弱r-過程星HD122563元素豐度研究

馬文娟，周貴德，劉偉偉

(滄州師范學院 物理與信息工程學院，河北 滄州 061001)

極貧金屬星(EMP，[Fe/H]≤-2.5)一般是低質量、壽命長的恒星，由于其光球層保留了形成時所在位置云團的化學組成，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演化和早期核合成歷史提供重要依據.

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，例如HD122563和HD88609等，稱為“弱r-過程星”[7].關于r-過程核合成存在許多的理論研究，觀測證據和核合成理論研究證明，r-過程通常與超新星的爆炸環境有關[8-10].對弱r-過程，Francois等2007年給出了幾個弱r-過程星并進行分析，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.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)元素豐度觀測數據可知，[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)爆發相關.2010年，Heger&Woosley研究了10-100M⊙(M⊙為太陽質量)的零金屬豐度恒星的演化和爆發，指出其中大部分恒星以典型的II型超新星結束它們的生命，并且如果忽略中子星中子風的貢獻，沒有可觀的比Ge重的元素產生.該研究得出了10-100M⊙的零金屬豐度恒星的核合成產量、光變曲線、剩余質量，提出了確定超新星爆發能、混合參數和超新星前身星質量的方法，并應用于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年給出的核素產量進行擬合，就可確定HD122563前身星質量，得出樣本星中鐵族和較輕元素的核合成來源，然后進一步推算弱r-過程發生的超新星前身星質量范圍.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事件的產物，將其觀測元素豐度與Heger&Woosley模型得到的相應元素產量進行最小χ2擬合，找到與HD122563觀測元素豐度匹配最佳的SNII前身星質量及爆發能.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，在擬合過程中用于上調或下調由Heger&Woosley核素產量得到的元素豐度，即lgαiεimod代表第i種元素的理論產量；σiobs代表第i種元素的觀測誤差；k代表擬合的元素總數；f為自由參量個數.

(2)利用初始質量函數積分產量擬合

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-過程的產量和初始質量函數(IMF)結合在一起考慮，可進一步討論弱r-過程的天體物理來源.

擬合中采用Salpeter初始質量函數，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模型核素產量得到10-100M⊙內每個質量恒星的各元素產量，然后利用初始質量函數(α可取值為0.35，1.35，2.35，3.35)對不同質量范圍進行積分(質量上下限在10-100M⊙范圍內可調)得到各元素理論產量，最后將HD122563的觀測元素豐度與理論產量進行最小χ2擬合，找到最佳超新星前身星質量范圍.擬合過程中χ2計算公式與單星擬合相同.

2　結果與討論

研究中HD122563從C到Zn的17種元素觀測豐度數據取自文獻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　單星擬合及結果

為了推算弱r-過程星HD122563的超新星前身星質量，采用Heger&Woosley的理論模型(質量范圍為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種元素觀測豐度數據與模型得到的II型超新星的產量進行最小χ2擬合.由于Heger&Woosley給出的Cu元素產量相對于觀測豐度，擬合中忽略了銅元素[16].擬合結果得出模型中質量為18.1M⊙的恒星超新星爆發能提供最佳的觀測豐度模式擬合，如圖1所示，對應χ2=1.19，爆發能量1.8B(1B=1051ergs).這些意味著，表明弱r-過程貧金屬星HD122563可能在由一個質量為18.1M⊙的II型超新星事件污染的云團中形成，超新星爆發的能量為1.8B.

2.2　利用初始質量函數擬合及結果

將Ⅱ型超新星r-過程的產量和初始質量函數(IMF)結合在一起考慮，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，初始質量函數取Salpeter初始質量函數形式φ(m)∝m-(1+α).

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

首先對應模型中全部恒星質量范圍10～100M⊙，設置不同的α值，最佳擬合結果為χ2=1.36，對應α=1.35，混合參數為0.1，爆發能為1.8B.然后同時改變α值及恒星質量范圍，重新進行擬合.擬合得到的最小χ2值為0.84，明顯優于取模型中全部恒星質量范圍擬合得到的值.如圖2所示.最佳擬合對應α=1.35，為Salpeter初始質量函數的標準形式；得出的爆發能為1.8B，爆炸能量較低意味著實際上超大質量恒星的作用很??；而SNII超新星前身星質量范圍為10～30M⊙，表明質量范圍約束在10～30M⊙的SNII前身星爆發可以給出HD122563豐度模式的最佳匹配，這暗示弱r-過程可能發生在前身星質量范圍10～30M⊙的超新星爆發環境.

Qian等人2007年研究表明，以超新星Fe-核坍塌結束生命的大于11M⊙的大質量恒星不能產生重r-核，而和Fe-族元素的產生相關；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，這與本文研究結果基本一致[17].同時，本文的結果暗示出弱r-過程可能發生的新星超前身星質量范圍為10～30M⊙.

3　結論

極貧金屬星的元素豐度模式在約束貧金屬環境下星系核合成的理論模型中扮演著關鍵角色，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-過程相關聯提供重要證據.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爆發產量，擬合得出弱r-過程HD122563的前身星質量為18.1M⊙.而采用Salpeter初始質量函數(IMF)的擬合結果表明，弱r-過程可能發生的超新星前身星質量范圍為10～30M⊙，這與前人研究結果基本一致.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.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據將會極大地促進對早期星系弱r-過程核合成的理解與研究.

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