HD 140283元素豐度分析及弱r-過程元素天體物理來源?

馬文娟 李宏杰 張 璐 張 波

(1 滄州師范學(xué)院物理與信息工程學(xué)院滄州061001)(2 河北科技大學(xué)理學(xué)院石家莊050018)(3 河北師范大學(xué)數(shù)學(xué)與信息科學(xué)學(xué)院石家莊050024)(4 河北師范大學(xué)物理科學(xué)與信息工程學(xué)院石家莊050024)

1 引言

極貧金屬星一般是年老恒星, 因豐度模式保留著星系演化早期的相關(guān)信息, 往往被視為宇宙的活化石, 研究其元素豐度分布模式對(duì)于理解星系化學(xué)演化、豐富元素核合成理論都起著重要作用. HD140283被認(rèn)為是宇宙中已知的最年老恒星之一, 精確確定HD 140283的年齡, 對(duì)于檢測(cè)恒星和宇宙物理學(xué)的一致性具有重要意義[1], 因此, 對(duì)該恒星的研究有助于了解宇宙的早期歷史.

宇宙中重元素的核合成被歸于兩種不同的機(jī)制: 慢中子俘獲過程(s-過程)和快中子俘獲過程(r-過程)[2], 觀測(cè)證據(jù)和核合成理論表明這兩種過程存在于完全不同的物理?xiàng)l件和天文環(huán)境. 由于連續(xù)的中子俘獲經(jīng)歷的時(shí)間和β衰變相比較長(zhǎng), s-過程始終發(fā)生在β-穩(wěn)定谷附近, 分為主要s-過程和弱s-過程. 主要s-過程發(fā)生在中低質(zhì)量恒星(約為1.3–8M⊙, 下標(biāo)“⊙”代表太陽(yáng))的AGB階段, 弱s-過程發(fā)生在大質(zhì)量恒星的He核燃燒和C殼層燃燒階段[3]. 而r-過程一般發(fā)生在爆炸的宇宙環(huán)境, 由于俘獲了大量中子, 原子核變得非常不穩(wěn)定, 這給r-過程元素起源的研究帶來很多困難[4]. 觀測(cè)表明, 一些極貧金屬(EMP)暈星的重中子俘獲元素(原子序數(shù)Z56)分布模式與太陽(yáng)系r-過程元素分布模式一致[5], 產(chǎn)生這種豐度模式的過程稱為“主要r-過程”[6], 典型的恒星如CS 22892-052,被稱為“主要r-過程星”[7]. 中子星并合被認(rèn)為是最有可能產(chǎn)生主要r-過程的天體物理環(huán)境[8–10]. 同時(shí), 一些研究者發(fā)現(xiàn)太陽(yáng)r-過程豐度模式需要加入另外一種r-過程解釋.在這種過程中, 較輕中子俘獲元素的產(chǎn)生多于較重中子俘獲元素, 稱為lighter element primary process[11]或“弱r-過程”[12]. 由于豐度模式與弱r-過程豐度模式特征一致, 一些極貧金屬星被認(rèn)為是典型的弱r-過程星, 如HD 122563[13–14]. 弱r-過程的天體物理環(huán)境還不十分清楚[15]. 總的來說, 被弱r-過程污染的星云中[Eu/Fe]～?0.5, 這意味著Fe-族和較輕元素的產(chǎn)生不同于較重r-過程元素, 而[Sr/Fe]～0暗示出弱r-過程元素的產(chǎn)生與Fe-族和較輕元素的來源存在一定關(guān)聯(lián)[13–14].

HD 140283被認(rèn)為是已知宇宙中最年老的恒星之一, 又因是太陽(yáng)鄰近亮星(視星等7.223), 因而被廣泛研究[1,14]. 2015年, Niu等人詳細(xì)分析了HD 140283的元素豐度模式, 確定它是一顆弱r-過程星, 指出調(diào)查研究HD 140283的弱r-過程元素的天體物理來源能為理解早期星系的化學(xué)演化和核合成歷史提供有意義的線索[14]. 2017年, Yang等人研究了銀河系r-過程重元素與Fe的相對(duì)豐度([r/Fe])邊界值問題, 認(rèn)為星際介質(zhì)中[r/Fe]的最低值取決于II型超新星(SNII)產(chǎn)生的Fe的污染[16]. 因?yàn)槿鮮-過程星的元素豐度可作為探索早期星系弱r-過程核合成條件的“探針”, 這激勵(lì)我們進(jìn)一步調(diào)查弱r-過程星中元素豐度模式并嘗試推測(cè)弱r-過程核合成的主要環(huán)境.

本文第2部分詳細(xì)分析了典型的弱r-過程貧金屬恒星HD 140283的觀測(cè)元素豐度,將HD 140283觀測(cè)元素豐度與Heger和Woosley[17]給出的單個(gè)SNII事件元素產(chǎn)量擬合,得出污染形成樣本星星云的SNII前身星質(zhì)量. 在第3部分討論了其他典型弱r-過程星Fe-族和較輕元素觀測(cè)豐度, 分別得出了對(duì)應(yīng)的SNII前身星質(zhì)量. 第4部分是本文結(jié)論.

2 HD140283的元素豐度分析及Fe-族和較輕元素來源

HD 140283, 太陽(yáng)附近明亮的極貧金屬亞巨星, 被認(rèn)為是目前已知的銀河系中最古老的恒星之一, 并被廣泛分析研究[1,14,18]. 因?yàn)榫嚯x近、亮度高并且元素豐度和距離都有很好的觀測(cè), HD 140283可以作為“標(biāo)準(zhǔn)燭光”. 精確確定HD 140283的年齡, 對(duì)于檢測(cè)恒星和宇宙物理學(xué)的一致性具有重要意義[1]. Niu等[14]在2015年研究了HD 140283的豐度模式, 得出它的中子俘獲元素豐度主要來自弱r-過程的貢獻(xiàn), 可為探討弱r-過程核合成的特征提供重要線索, 也就是說要確定弱r-過程發(fā)生的SNII前身星質(zhì)量, HD 140283的豐度模式是很好的研究對(duì)象, 而且可視為來自于早期星系一個(gè)或僅僅幾個(gè)超新星事件.

2010年, Heger和Woosley[17](Heger & Woosley (2010))系統(tǒng)研究了零金屬豐度10–100M⊙的恒星演化, 得出了這些恒星演化大部分以SNII爆發(fā)形式結(jié)束生命, 文中給出了超新星爆發(fā)Fe-族及較輕元素各核素的理論產(chǎn)量. 因此, 假定古老恒星HD 140283誕生于被第1代恒星爆發(fā)污染的星云且產(chǎn)生于單個(gè)超新星事件, 將HD 140283的元素觀測(cè)豐度與Heger & Woosley (2010)給出的超新星元素產(chǎn)量擬合(單星擬合), 可以確定污染形成HD 140283的星云的SNII的前身星質(zhì)量, 以此推測(cè)HD 140283弱r-過程元素的來源.

擬合中包含了HD 140283從C到Zn的元素豐度,其中C、Mg、Al、Si、Ca、Sc、Ti、V、Cr、Mn、Fe、Co、Ni的觀測(cè)數(shù)據(jù)取自文獻(xiàn)[19], 觀測(cè)誤差包含隨機(jī)誤差和系統(tǒng)誤差(文獻(xiàn)沒有給出C的觀測(cè)誤差, 研究中取為所有元素中最大觀測(cè)誤差), 太陽(yáng)豐度取自文獻(xiàn)[20]. 由于文獻(xiàn)[19]沒有給出O和Zn的觀測(cè)數(shù)據(jù), 對(duì)于O和Zn, 我們分別采用了Bond等[1]和Roederer[21]給出的觀測(cè)數(shù)據(jù).

單星擬合采用Fortran編程, 首先由Heger & Woosley (2010)模型給出的零金屬豐度10–100M⊙質(zhì)量范圍內(nèi)每顆恒星各核素產(chǎn)量計(jì)算出Fe-族及較輕元素的理論豐度(lgYi,即理論模型得出的包含1012個(gè)氫原子的物質(zhì)中所含元素i的個(gè)數(shù)的對(duì)數(shù)值), 然后利用HD 140283 Fe-族及較輕元素觀測(cè)豐度(lg?i, 即觀測(cè)得到的包含1012個(gè)氫原子的物質(zhì)中所含元素i個(gè)數(shù)的對(duì)數(shù)值)進(jìn)行擬合, 逐一去搜尋理論模型中每顆星的χ2擬合值. 當(dāng)χ2最小時(shí)即為理論產(chǎn)量與觀測(cè)值之間的最佳擬合值. 由最佳擬合結(jié)果, 查閱模型數(shù)據(jù)表, 可以得到最佳擬合對(duì)應(yīng)的恒星質(zhì)量, 也就是產(chǎn)生弱r-過程物質(zhì)超新星的前身星質(zhì)量. 擬合中χ2計(jì)算公式為

式中i代表從C到Zn的某種元素,c為引入的調(diào)節(jié)系數(shù),σi代表第i種元素的觀測(cè)誤差,n和f分別代表元素總數(shù)和自由參量個(gè)數(shù).

擬合結(jié)果給出的最佳擬合值為χ2= 1.27, 對(duì)應(yīng)SNII的前身星質(zhì)量M= 23M⊙, 爆發(fā)能E0= 10B (1B = 1051erg), 如圖1 (a)所示, 其中橫坐標(biāo)是原子序數(shù), 縱坐標(biāo)是元素豐度, 實(shí)心三角是由各元素理論產(chǎn)量得到的豐度, 圓點(diǎn)是樣本星各元素觀測(cè)豐度值. 分析發(fā)現(xiàn), Al元素的理論產(chǎn)量明顯高于觀測(cè)豐度. 這是因?yàn)槲墨I(xiàn)[19]中Al元素的觀測(cè)豐度是局域熱動(dòng)平衡(LTE)豐度, 而極貧金屬星元素豐度的確定會(huì)受非局域熱動(dòng)平衡(NLTE)的影響, Al元素的LTE與NLTE觀測(cè)豐度差別比較大, 對(duì)于HD 140283這顆星,其Al元素的NLTE豐度比LTE豐度高0.51 dex[22]. 而且, Shi等[23]和Andrievsky等[24]的研究表明HD 140283的Cu元素的NLTE與LTE豐度也有明顯差別. 考慮到這些, 我們重新對(duì)HD 140283進(jìn)行了計(jì)算, Al元素采用了Gehren等[22]給出的NLTE觀測(cè)豐度, 并且Cu元素豐度采用了Shi等[23]給出的NLTE值, 結(jié)果明顯要好一些, 如圖1 (b)所示. 最佳擬合值為χ2= 1.05, 對(duì)應(yīng)的超新星前身星質(zhì)量為22.5M⊙, 這意味著前身星質(zhì)量為22.5M⊙的超新星爆發(fā)能提供與HD 140283的Fe-族及較輕元素的觀測(cè)豐度模式最好的匹配,也暗示出弱r-過程星HD 140283可能形成于受前身星質(zhì)量約22.5M⊙的單個(gè)SNII爆發(fā)事件污染的星云.

3 弱r-過程元素的天體物理來源

關(guān)于弱r-過程核合成已有很多研究, 如: 2007年Fran?cois等人的研究[25], 2014年Hansen等人的研究[26], 2015年Niu等人的研究[14]等. 而且, 天文觀測(cè)已經(jīng)發(fā)現(xiàn)了多顆弱r-過程星[1], 但是弱r-過程元素的來源始終沒有確定[15]. 2015年, Niu等[14]的研究發(fā)現(xiàn)弱r-過程星元素豐度具有魯棒性, 指出這種豐度魯棒性可以被用來約束弱r-過程理論并調(diào)查恒星元素豐度的天體物理來源.

圖1 HD 140283觀測(cè)豐度模式與Heger & Woosley (2010)模型擬合結(jié)果. 圓點(diǎn)和誤差棒分別表示HD 140283元素觀測(cè)豐度和對(duì)應(yīng)的誤差. 實(shí)心三角表示Heger & Woosley (2010)給出的元素理論豐度.Fig.1 Abundance pattern of HD 140283 fitted by the Heger & Woosley (2010) models. The filled circles with error bars refer to the observed elemental abundances and the corresponding errors, respectively.The filled-up triangles refer to elemental abundances obtained by the theoretical yields of Heger &Wooseley (2010) models.

2009年, Izutani等[27]研究了極貧金屬星中輕中子俘獲元素的產(chǎn)生機(jī)制, 指出可采用[Sr/Ba]、[Y/Eu]兩種元素豐度比作為主要r-過程星和弱r-過程星的判據(jù). 典型的主要r-過程星CS 22892-052的[Sr/Ba]=?0.57、[Y/Eu]=?1.16. 因此, 如果極貧金屬星[Sr/Ba]>?0.57且[Y/Eu]>?1.16, 則可視為該星中元素豐度主要來自弱r-過程的貢獻(xiàn).基于同樣的方法, 我們選擇了6顆典型的弱r-過程星: HD 122563[28]、HD 140283[19,21]、HD 88609[28]、HD 4306[19]、BD+4?2621[29]、HD 237846[30]作為弱r-過程星代表恒星.

采用與HD 140283單星擬合相同的方法, 我們研究了污染形成其余5顆弱r-過程星(HD 122563、HD 88609、HD 4306、BD+4?2621、HD 237846)氣體云的SNII前身星質(zhì)量. 研究中恒星元素豐度觀測(cè)數(shù)據(jù)取自文獻(xiàn)[19, 28–30]. 每個(gè)樣本星的單星擬合結(jié)果見圖2. 其中, HD 122563的Cu元素的觀測(cè)豐度采用了Shi等[23]給出的NLTE的值. 由于沒有找到HD 88609中Cu元素的NLTE觀測(cè)豐度, 所以這顆星的擬合過程中忽略了Cu元素. 對(duì)于HD 237846, 由于Heger & Woosley (2010)模型給出的O理論產(chǎn)量明顯低于觀測(cè)豐度, 對(duì)于該星的擬合忽略了O元素.

對(duì)BD+4?2621、HD 237846、HD 4306、HD 88609、HD 122563的擬合結(jié)果表明:形成這些典型弱r-過程星的分子云受到過前身星質(zhì)量分別為10.7M⊙、13.4M⊙、13.4M⊙、13.4M⊙、22.5M⊙的SNII爆發(fā)的污染, 由此可以推測(cè)弱r-過程可能主要發(fā)生在前身星為十幾到二十幾倍太陽(yáng)質(zhì)量的SNII爆發(fā)環(huán)境中, 這可以為研究弱r-過程核合成提供重要參考.

圖2 5顆弱r-過程樣本星豐度模式與Heger & Woosley (2010)模型單星擬合最佳擬合結(jié)果. 圓圈和誤差棒表示擬合中忽略的特殊元素豐度. 圖中其他符號(hào)同圖1.Fig.2 Best fitting to the abundance pattern of our five weak r-process stars by a single SN model from Heger & Woosley (2010) models. The open circles and the error bars are the particular elements which is not used in the fitting. The other symbols are as Fig. 1.

4 結(jié)論

由于仍保留著早期星系中核合成特征, 極貧金屬星元素豐度分布對(duì)約束低金屬豐度環(huán)境下星系核合成理論起著重要作用. 因此, 對(duì)已獲得的r-過程極貧金屬星元素豐度觀測(cè)數(shù)據(jù)進(jìn)行分析研究有助于解決r-過程相關(guān)問題. 特別是低[Fe/H]值的弱r-過程星可以為研究核坍縮超新星與弱r-過程的關(guān)系提供重要線索. 本文基于弱r-過程星HD 140283的觀測(cè)豐度, 將觀測(cè)元素豐度與Heger & Woosley (2010)給出的單個(gè)超新星事件產(chǎn)量擬合, 討論了被認(rèn)為是迄今為止最古老恒星的HD 140283的來源, 接著詳細(xì)分析了5顆典型弱r-過程貧金屬星的Fe-族和較輕元素豐度, 采用最小χ2擬合方法得出了相應(yīng)的SNII前身星質(zhì)量. 得到以下結(jié)論:

(1)星族II恒星HD 140283, 被認(rèn)為是宇宙最年老的已知恒星之一, 對(duì)其研究能幫助確定宇宙年齡的下限. 假設(shè)HD 140283產(chǎn)生于單個(gè)超新星爆發(fā)事件, 通過將其觀測(cè)元素豐度與Heger & Woosley (2010)給出的SNII爆發(fā)元素產(chǎn)量擬合探尋其SNII的前身星質(zhì)量, 結(jié)果表明弱r-過程星HD 140283的弱r-過程元素來源于受前身星質(zhì)量為22.5M⊙的SNII爆發(fā)所污染的氣體云. 這為研究第1代恒星形成和爆發(fā)機(jī)制提供了有用線索;

(2)基于BD+4?2621、HD 237846、HD 4306、HD 88609、HD 122563 5顆典型弱r-過程星的Fe-族及較輕元素觀測(cè)元素豐度與Heger & Woosley (2010)給出的核素模型產(chǎn)量, 采用最小χ2擬合方法, 得出污染形成這5顆極貧弱r-過程星的氣體云的SNII的前身星質(zhì)量分別為10.7M⊙、13.4M⊙、13.4M⊙、13.4M⊙、22.5M⊙;

(3)在6顆極貧弱r-過程樣本星中, 輕元素及Fe-族元素觀測(cè)豐度呈現(xiàn)出很高的一致性,這表明它們可能有相同的天體物理來源. 由6顆典型弱r-過程星擬合結(jié)果, 其弱r-過程元素可能來源于前身星為十幾到二十幾倍太陽(yáng)質(zhì)量的SNII爆發(fā), 這也豐富了弱r-過程研究的理論體系.

由于受到已知極貧金屬弱r-過程星數(shù)量的限制, 本文得到的發(fā)生弱r-過程的SNII前身星質(zhì)量范圍還不十分準(zhǔn)確, 但我們的研究結(jié)果為建立早期星系輕元素和Fe-族元素的r-過程核合成理論模型提供了有力約束條件. 相信今后大量的極貧金屬弱r-過程星元素豐度觀測(cè)數(shù)據(jù)也會(huì)促進(jìn)對(duì)早期星系弱r-過程核合成的理解.