ultra Metal-Poor star, [Fe/H]<-5.0)和MMP(Mega Metal-Poor star, [Fe/H]<-6.0)。因此這類特殊恒星對(duì)于探索宇宙早期的化學(xué)特征和演化有著重要意義。

表6 SDSS同源的具備高分辨率[C/Fe]比率的恒星參數(shù)列表(選自Lee, 2013[47])

表7 C超豐的低分辨率光譜Mg超豐樣本

Table 7 Our sample of LRS stars of ultra high C abund- ances as well as ultra high Mg abundances

SDSSID[Mg/Fe]dexCH(G)SSPPSDSSJ172556+081101127203SDSSJ134922+140736112154SDSSJ094694+145432122155SDSSJ164023+233349124228SDSSJ140501+361759122178SDSSJ130538+194305100325SDSSJ123850+173155104175SDSSJ125712+592129115177

經(jīng)過(guò)動(dòng)力學(xué)分析，目前發(fā)現(xiàn)的Mg超豐恒星都為暈星。與CEMP-rs型Mg超豐恒星相比，CEMP-no型Mg超豐恒星空間速度分布范圍更廣。低分辨率光譜樣本中Vtotal>300 km/s的高速樣本具有重要意義。對(duì)它們的后續(xù)高分辨率光譜觀測(cè)，可能為搜尋金屬豐度極貧或超貧的，起源于第1代低能量超新星的CEMP-no型Mg超豐恒星提供了有利條件。這類特殊天體起源和演化可以更好地揭示恒星核合成的特殊過(guò)程和化學(xué)演化的歷史。

圖8 (g-r)0與CH(G)線指數(shù)關(guān)系圖。SDSS樣本金屬豐度覆蓋-3.0<[Fe/H]<-2.0，間隔0.25 dex。圖中星號(hào)為Mg超豐恒星低分辨率光譜樣本。菱形、三角及方形為已知[C/Fe]比率的SDSS樣本，它們分別代表[C/Fe]>+1.0、 +0.7<[C/Fe]<+1.0及[C/Fe]<+0.7。圖中實(shí)線為樣本的CH(G)線指數(shù)的均值，虛線為均值疊加1σ

Fig.8 Plots of the CH(G) index vs. (g-r)0for four [Fe/H] bins each of which has a size 0.25 dex. The SDSS sample spans -3.0<[Fe/H]<-2.0. The asterisks correspond to LRS stars of ultra high Mg abundances. The diamonds, triangles, and squares represent the subsets of the SDSS sample with known [C/Fe] values above +1.0, from +0.7 to +1.0, and below +0.7, respectively. The solid curves are for the average CH(G) values of our sample stars and the 1σ levels are marked by the dashed lines

我國(guó)自主研發(fā)的郭守敬望遠(yuǎn)鏡是目前光譜獲取率最高的望遠(yuǎn)鏡，其兼具大視場(chǎng)、大口徑及多光纖等特點(diǎn)，可以同時(shí)觀測(cè)4 000個(gè)天體目標(biāo)[49]。郭守敬望遠(yuǎn)鏡為期5年的巡天將提供包含各類星族處于不同演化階段的各類型天體的光譜信息。隨著郭守敬望遠(yuǎn)鏡正式巡天的展開(kāi)，將獲得海量的不同類型天體光譜數(shù)據(jù)，這為搜尋Mg超豐恒星這類特殊天體提供了非常好的機(jī)會(huì)，有助于加深對(duì)銀河系化學(xué)演化的認(rèn)識(shí)和理解。

[1] McWilliam A. Abundanceratiosandgalactic chemicalevolution[J]. Annual Review of Astronomy and Astrophysics, 1997, 35: 503-556.

[2] Zhao G, Butler K, Gehren T. Non-LTE analysis of neutral magnesium in the solar atmosphere[J]. Astronomy and Astrophysics, 1998, 333: 219-230.

[3] Zhao G, Gehren T. Non-LTE analysis of neutral magnesium in cool stars[J]. Astronomy and Astrophysics, 2000, 362: 1077-1082.

[4] Gehren T, Liang Y C, Shi J R, et al. Abundances of Na, Mg and Al in nearby metal-poor stars[J]. Astronomy and Astrophysics, 2004, 413: 1045-1063.

[5] Zhang L, Ishigaki M, Aoki W, et al. Chemical compositions of kinematicallyselected outer halo stars[J]. The Astronomical Journal, 2009, 706: 1095-1113.

[6] Wallerstein G. Abundances in G. dwarfs. VI. asurvey of fieldstars[J]. The Astrophysical Journal Supplement, 1962, 6: 407-443.

[7] Bensby T, Feltzing S, Lundstrom I, et al. α-, r-, and s-process element trends in the galactic thin and thick disks[J]. Astronomy and Astrophysics, 2005, 433: 185-203.

[8] Reddy B E, Lambert D L, Allende PrietoC. Elemental abundance survey of the galactic thick disc[J]. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, 2006, 367(4): 1329-1366.

[9] Norris J E, Ryan S G, Beers T C. Extremely metal-poor stars. VIII. high-resolution, high signal-to-noise ratio analysis of five stars with[Fe/H]-3.5[J]. The Astrophysical Journal, 2001, 561: 1034-1059.

[10]Aoki W, Honda S, Beers T C, et al. Spectroscopic studies of very metal-poor stars with the Subaru High Dispersion Spectrograph. III. lightneutron-capture elements[J]. The Astrophysical Journal, 2005, 632(1): 611-637.

[11]Aoki W, Beers T C, Christlieb N, et al. Carbon-enhanced metal-poor stars. I. chemical compositions of 26 stars[J]. The Astrophysical Journal, 2007, 655: 492-521.

[12]Aoki W, Norris J E, Ryan S G, et al. Subaru/HDS study of the extremely metal-poor star CS 29498-043: abundance analysis details and comparison with other carbon-rich objects[J]. Publications of the Astronomical Society of Japan, 2002, 54(6): 933-949.

[13]Aoki W, Honda S, Beers T C. Spectroscopic studies of extremely metal-poor stars with the subaru high- dispersion spectrograph. IV. the α-element-enhanced metal-poor star BS 16934-002[J]. The Astrophysical Journal, 2007, 660: 747-761.

[14]Sbordone L, Caffau E, Bonifacio P. Detailed abundances in EMP dwarfs from SDSS[C]// American Institute of Physics Conference Series. 2012, 1480: 160-164.

[15]Li X, Zhao G, Chen Y Q, et al. A search for strongly Mg-enhanced stars from the Sloan Digital Sky Survey[J]. Research in Astronomy and Astrophysics, 2014, 14(11): 1423-1437.

[16]Masseron T, Johnson J A, Plez B, et al. A holistic approach to carbon-enhanced metal-poor stars[J]. Astronomy and Astrophysics, 2010, 509: A93-A121.

[17]Tsujimoto T, Shigeyama T. Relics of subluminous supernovae in metal-poor stars[J]. The Astrophysical Journal, 2003, 584: L87-L90.

[18]Umeda H, Nomoto K. First-generation black-hole-forming supernovae and the metal abundance pattern of a very iron-poor star[J]. Nature, 2003, 422: 871-873.

[19]Umeda H, Nomoto K. Variations in the abundance pattern of extremely metal-poor stars and nucleosynthesis in Population III supernovae[J]. The Astrophysical Journal, 2005, 619: 427-445.

[20]McWilliam A, Preston G W, Sneden C, et al. Spectroscopic analysis of 33 of the most metal poor stars. II.[J]. The Astronomical Journal, 1995, 109: 2757-2799.

[21]Depagne E, Hill V, Spite M, et al. First stars. II. elemental abundances in the extremely metal-poor star CS 22949-037:a diagnostic of early massive supernovae[J]. Astronomy and Astrophysics, 2002, 390: 187-200.

[22]Norris J E, Ryan S G, Beers T C. Extremely metal-poor stars. IV. the carbon-rich objects[J]. The Astrophysical Journal, 1997, 488(1): 350-363.

[23]Cohen J G, McWilliam A, Shectman S, et al. Carbon stars in the Hamburg/ESO survey: abundances[J]. The Astronomical Journal, 2006, 132: 137-160.

[24]Cohen J, Christlieb N, Thompson I, et al. Normal and outlying populations of the milky way stellar halo at [Fe/H] <-2[J]. The Astrophysical Journal, 2013, 778(1): 56-85.

[25]Aoki W, Beers T C, Lee Y S, et al. High-resolution spectroscopy of extremely metal-poor stars from SDSS/SEGUE. I. atmospheric parameters and chemical compositions[J]. The Astronomical Journal, 2013, 145: 13-35.

[26]Frebel A, Christlieb N, Norris J E, et al. The oxygen abundance of HE 1327-2326[J]. The Astrophysical Journal, 2006, 638(1): L17-L20.

[27]Keller S C, Bessell M S, Frebel A, et al. A single low-energy, iron-poor supernova as the source of metals in the star SMSS J031300.36-670839.3[J]. Nature, 2014, 506(7489): 463-466.

[28]Aoki W, Ando H, Honda S, et al. Chemical composition of carbon-rich, very metal-poor subgiant LP625-44 observed with the Subaru/HDS[J]. Publications of the Astronomical Society of Japan, 2002, 54:427-449.

[29]Barbuy B, Spite M, Spite F, et al.New analysis of the two carbon-rich stars CS 22948-27 and CS 29497-34: binarity and neutron capture elements[J]. Astronomy and Astrophysics, 2005, 429: 1031-1042.

[30]Cohen J G, Christlieb N, Qian Y Z, et al. Abundance analysis of HE 2148-1247, a star with extremely enhanced neutron capture elements[J]. The Astrophysical Journal, 2003, 588(2): 1082-1098.

[31]Nomoto K, Kondo Y. Conditions for accretion-induced collapse of white dwarfs[J]. The Astrophysical Journal, 367: L19-L22.

[32]Justham S, Wolf C,Podsiadlowski P, et al. On type la supernovae and the formation of single low-mass white dwarfs[J]. Astronomy and Astrophysics, 2009, 493: 1081-1091.

[33]Goriely S, Siess L. The s-process nucleosynthesis[C]// Hill V, Francois P, Primas F. International Astronomical Union Symposium. 2005: 451-460.

[34]Karakas A I, Lattanzio J C. Production of aluminium and the heavy magnesium isotopes in asymptotic giant branch stars[J]. Publication of the Astronomical Society of Australia, 2003, 20(3): 279-293.

[35]Aoki W, Norris J E, Ryan S G, et al. Oxygen overabundance in the extremely iron-poor star CS 29498-043[J]. The Astrophysical Journal, 2004, 608: 971-977.

[36]Woosley S E, Weaver T A. The evolution and explosion of massive stars. II. explosive hydrodynamics and nucleosynthesis[J]. The Astrophysical Journal Supplement, 1995, 101: 181-235.

[37]Valenti S, Pastorello A, Cappellaro E, et al. A low-energy core-collapse supernova without a hydrogen envelope[J]. Nature, 2009, 459(7247): 674-677.

[38]Lovegrove E, Woosley S. Very low energy supernovae from neutrino mass loss[J]. The Astrophysical Journal, 2013, 769: 109-117.

[39]Zampieri L, Pastorello A, Turatto M, et al. Peculiar, low-luminosity Type II supernovae: low-energy explosions in massive progenitors?[J]. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, 2003, 338: 711-716.

[40]Tominaga N, Umeda H, Nomoto K. Supernova nucleosynthesis in Population III 13-50 M⊙stars and abundance patterns of extremely metal-poor stars[J]. The Astrophysical Journal, 2007, 660(1): 516-540.

[41]Bond H E, Sparks W B. On geometric distance determination to the Cepheid RS Puppis from its light echoes[J]. Astronomy and Astrophysics, 2009, 495: 371-377.

[42]Johnson D R H, Soderblom D R. Calculating galactic space velocities and their uncertainties, with an application to the Ursa Major group[J]. The Astronomical Journal, 1987, 93: 864-867.

[43]Francis C, Anderson E. Calculation of the local standard of rest from 20 574 local stars in the New Hipparcos Reduction with known radial velocities[J]. New Astronomy, 2009, 14(7): 615-629.

[44]Yong D, Norris J E, Bessell M S, et al. The most metal-poor stars. II. chemicalabundances of 190 metal-poor stars including 10 new stars with [Fe/H]<-3.5[J]. The Astrophysical Journal, 2013, 762: 26-75.

[45]Venn K A, Irwin M, Shetrone M D, et al. Stellar chemical signatures and hierarchical galaxy formation[J]. The Astronomical Journal, 2004, 128(3): 1177-1195.

[46]Schnrich R, Binney J. Origin and structure of the galactic disc (s) [J]. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, 2009, 399: 1145-1156.

[47]Chen Y Q, Zhao G, Carrell K, et al. The CH (G) index as a new criterion for selecting red giant stars[J]. The Astrophysical Journal, 2013, 765: 156-164.

[48]Lee Y S, Beers T C, Masseron T, et al. Carbon-enhanced metal-poor stars in SDSS/SEGUE. I. carbon abundance estimation and frequency of CEMP stars[J]. The Astronomical Journal, 2013, 146: 132-152.

[49]Zhao G, Zhao Y H, Chu Y Q, et al. LAMOST spectral survey: an overview[J]. Research in Astronomy and Astrophysics, 2012, 12: 723-734.

A Study of Characteristics and Origins of Stars ofUltra High Mg Abundances

Li Xiang1,2, Zhao Gang1, Chen Yuqin1

(1. Key Laboratory of Optical Astronomy, National Astronomical Observatories, Chinese Academyof Sciences, Beijing 100012, China,Email: xli@nao.cas.cn; 2. University of Chinese Academy of Sciences, Beijing 100049, China)

Chemical abundances of stars of ultra high Mg abundances are rather different from those of the vast majority “normal” stars. Their typical abundance pattern cannot be completely explained by current models of stellar origin and evolution. Therefore, detailed studies of chemical abundances of a sufficient amount of such stars can improve our understanding of some special processes of stellar nuclear syntheses and related issues of galaxy evolution. In this paper we first describe stars of ultra high Mg abundances that have been identified in previous research and are suitable for abundance analyses. These stars were identified through High Resolution Spectra (HRS); their chemical-abundance patterns and kinetics have been well studied. We then present our statistical analyses of characteristics of stellar parameters and kinetics of certain candidates for stars of ultra high Mg abundances. The candidates were selected by us from the SDSS. We compare characteristics of the candidates to those of the stars of ultra high Mg abundances identified through HRS. We have selected from the candidates those having ultra high C abundances using their plots of CH(G) index versus (g-r)0. We find that all of our candidates show ultra high C abundances except a small fraction. We notice that among stars of ultra high Mg abundances those showing ultra high abundances of elements generated through neutron capture almost all belong to binary-star systems, suggesting that their chemical-evolution processes are affected by their AGB (Asymptotic Giant Branch) companions. In contrast, our analysis reveals that other stars of ultra high Mg abundances mostly have high motion speeds, which indicates their origins from materials ejected by low-energy supernovae. Our candidates of motion speeds more than 300km/s should thus constitute an excellent sample within which stars of the first generation ([Fe/H]<-5.0) in the Galaxy are to be identified.Key words: Chemical abundances; Ultra high Mg abundances; Metal-poor star; Nuclear synthesis

國(guó)家自然科學(xué)基金 (11390371, 11233004, 11222326) 資助.

2014-03-16；修定日期：2014-04-02 作者簡(jiǎn)介：李 響，女， 博士. 研究方向：天文技術(shù)與方法. Email: xli@nao.cas.cn

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1672-7673(2015)02-0127-15