馬文娟，周貴德，劉偉偉

(滄州師范學(xué)院 物理與信息工程學(xué)院，河北 滄州 061001)

極貧金屬星(EMP，[Fe/H]≤-2.5)一般是低質(zhì)量、壽命長的恒星，由于其光球?qū)颖Ａ袅诵纬蓵r所在位置云團(tuán)的化學(xué)組成，所以表面元素豐度為確定它們形成時期的氣體云化學(xué)組成提供了重要線索.許多觀測和分析表明，極貧金屬星可能源于一個超新星(SN)事件或最多幾個超新星爆發(fā)事件[1-3].所以，研究這些恒星的元素豐度模式可以為理解星系化學(xué)演化和早期核合成歷史提供重要依據(jù).

一些極貧金屬恒星，如CS22892-052和CS31082-001等，被稱為“主要r-過程星”，產(chǎn)生重中子俘獲元素(Z>56)的過程稱為“主要r-過程”[4-6].另外，還有一些極貧金屬星與另一種稱為“弱r-過程”的中子俘獲過程相關(guān)，例如HD122563和HD88609等，稱為“弱r-過程星”[7].關(guān)于r-過程核合成存在許多的理論研究，觀測證據(jù)和核合成理論研究證明，r-過程通常與超新星的爆炸環(huán)境有關(guān)[8-10].對弱r-過程，F(xiàn)rancois等2007年給出了幾個弱r-過程星并進(jìn)行分析，但弱r-過程的確切起源仍是未知的[11].弱r-過程貧金屬星可以作為探索早期星系弱r-過程核合成的物理條件，這意味著通過深入研究這些恒星的元素豐度模式，可能推斷出弱r-過程核合成的超新星前身星質(zhì)量范圍.

1　模型方法

[Sr/Ba]和[Y/Eu]兩個相對豐度值可作為判斷“主要r-過程星”和“弱r-過程星”的依據(jù).對于典型的主要r-過程星CS22892-052，[Sr/Ba]=-0.57，[Y/Eu]=-1.16，因此，如果一顆極貧金屬恒星的Sr、Ba、Y、Eu元素豐度滿足[Sr/Ba]>-0.57且[Y/Eu]>-1.16，即可認(rèn)為該恒星是一個弱r-過程星[12].由Honda等2004年給出的極貧金屬星HD122563([Fe/H]～-2.7)元素豐度觀測數(shù)據(jù)可知，[Sr/Ba]=1.1且[Y/Eu]=0.5[13](P480)，因此，可將HD122563作為弱r-過程極貧金屬星的典型代表研究.

r-過程通常與II型超新星(SNII)爆發(fā)相關(guān).2010年，Heger&Woosley研究了10-100M⊙(M⊙為太陽質(zhì)量)的零金屬豐度恒星的演化和爆發(fā)，指出其中大部分恒星以典型的II型超新星結(jié)束它們的生命，并且如果忽略中子星中子風(fēng)的貢獻(xiàn)，沒有可觀的比Ge重的元素產(chǎn)生.該研究得出了10-100M⊙的零金屬豐度恒星的核合成產(chǎn)量、光變曲線、剩余質(zhì)量，提出了確定超新星爆發(fā)能、混合參數(shù)和超新星前身星質(zhì)量的方法，并應(yīng)用于Cayrel等人2004年給出的低金屬樣本星和兩顆超貧金屬星.由于HD122563可視為弱r-過程星的典型代表，而貧金屬弱r-過程星可視為由早期星系演化中的一個或最多幾個超新星事件產(chǎn)生，那么采用類似方法，將HD122563從C到Zn的觀測豐度與Heger&Woosley 2010年給出的核素產(chǎn)量進(jìn)行擬合，就可確定HD122563前身星質(zhì)量，得出樣本星中鐵族和較輕元素的核合成來源，然后進(jìn)一步推算弱r-過程發(fā)生的超新星前身星質(zhì)量范圍.具體擬合方法如下：

(1)單星擬合

假定弱r-過程樣本星HD122563是單個SN事件的產(chǎn)物，將其觀測元素豐度與Heger&Woosley模型得到的相應(yīng)元素產(chǎn)量進(jìn)行最小χ2擬合，找到與HD122563觀測元素豐度匹配最佳的SNII前身星質(zhì)量及爆發(fā)能.擬合過程中χ2計算公式為：

(1)

其中i代表第i種元素；lgεiobs代表第i種元素豐度的觀測值；αi為引入的比例系數(shù)，在擬合過程中用于上調(diào)或下調(diào)由Heger&Woosley核素產(chǎn)量得到的元素豐度，即lgαiεimod代表第i種元素的理論產(chǎn)量；σiobs代表第i種元素的觀測誤差；k代表擬合的元素總數(shù)；f為自由參量個數(shù).

(2)利用初始質(zhì)量函數(shù)積分產(chǎn)量擬合

HD122563作為弱r-過程恒星的很好代表，其鐵族和較輕元素的豐度來源于弱r-過程.把Ⅱ型超新星r-過程的產(chǎn)量和初始質(zhì)量函數(shù)(IMF)結(jié)合在一起考慮，可進(jìn)一步討論弱r-過程的天體物理來源.

擬合中采用Salpeter初始質(zhì)量函數(shù)，即φ(m)∝m-(1+α)，α可取不同值(0.35，1.35，2.35，3.35).首先由Heger&Woosley模型核素產(chǎn)量得到10-100M⊙內(nèi)每個質(zhì)量恒星的各元素產(chǎn)量，然后利用初始質(zhì)量函數(shù)(α可取值為0.35，1.35，2.35，3.35)對不同質(zhì)量范圍進(jìn)行積分(質(zhì)量上下限在10-100M⊙范圍內(nèi)可調(diào))得到各元素理論產(chǎn)量，最后將HD122563的觀測元素豐度與理論產(chǎn)量進(jìn)行最小χ2擬合，找到最佳超新星前身星質(zhì)量范圍.擬合過程中χ2計算公式與單星擬合相同.

2　結(jié)果與討論

研究中HD122563從C到Zn的17種元素觀測豐度數(shù)據(jù)取自文獻(xiàn)Honda等(2004)[13](P480)，Cayrel等(2004)[14].太陽系元素豐度取自Grevesse(1996)[15].

圖1　HD122563元素豐度與Heger&Woosley模型最佳擬合：單個超新星事件

2.1　單星擬合及結(jié)果

為了推算弱r-過程星HD122563的超新星前身星質(zhì)量，采用Heger&Woosley的理論模型(質(zhì)量范圍為10～100M⊙)，假定弱r-過程樣本星HD122563形成于一個SN事件污染的星云，將HD122563從C到Zn的17種元素觀測豐度數(shù)據(jù)與模型得到的II型超新星的產(chǎn)量進(jìn)行最小χ2擬合.由于Heger&Woosley給出的Cu元素產(chǎn)量相對于觀測豐度，擬合中忽略了銅元素[16].擬合結(jié)果得出模型中質(zhì)量為18.1M⊙的恒星超新星爆發(fā)能提供最佳的觀測豐度模式擬合，如圖1所示，對應(yīng)χ2=1.19，爆發(fā)能量1.8B(1B=1051ergs).這些意味著，表明弱r-過程貧金屬星HD122563可能在由一個質(zhì)量為18.1M⊙的II型超新星事件污染的云團(tuán)中形成，超新星爆發(fā)的能量為1.8B.

2.2　利用初始質(zhì)量函數(shù)擬合及結(jié)果

將Ⅱ型超新星r-過程的產(chǎn)量和初始質(zhì)量函數(shù)(IMF)結(jié)合在一起考慮，以求獲得弱r-過程的天體物理來源，擬合過程中同樣去掉了Cu元素，初始質(zhì)量函數(shù)取Salpeter初始質(zhì)量函數(shù)形式φ(m)∝m-(1+α).

圖2　HD122563元素豐度與Heger&Woosley模型最佳擬合：采用Salpeter初始質(zhì)量函數(shù)

首先對應(yīng)模型中全部恒星質(zhì)量范圍10～100M⊙，設(shè)置不同的α值，最佳擬合結(jié)果為χ2=1.36，對應(yīng)α=1.35，混合參數(shù)為0.1，爆發(fā)能為1.8B.然后同時改變α值及恒星質(zhì)量范圍，重新進(jìn)行擬合.擬合得到的最小χ2值為0.84，明顯優(yōu)于取模型中全部恒星質(zhì)量范圍擬合得到的值.如圖2所示.最佳擬合對應(yīng)α=1.35，為Salpeter初始質(zhì)量函數(shù)的標(biāo)準(zhǔn)形式；得出的爆發(fā)能為1.8B，爆炸能量較低意味著實際上超大質(zhì)量恒星的作用很?。欢鳶NII超新星前身星質(zhì)量范圍為10～30M⊙，表明質(zhì)量范圍約束在10～30M⊙的SNII前身星爆發(fā)可以給出HD122563豐度模式的最佳匹配，這暗示弱r-過程可能發(fā)生在前身星質(zhì)量范圍10～30M⊙的超新星爆發(fā)環(huán)境.

Qian等人2007年研究表明，以超新星Fe-核坍塌結(jié)束生命的大于11M⊙的大質(zhì)量恒星不能產(chǎn)生重r-核，而和Fe-族元素的產(chǎn)生相關(guān)；12～25M⊙的超新星前身星可能是輕r-核素(從N元素到Ge元素)的來源，這與本文研究結(jié)果基本一致[17].同時，本文的結(jié)果暗示出弱r-過程可能發(fā)生的新星超前身星質(zhì)量范圍為10～30M⊙.

3　結(jié)論

極貧金屬星的元素豐度模式在約束貧金屬環(huán)境下星系核合成的理論模型中扮演著關(guān)鍵角色，研究具有較低[Fe/H]值的弱r-過程星，可為恒星核坍縮是否以及如何與弱r-過程相關(guān)聯(lián)提供重要證據(jù).基于此，本文利用弱r-過程恒星HD122563的觀測豐度和Heger等(2010)給出的SNII爆發(fā)產(chǎn)量，擬合得出弱r-過程HD122563的前身星質(zhì)量為18.1M⊙.而采用Salpeter初始質(zhì)量函數(shù)(IMF)的擬合結(jié)果表明，弱r-過程可能發(fā)生的超新星前身星質(zhì)量范圍為10～30M⊙，這與前人研究結(jié)果基本一致.本文的研究能在約束早期星系r-過程Fe-族和較輕元素的模型提供有益的理論依據(jù).同時，需要指出，今后大量精確的弱r-過程極貧金屬恒星元素豐度觀測數(shù)據(jù)將會極大地促進(jìn)對早期星系弱r-過程核合成的理解與研究.

參考文獻(xiàn)：

[1] McWilliam, A, Preston, G.W, Sneden, C, & Searle, L. Spectroscopic Analysis of 33 of the Most Metal Poor Stars II[J]. AJ, 1995, 109: 2757.

[2]Ryan, S. G, Norris, J. E, & Beers, T. C. Extremely Metal-poor Stars.II. Elemental Abundance and the Early Chemical Enrichment of the Galaxy[J]. ApJ, 1996, 471:254-278.

[3]Heger, Alexander and Woosley, S.E, Nucleosynthesis and Evolution of Massive Metal-Free Stars, [J]. ApJ, 2010, 724:341-373.

[4]Sneden C. et al, The Extremely Metal-poor,Neutron Capture-rich Star CS 22892-052:A Comprehensive Abundance Analysis [J]. ApJ, 2003, 591: 936-953.

[5]Truran, J.W, Cowan J.J, Pilachowski, C.A, Sneden, C. Probing the Neutron-Capture Nucleosynthesis History of Galactic Matter [J]. Publ. Astron. Soc. Pac. 2002, 114: 1293-1308.

[6]Wanajo, S.& Ishimaru, Y. R-Process Calculations and Galactic Chemical evolution [J].Nucl.Phys.A, 2006, 777:676-699.

[7]Travaglio, C, Gallino, R, Arnone, E, Cowan, J, Jordan, F, & Sneden, C. Evolution of Sr,Y,Zr : A Multiplicity of Nucleosynthetic Processes[J]. ApJ, 2004, 601: 864-884.

[8]Arnould, M, Goriely, S, & Takahashi, K. The r-process of stellar nucleosynthesis: Astrophysics and nuclear physics achievements and mysteries[J]. Phys. Rep, 2007, 450:97-213.

[9]Sneden C, Cowan J. J, Gallino R., Neutron-Capture Elements in the Early Galaxy[J]. ARA&A, 2008, 46: 241-288.

[10]Cowan J. J, Thielemann F.-K, Truran J. W., The R-process and nucleochronology [J].PhysRep, 1991, 208: 267-394.

[11]Francois, P, Depagne, E, Hill, V,et al. First Stars. VIII. Enrichment of theNeutron-Capture Elements in the Early Galaxy[J]. A&A, 2007, 476:935-950.

[12]Izutani, N, Umeda, H, & Tominaga,N,. Explosive Nucleosynthesis of Weak r-Process Elements in Extremely Metal-Poor Core-Collapse Supernovae[J]. ApJ, 2009, 692:1517-1531.

[13] Honda, S, Aoki, W, Kajino, T, et al. Spectorscopic Studies of Extremely Metal-Poor Stars with the Subaru High Dispersion Spectrograph. II. the r-Process Elements, Including Thoriun [J].ApJ, 2004, 607:474-498.

[14]Cayrel, R, Depagne, E, Spite, M. et al. First stars V -Abundance patterns from C to Zn and supernova yields in the early Galaxy [J]. A&A, 2004,416: 1117-1138.

[15]Grevesse, Noels & Sauval. Standard Abundances[J]. ASP Conference Series,1996,99:117.

[16]Lai, D. K, Bolte, M, Johnson, J. A, et al. Detailed Abundances for 28 Metal-Poor Stars: Stellar Relics in the Milky Way[J]. ApJ, 2008, 681:1524-1526.

[17]Qian, Y.-Z, & Wasserburg, G. J. Where, oh where has the r-process gone[J] .Phys. Rep, 2007, 442:237-268.