极贫金属环境下超新星爆发的中子俘获元素核合成产量

马文娟，单 勇，张 波

（1.沧州师范学院物理与电子信息系，河北沧州 061001；2.河北师范大学物理科学与信息工程学院，河北石家庄 050016）

极贫金属环境下超新星爆发的中子俘获元素核合成产量

马文娟1，单 勇1，张 波2

（1.沧州师范学院物理与电子信息系，河北沧州 061001；2.河北师范大学物理科学与信息工程学院，河北石家庄 050016）

极贫金属环境下超新星爆发（［Fe／H］＜－2.5）形成于星系演化的早期，研究极贫金属环境下超新星爆发的重元素丰度分布及核合成，对于探索星系形成及化学演化和核天体物理学中的基本问题都起着关键作用。分析了大量极贫金属环境下超新星爆发的元素丰度的观测数据，得出中子俘获元素Sr，Y和Ba与元素Si的相关性规律，计算了极贫金属环境下超新星爆发的元素Sr，Y和Ba的核合成产量。

极贫金属环境下超新星；中子俘获元素；元素丰度；核合成产量

元素丰度是指各种化学元素及其同位素的相对含量，常以各元素的原子数与氢原子数（取N（H）＝1012）比值的对数，即用lgε（A）＝lg（N（A）／N（H））＋12来表示。研究各类天体的元素和核素丰度分布规律可为进一步研究恒星形成历史及天体演化提供非常重要的线索。重元素（比Fe族元素重的元素）是由铁峰元素通过俘获中子而生成的，主要有慢中子俘获过程（s-过程）和快中子俘获过程（r-过程）。其中：r-过程主要发生在爆炸的天体物理环境，如超新星爆发［1］；s-过程主要发生在渐近巨星支（AGB）阶段宁静的He燃烧环境。

极贫金属环境下超新星爆发（［Fe／H］＜－2.5）形成于星系演化的早期阶段，其中子俘获元素丰度与恒星形成及演化有密切关系，为研究星系形成早期的历史背景和化学演化提供了重要信息。对极贫金属环境下超新星爆发的重元素的丰度分布及核合成进行研究，对于探索星系的形成及化学演化和解决核天体物理学中的基本问题起着关键作用［1］。因此对其核合成研究一直都是天体物理的主要课题［2－11］。

1998年，SHIGEYAMA等指出极贫金属环境下超新星爆发产生于单个超新星污染的星云中，利用各元素丰度间观测上的相关性可确定超新星爆发核合成元素的产量［3］。文中给出了发生在原始金属丰度的星际介质中，超新星爆发遗迹污染的星云中H质量的计算公式；还指出利用极贫金属环境下超新星爆发中O的丰度，能最好地预测极贫金属环境下超新星爆发中的元素来自单个超新星事件，并由此推算超新星爆发其他元素产量。TSUJIMOTO等给出了利用极贫金属环境下超新星爆发中各元素观测丰度间的相关性来确定超新星元素产量的具体方法和步骤［4］。2000年，ARGAST介绍了一种计算晕中星际介质化学增丰的随机模型，指出在极贫金属环境下单个超新星事件只影响它的周围区域，所以它的遗迹反映了由特定坍缩超新星产生的丰度模型［7］。文中指出坍缩超新星的爆发能几乎不依赖其前身星质量，由此得出每一个Ⅱ型超新星爆发所扫过的气体质量接近一个常数，约为5×104M⊙。2007年，研究人员（以下简称TUN2007［11］）采用fall-back模型，根据流体力学原理，完成了普通核坍缩和超大质量超新星的核合成计算，得到了主序星质量M（13～50 M⊙）的超新星核合成产量［11］。

笔者分析了大量的极贫金属环境下超新星爆发的中子俘获元素与Si丰度的观测数据资料［12－26］，利用TUN2007给出的极贫金属环境下超新星爆发的元素Si的产量，采用文献［27］中马文娟等提出的方法，从理论上得到了极贫金属环境下各种质量超新星的中子俘获元素产量。

1 计算方法

2007年，马文娟等指出利用类似文献［4］（简称Tsujimoto98［4］）的方法能简捷有效地计算Ⅱ型超新星的元素核合成产量［27］。文中指出因为不同研究小组给出的各种质量Ⅱ型超新星Mg的理论产量以及理论产量和观测约束之间的差别较大，最大相差8倍，而O和Si符合较好［8，10－12］；而且对于这2个元素，不同研究小组给出的理论产量差异也较小，仅在质量很大时相差约2倍，但同时观测到O和其他元素的丰度在极贫金属环境下超新星爆发的数目很少，所以利用极贫金属环境下超新星爆发的Si产量作为标准可更准确地得到Ⅱ型超新星其他元素的产量。笔者利用一些最新的观测数据［12－26］，分析得到极贫金属环境下超新星爆发的Sr，Y，Ba和Si元素观测丰度的相关性，以TUN2007给出的Ⅱ型超新星元素Si的理论产量为标准，采用和TSUJIMOTO98类似的方法计算了极贫金属环境下各种质量超新星的中子俘获元素的产量。

Mms－［Si／H］关系见表1，计算的具体步骤如下［27］。

对表1中对应主序质量的每一颗星（第1列），根据TUN2007［11］的超新星爆发时抛射的Si元素的理论产量（表1中第2列），由元素丰度［Si／H］＝lg（N（Si＊）／N（H＊））－lg（N（Si⊙）／N（H⊙））＝lg（M（Si＊）／M（Si⊙））（N（Si）指元素Si的数丰度，M（Si）指元素Si的质量丰度，脚标＊和⊙分别代表恒星和太阳）得出给定超新星质量污染的星云的Si的丰度比［Si／H］（表1中第3列）。由观测数据［12－26］（只取其中［Fe／H］＜－2.5的极贫金属晕星的观测数据，选取数据时遵循尽量最新、避免观测的选择效应、权威性、多引用率的原则），利用最小二乘法拟合［元素／H］-［Si／H］关系，见图1。综合［元素／H］-［Si／H］关系和不同质量超新星质量污染的星云的Si的丰度比［Si／H］，得出［元素／Si］-Mms对应关系。最后由元素Si的产量推出各种质量超新星Sr，Y，Ba的产量。

表1 M ms－［Si／H］关系Tab.1 Relation of M ms with［Si／H］

图1 极贫金属环境下 ［Sr／H］-［Si／H］和［Y／H］-［Si／H］关系Fig.1 Relation of［Sr／H］-［Si／H］with［Y／H］-［Si／H］for the extremely metal-poor star

2 极贫金属环境下超新星爆发的Sr，Y核合成产量

图2为极贫金属环境下超新星爆发的Sr，Y的核合成产量（其中■为文献［10］（以下简称CL2004［10］给出的产量，▲为本文所得产量）。质量M＊小于40 M⊙范围内，随超新星前身星质量的增加，元素Sr和Y的核合成产量逐渐增加，在40 M⊙附近达到最大值；大于40 M⊙时，核合成产量随前身星质量的增加而减小。

图2 极贫金属星超新星爆发的Sr，Y的产量Fig.2 Supernova yields of Sr，Y for the extremely metal-poor stars

CL2004把物理方程的积分应用到核演化的描述中，研究了13～35 M⊙的恒星的核素产量，指出低金属丰度下核素的产量不依赖于恒星的初始化学组成。可以看出：本文所得结果与CL2004的值相比只是在30 M⊙偏差较大，相差近2倍，在其他质量时两者符合较好。这也验证了笔者的模型和方法用于计算极贫金属环境下超新星爆发的核合成产量是合适的，用这种方法可以进一步计算较重中子俘获元素的产量。

3 极贫金属环境下超新星爆发的元素Ba的核合成产量

极贫金属环境下超新星爆发的［Ba／H］-［Si／H］的关系如图3所示，图4给出了得到的极贫金属环境较重中子俘获元素Ba的产量和超新星前身星质量Mms的关系。可以看出：元素Ba的核合成产量随着超新星前身星质量Mms的增加而增加，在Mms＝40 M⊙达到最大值，为1.69×10－6M⊙，与2002年FIELDS的计算结果（1.4×10－6M⊙）基本一致［8］。从图4中可以看出产量较高的Ⅱ型超新星质量区间为35～40 M⊙。

图3 极贫金属环境下的［Ba／H］-［Si／H］的关系Fig.3 Relation of［Ba／H］with［Si／H］for the extremely metal-poor star

图4 Ba的产量与M ms的关系Fig.4 Relation of yield of Ba with M ms

由于极贫金属环境下超新星爆发的较重中子俘获元素产量可能来自于纯r－过程［1］，笔者认为从星系化学演化的角度来讲，同时考虑Ⅱ型超新星r-过程的产量Y＊（m）与初始质量函数（IMF）φ（m），用Y＊（m）×φ（m）来判断星系化学演化中r-过程的主要产量区间更为合理，计算结果由图5给出，为35～40 M⊙，不同于1999年TRAVAGLIO提出的星系r-过程元素主要来自低质量（8～10 M⊙）Ⅱ型超新星的结果［5］。

图5 Y＊（m）×φ（m）与M＊的关系Fig.5 Relation of Y＊（m）×φ（m）with M ms

3 结 论

利用大量最新的观测数据，以TUN2007给出的Si的理论产量为标准，重新计算了极贫金属环境下各种质量超新星的Sr，Y，Ba产量，所得的主要结论如下。

1）在质量小于40 M⊙时，随着超新星前身星质量的增加，较轻中子俘获元素Sr和Y的产量逐渐增加，在40 M⊙附近达到最大值，大于40 M⊙时，核合成产量随前身星质量的增加而减小。

2）r-过程元素核合成产量随超新星前身星质量的增加而增加，在40 M⊙时达到最大值，Ba的产量可达1.69×10－6M⊙，所得结果与2002年FIELDS的结果基本一致［8］。r-过程产量较高的Ⅱ型超新星质量区域为35～40 M⊙。

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Nucleosynthetic yield of neutron-capture elements from extremely metal-poor stars

MA Wen-juan1，SHAN Yong1，ZHANG Bo2
（1.Department of Physics and Electronic Information，Cangzhou Normal University，Cangzhou Hebei 061001，China；2.College of Physics Science and Information Engineering，Hebei Normal University，Shijiazhuang Hebei 050016，China）

The extremely metal-poor stars（［Fe／H］＜－2.5）was formed in the early universe.Studies on the nucleosynthesis yield of the extremely metal-poor stars play a key role in the exploration of the formation of the solar system，the chemical evolution of galaxies and the fundamental issues in the nuclear astrophysics.In this paper，the neutron-capture element＇s nucleosynthesis yields of the extremely metal-poor stars are calculated on the basis of the observed correlations between the neutroncapture process elements Sr，Y，Ba and Si elements and the theoretical yields of Si.

extremely metal-poor stars；neutron-capture element；element abundance；nucleosynthesis

P148

A

1008-1542（2011）05-0431-04

2011-04-21；

2011-09-05；责任编辑:张士莹

国家自然科学基金资助项目（10673002）；河北省教育厅科研项目（z2010108）；沧州市科技局科研项目（10ZD19）

马文娟（1972-），女，河北沧州人，讲师，硕士，主要从事天体物理方面的研究。