Mg超丰恒星的性质及其起源的研究*

李 响，赵 刚，陈玉琴

(1. 中国科学院光学天文重点实验室 (国家天文台)，北京 100012； 2. 中国科学院大学，北京 100049)

CN 53-1189/P ISSN 1672-7673

Mg超丰恒星的性质及其起源的研究*

李 响1,2，赵 刚1，陈玉琴1

(1. 中国科学院光学天文重点实验室 (国家天文台)，北京 100012； 2. 中国科学院大学，北京 100049)

Mg超丰恒星([Mg/Fe]>1.0)的特殊丰度模式无法用普通恒星的Mg元素起源和银河系化学演化机制解释。对这类特殊天体的起源和演化及化学丰度性质的研究，有助于深化理解恒星核合成及星系演化中一些特殊过程。首先介绍了目前文献中由高分辨率光谱证认的Mg超丰恒星，并对这些恒星的大气参数、运动学参数和化学丰度特征等性质及其起源机制进行了分析。其次统计了在斯隆巡天数据中系统搜寻的Mg超丰恒星候选体的大气参数和运动学分布特征，并且筛选了其中C超丰的候选体。研究发现绝大部分Mg超丰恒星表现了C超丰；在Mg超丰恒星中，存在中子俘获元素超丰的那些恒星都存在于双星系统中，其演化过程受到了AGB伴星的影响；而没有表现中子俘获元素超丰的那些恒星极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间速度，这类空间速度大于300 km/s的Mg超丰恒星可能是搜寻第一代恒星([Fe/H]<-5.0)的最好样本。

元素丰度；Mg元素丰度异常；贫金属星；核合成

恒星大气的元素丰度蕴含着恒星形成时星际介质的化学成分等重要信息，通过这些信息可以对恒星核合成和星系演化模型进行检验和修正。元素丰度，特别是α元素(O, Mg, Si, Ca, Ti)可以为探究星系的形成及演化提供线索。α元素主要是II型超新星爆炸的产物，而大部分Fe是Ia型超新星的产物。Ia型超新星的前身星寿命长于II型超新星，因此早期形成的贫金属星中来自Ia型超新星的污染相对也要晚于II型超新星。随着星系的演化，[Fe/H]逐渐增加而[α/Fe]则逐渐降低。银河系不同星族的[α/Fe]存在各自的分布规律：典型晕星的[α/Fe]约为+0.4[1-5]；厚盘上[α/Fe]的比率约为+0.3-+0.4，略高于薄盘(约为+0.1-+0.2)[6-8]；当[Fe/H]>-1时，[α/Fe]开始逐渐下降并且最终达到太阳丰度。α元素中的Mg元素是少数在中低分辨率光谱中易于探测的元素，因此成为研究的重点。

在一些贫金属星的高分辨率光谱丰度分析研究中发现了Mg超丰([Mg/Fe]>+1.0)的异常恒星，如文[9]、文[10-13]以及文[14]等在丰度分析工作中发现了这类特殊天体。文[15]作者在斯隆巡天(SDSS)的光谱数据中系统地搜寻到了33颗Mg超丰候选体。目前关于Mg超丰恒星的起源主要有两种解释：(1)大量的Mg元素可能来源于其伴星演化到渐近巨星分支(AGB)阶段极端热环境主导下热脉冲过程，并且通过吸积过程完成物质的转移[16]；(2)Mg超丰恒星可能形成于一颗或几颗低能量超新星爆炸增丰的星际介质。这类低能量超新星是一种特殊的核塌缩型超新星，它们爆发时向外抛射物质的速度低并伴随着大范围的物质混合回落过程。爆发过程中比Mg等重的元素混合并回落(按元素轻重)到核上而比Mg轻的元素被抛射出去增丰了星际介质，那么由此形成的恒星就出现了Mg超丰的现象[17-19]。目前经高分辨率光谱丰度分析证认的Mg超丰恒星绝大多数是C超丰的恒星。然而文[10]在2005年发现了一颗C没有超丰的Mg超丰恒星，该恒星的C没有超丰可能与其大质量前身星在演化过程中质量损失有关。

本文通过分析Mg超丰恒星的大气参数、化学丰度及运动学等特征揭示其起源与普通恒星的差异，更好地理解这类恒星的核合成和化学演化的历史。特别是起源于单个或几个超新星爆发产物的Mg超丰恒星极有可能起源于第一代超新星爆发的产物。这类恒星为探索早期宇宙提供了有力的工具，具有极其重要的研究意义，第2部分介绍了Mg超丰样本的来源；第3部分分析了经高分辨率光谱确认的Mg超丰样本的丰度特征及其起源；第4部分对Mg超丰候选体进行了大气参数分布特征的分析，并就C丰度和动力学特征将其与高分辨率Mg超丰样本进行了对比分析；第5部分归纳总结了本文的主要内容。

1 Mg超丰恒星的样本

目前这类异常恒星的样本来源有两部分。一部分来源于贫金属星的高分辨率光谱工作，即具有高分辨率光谱丰度分析结果的样本(High-Resolution Spectra, HRS)。另一部分是在低分辨率大样本巡天数据中系统搜寻的Mg超丰恒星的候选体，即只具有低分辨率光谱的样本(Low-Resolution Spectra, LRS)。1.1 Mg超丰恒星高分辨率光谱样本

1995年，文[20]在贫金属星研究中第一次发现了Mg超丰的恒星CS22949-037。随后文[9]和文[21]的进一步观测和分析确认了这一结果。此后，在对贫金属星的高分辨率光谱丰度分析中陆续发现了十几颗Mg超丰的恒星。其中，文[22]在1997年首次观测并测定了LP 625-44的α元素和其它多种元素丰度，其结果显示该星为贫金属Mg超丰亚巨星并伴随C、N和中子俘获元素超丰。文[23-24]的极端贫金属星研究中有2颗Mg超丰的恒星。在文[10-13,25]的贫金属星丰度研究中发现了6颗Mg超丰的贫金属星。这6颗星中BS 16934-002为C未增丰的贫金属星，其余5颗为C超丰Mg超丰恒星。文[14]作者发现了SDSS J134922+140736也是一颗C大量增丰的Mg超丰恒星，同时伴随Mn和Ni超丰。两颗超贫金属星HE 1327-2326([Fe/H]=-5.4 ± 0.2)和SMSS J0313-6708([Fe/H]<-7.1)分别由文[26]和文[27]发现。丰度分析结果表明这两颗星也都是Mg超丰恒星。表1汇总了Mg超丰恒星高分辨率光谱样本，它们具有精确的高分辨率光谱丰度分析结果，为研究该类天体的丰度模式和起源提供了有利条件。

表1 Mg超丰恒星高分辨率光谱样本来源

1.2 Mg超丰恒星低分辨率光谱样本

文[15]作者利用斯隆DR9提供的贫金属星([Fe/H]<-1.0)样本进行了系统的搜寻Mg超丰恒星的研究。首先通过测光、光谱信噪比及大气参数的限制选出了14 850颗F和G型样本星。然后通过观测光谱与综合光谱MgI b线的匹配确定[Mg/Fe]的值，选出[Mg/Fe]>+1.0的样本，并用等年龄线排除大气参数不可靠的候选体。最终得到33个Mg超丰的候选体，其中有20个候选体的大气参数与相应的等年龄线吻合较好(A类)，另外13个候选体的大气参数与相应的等年龄线之间存在一定偏差(B类)。B类候选体的大气参数偏差对[Mg/Fe]的影响小于0.3 dex(Teff ± 250 K； log g ± 0.5 dex)。考虑这个偏差后，候选体的[Mg/Fe]仍然是正常贫金属星Mg增丰量的两倍。由于光谱分辨率的限制，目前无法得到Mg超丰候选体的其它元素丰度信息。但是通过统计分析这些Mg超丰候选体的大气参数、运动学参数和谱线指数可以提供一些起源的信息。

2 Mg超丰恒星丰度模式及起源的研究

2.1 Mg超丰高分辨率光谱样本丰度特征及起源的分析

根据Mg超丰恒星样本的高分辨率丰度分析结果可以将其分为两类：一类为CEMP-no，即中子俘获元素未增丰的C超丰Mg超丰贫金属星；另一类为CEMP-rs，即富中子俘获元素的C超丰Mg超丰贫金属星。样本中存在一颗C和中子俘获元素都没有超丰而Mg元素超丰的恒星BS 16934-002，将其定义为α超丰的极端贫金属星(AEMP)[13]。

2.1.1 CEMP-rs型Mg超丰恒星

表2和表3分别列出了CEMP-rs型Mg超丰恒星的大气参数和元素丰度。这些Mg超丰恒星的共同特点是同时存在中子俘获元素(s-过程和r-过程元素)和一些轻元素超丰。由表3可以看出该类型的样本C表现出明显超丰([C/Fe]>+2.0)，轻元素N、Na也存在明显超丰。中子俘获s-过程元素Ba存在明显超丰的现象([Ba/Fe]>+2.0)，而r-过程元素Eu也同样超丰。目前只有两颗样本星能测定r-过程元素丰度，并且它们的r-过程元素增丰强度要低于s-过程元素。图1为高分辨率光谱样本星的元素丰度比率与原子数之间的关系图。图1(a)中5颗CEMP-rs样本星分别用不同的点表示，虚线为各丰度比率均值点的连线。图中虚线说明了该类星的丰度模式的特点，即C、N、Na、Mg超丰，Ca和Ti正常增丰，中子俘获元素Ba超丰。

表2 CEMP-rs型Mg超丰恒星的大气参数

CEMP-rs型Mg超丰恒星已经被证实多存在于双星或多星系统中[29]。关于这类恒星的起源，文[30]作者提出目前观测到的CEMP-rs型Mg超丰恒星起初受到来自其AGB伴星s-过程元素的污染。而后，该AGB伴星最终演化成白矮星。在这个双星系统中，白矮星随后又从这颗Mg超丰恒星吸积物质。如果白矮星是O-Ne-Mg白矮星，当吸积到达极限后会造成塌缩并最终形成中子星[31-32]。中子星的中微子驱使星风进一步增丰了这颗Mg超丰恒星的r-过程元素。同时这一过程也形成了Mg及一些轻元素的超丰。需要强调的是这种解释涉及O-Ne-Mg白矮星，这就大大减少了此种解释适用的范围。文[16]作者提出CEMP-rs型Mg超丰恒星中的s-过程元素和r-过程元素的并存有可能是由它的AGB伴星的非标准s-过程形成的，然后通过物质转移获取了其伴星的r-和s-过程元素。文[33]作者提出，

表3 CEMP-rs型Mg超丰恒星的元素丰度

图1 CEMP-rs、CEMP-no及AEMP型Mg超丰恒星的元素丰度比率与原子数的关系图。(a)中加号为HE 0336+0113；星号为CS 29528-028；菱形为CS 29497-034；三角形为HE 1447+0102；方型为LP 625-44。(b)中加号为CS 22949-037；星号为CS 29498-043；三角形为HE 1327-2326；菱形为HE 1012-1540；叉号为SMSS J0313-6708。方型为AEMP型Mg超丰恒星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的相关性是AGB星的热脉冲阶段中子源22Ne(α, n)25Mg驱动下对流s-过程的证明。当热脉冲发生时，N通过14N(α, γ)18F(β+, ν)18O(α, γ)22Ne的反应充分燃烧并释放中子源22Ne(α, n)25Mg。在对流脉冲阶段当温度足够高时(当AGB星有足够大的质量)，这一反应就是高效的中子源引起高效的s-过程元素产生的过程。这与在CEMP-rs星中Ba、La、Ce和Pb大量增丰的观测结果一致。同时在大质量的AGB星中也产生了大量的25Mg和26Mg(Mg=24Mg+25Mg+26Mg)[34]。这个过程解释了CEMP-rs型Mg超丰恒星中大量Mg的来源。这两种形成机制都涉及AGB伴星，而这类Mg超丰恒星中Mg超丰的原因与AGB伴星有关。

2.1.2 CEMP-no型Mg超丰恒星

表4和表5分别列出了CEMP-no型Mg超丰恒星的大气参数和元素丰度。由表4可以看出，CEMP-no型Mg超丰恒星的金属丰度低于-3.0，为极端贫金属星。区别于CEMP-rs型Mg超丰恒星，CEMP-no型Mg超丰恒星表示它们的中子俘获元素未超丰。CS 22949-037是目前了解的最贫的巨星之一([Fe/H]≈-4.0)，除了Mg超丰外，其C、N、O、Na也表现了大量超丰，Ca和Ti中等增丰[9,20]。HE 1327-2326([Fe/H]=-5.4 ± 0.2)和SMSSJ0313-6708([Fe/H]<-7.1)同为超贫金属星，它们被认为是形成于第一代超新星爆炸后的产物。这类第二代恒星很大程度地保留了形成它们的原始气体云的化学组成。它们能够反映宇宙早期的化学组成，是研究银河系形成和化学演化的重要工具。图1(b)中的点表示CEMP-no型Mg超丰恒星的元素比率，其中三角和叉号分别表示HE 1327-2326和SMSS J0313-6708的元素比率。由图1(b)和表5可以看出5颗CEMP-no型Mg超丰恒星的C、N、O、Na都表现了超丰(不包含C未超丰的AEMP型Mg超丰恒星BS16934-002)，而Ba等中子俘获元素都未表现超丰。这与CEMP-rs型Mg超丰恒星的中子俘获元素丰度有明显的差别，CEMP-rs型Mg超丰恒星的中子俘获元素Ba的丰度比率都大于+2.0。图1(a)和1(b)两图中虚线表明了这两类Mg超丰恒星的元素丰度比率存在明显差异。

表4 CEMP-no型Mg超丰恒星的大气参数

注：*3.7为亚巨星的log g ，4.5为矮星的log g；**BS 16934-002为C未超丰的Mg超丰恒星

CEMP-no型Mg超丰恒星的丰度模式可以通过带有混合回落过程的核塌缩的超新星爆炸模型解释。文[9]作者发现的CS 222949-037与另外4颗正常的贫金属星的α元素丰度的差异随着原子数的增加而减小，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。他们使用文[36]的Z35B超新星模型(零重元素，35倍太阳质量，中等能量的爆炸)得到的元素比率与CS 22949-037基本吻合。但是在Si的比率上存在较大差异，此超新星爆炸模型无法给出如此高的Si比率。文[21]作者使用Woosley和Heger改进的超新星模型Z35Z很好地解释了CS 22949-037的丰度分布模式。因此推测CS 22949-037可能起源于单颗或几颗带有混合回落过程的核塌缩超新星爆发时抛射的物质。CEMP-no型Mg超丰恒星的元素丰度比率可以通过这种低能量超新星爆炸模型模拟。目前这类低能量超新星已经得到越来越多观测上的证实，而这种特殊的带有混合回落过程的核塌缩超新星模型可以很好地解释他们的低光度和低能量[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，而物质抛射速度则为三分之一到四分之一[39]。这种低能量的超新星向外抛射物质速度很低，只有外层的轻元素被抛射出去增丰了星际介质，内核经过物质混合回落过程后最终形成黑洞[17,19]。产生于这样轻元素被大量增丰的星际介质的恒星就表现了C、N、O、Na、Mg超丰的特性，并且这些CEMP-no型Mg超丰恒星被证明并不存在伴星，说明它们不存在来自AGB伴星中子俘获元素污染，这与它们中子俘获元素未增丰的特点相吻合。图2(a)和(b)可以看出CEMP-no型Mg超丰恒星为极端贫金属星([Fe/H]<-3.0)或者超贫金属星([Fe/H]<-5.0)，其金属丰度要比CEMP-rs型Mg超丰恒星更贫。因此结合CEMP-no型Mg超丰恒星的丰度模式推断这类星起源于一颗或几颗低能量超新星增丰的星际介质，它们保留了宇宙早期的化学组成和演化特征。这类恒星对于探索宇宙早期化学组成具有重要意义。图1(b)中CEMP-no型Mg超丰恒星的C、N、Na、Mg、Ba等元素丰度比率弥散比较大，特别是两颗超贫金属星的元素丰度比率要高于其它星。这可能是由于这类星产生于一颗或几颗超新星爆发的产物并且演化相对较少，因此在丰度比率上体现出局部性。这与形成于经历多代超新星爆发增丰的星际介质的恒星相比具有丰度比率差异较大的特点。

图2 Mg超丰恒星的大气参数关系图。其中星号为CEMP-rs型Mg超丰星；菱形为 CEMP-no型Mg超丰恒星；三角号为AEMP型Mg超丰恒星

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

图1(b)中黑色方形点连接的实线表征了BS 16934-002的丰度比率变化趋势。虚线与实线的对比可以明显看出BS 16934-002的丰度模式与另外4颗星相比,除了C未增丰外，该星的N、Na、Sr、Ba都要低于其它Mg超丰恒星。特别是中子俘获元素Sr和Ba要比其它CEMP-no型Mg超丰恒星低很多，并且该星的金属丰度与其它CEMP-no型Mg超丰恒星相比要更高些。该星3次观测得到的视向速度并没有明显的差异，因此BS 16934-002很有可能是单星[10,13]。文[13]作者用40倍太阳质量，能量为3×1052尔格的零金属丰度星作为其前身星模拟其核合成过程[19,40]。超新星爆炸的混合回落模型可以解释BS 16934-002的Mg等轻元素的大量增丰。但在C丰度上的差异有可能与BS 16934-002的前身星富C层的大量物质损失有关。BS 16934-002的形成机制与CEMP-no型的Mg超丰恒星的形成机制很相似。鉴于这颗星的金属丰度和化学丰度模式的特殊性，对于其起源和化学演化还需要更多样本的进一步研究。

图2(c)使用[Fe/H]=-2.5，年龄跨度为11Gyr-15Gyr的等年龄线分析这些恒星的演化状态。由图可以看出这些Mg超丰恒星与等年龄线吻合较好，说明它们的演化符合恒星演化理论。同时也可以看出这些恒星超过半数已经演化到了巨星和亚巨星阶段(log g<3.5)，只有4颗恒星处于相对演化较少的拐点星和矮星阶段(log g>3.5)。

SDSS J1349+1407和SDSS J0840+5405虽然被证认为Mg超丰的恒星，但是缺少详细的丰度分析结果，因此没有被列入上面的分类中。SDSS J0840+5405由于受到光谱信噪比的限制，目前只有C、Mg、Ca和Ti的丰度而缺少中子俘获元素的丰度。SDSS J1349+1407的大气参数及更多元素丰度的分析结果还需要等待Sbordone的后续文章。

2.2 Mg超丰低分辨率光谱样本分析

2.2.1 Mg超丰低分辨率光谱样本参数及分布特性

目前Mg超丰高分辨率光谱样本数量有限，文[15]作者系统地搜寻此类特殊恒星的工作提供了更多的候选体。由图3(a)可以看出候选体金属丰度集中在-3.0<[Fe/H]<-2.0。随着金属丰度的降低，谱线特征变弱，相比之下噪声的影响变强。因此当金属丰度极低时，想要得到可靠的[Mg/Fe]比率就变得更困难。这是在金属丰度低于-3.0后没有筛选到Mg超丰候选体的主要原因。图3(b)中Mg超丰候选体只有6颗巨星和亚巨星，大部分集中在拐点星部分。由3(c)可以看出Mg超丰候选体中巨星和亚巨星视向速度主要集中在200～400 km/s之间，拐点星和矮星主要集中在0～200 km/s。图3(d)中Mg超丰候选体中视向速度在200～400 km/s之间的样本金属丰度小于-2.4。综合图3(c)和(d)可以看出视向速度较大的部分(200～400 km/s)为金属丰度低于-2.4的绝大多数巨星和亚巨星以及少部分拐点星。

图3 Mg超丰候选体大气及视向速度间的关系图

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

图4比较了Mg超丰候选体与全部样本星([Fe/H]<-1.0)在大气参数和视向速度上的分布关系。由于Mg超丰候选体的金属丰度都小于-2.0，图5比较了Mg超丰候选体与[Fe/H]<-2.0的样本星在大气参数和视向速度上的分布关系。由图4和图5的(b)、 (c)、 (d)对比可以看出[Fe/H]<-1.0的样本星和[Fe/H]<-2.0的样本星在分布上并没有太大的差别，它们与Mg超丰候选体分布的相关性也基本一致。这说明Mg超丰候选体对金属丰度是敏感的，随着金属丰度的降低其比例也增大，而Mg超丰候选体对于表面重力、有效温度和视向速度3个参数并没有表现特别的相关性。

图4 Mg超丰候选体的金属丰度、表面重力、有效温度以及视向速度与全部样本星对应参数分布关系对比图。 纵坐标为对数坐标，实线为全部样本星的参数分布曲线，虚线为Mg超丰恒星参数分布曲线

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超丰恒星低分辨率光谱样本与高分辨率光谱样本对比

图6对比了Mg超丰低分辨率光谱样本与高分辨率光谱样本的大气参数与视向速度的分布关系。图6(a)图显示低分辨率光谱样本朝着金属丰度高的方向扩充了Mg超丰恒星样本。低分辨率光谱样本包含了金属丰度介于-2.5和-2.0之间的样本，而高分辨率光谱样本金属丰度都低于-2.5。由图6(b)可以看出低分辨率光谱样本中拐点星所占比例更大，高分辨率光谱样本中巨星所占比例更大。因此，低分辨率光谱样本在拐点星和矮星部分对Mg超丰样本可能有很大的补充作用。图6(c)中低分辨率光谱样本中矮星拐点星较多，因此其温度分布也处在较高区域； 高分辨率光谱样本中巨星和亚巨星居多，其温度范围集中在相对较低的区域。图6(d)视向速度分布图显示低分辨率光谱样本中存在视向速度很高的恒星，其中部分样本星视向速度大于300 km/s。而高分辨率光谱样本的视向速度都在300 km/s之内。综上所述，低分辨率光谱样本对现有的Mg超丰样本在大气参数和视向速度上都有扩充。

图5 Mg超丰候选体的金属丰度、表面重力、有效温度以及视向速度与[Fe/H]<-2.0的样本星对应参数分布关系对比图。纵坐标为对数坐标，实线为[Fe/H]<-2.0的样本星的参数分布曲线，虚线为Mg超丰恒星参数分布曲线

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

图6 Mg超丰恒星低分辨率光谱样本与高分辨率光谱样本大气参数与视向速度对比图。实线为低分辨率光谱样本星的参数分布曲线，虚线为高分辨率光谱样本参数分布曲线

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、测光和大气参数计算了低分辨率光谱样本的空间速度(U,V,W)。首先通过金属丰度和测光之间的关系计算距离[41]。然后再将距离、视向速度、自行和坐标位置作为输入，利用Johnson与Soderblom提出的方法[42]计算空间速度，并将其校正到本地静止标准(local standard of rest)[43]。高分辨率光谱样本中的8颗星能够获得自行和距离信息[44]，并用如上方法计算空间速度。文[45]作者指出假设薄盘、厚盘和晕的空间速度服从高斯分布，则Vtotal>180 km/s的恒星很有可能是晕星[46]。根据图7中低分辨率光谱和高分辨率光谱样本的空间速度分布可以看出它们都为晕星。图中三角代表经过高分辨率光谱证认的CEMP-rs型Mg超丰恒星，菱形代表经过高分辨率光谱证认的CEMP-no型Mg超丰恒星。可以看出，CEMP-no型Mg超丰恒星的空间速度分布更广，其中有两颗是Vtotal>300 km/s的高速样本。而CEMP-rs型Mg超丰恒星集中在Vtotal=220 km/s附近。这些高速Mg超丰样本的后续高分辨率光谱观测具有重要的意义。特别是低分辨率光谱高速Mg超丰恒星样本是否都是CEMP-no型。如果高空间速度与CEMP-no型Mg超丰恒星之间存在直接联系，那么搜寻高速Mg超丰样本将为寻找起源于第1代低能量超新星的CEMP-no星提供有利条件。其次，通过高速Mg超丰样本的详细丰度分析可以探究这些动力学特殊的Mg超丰恒星是否存在其它丰度异常。结合动力学和化学丰度信息有助于深化对这类特殊恒星的起源和演化的理解。

除BS 16934-002外，高分辨率光谱样本中C超丰恒星占了绝大部分。因此低分辨率光谱样本星的C丰度是否超丰及C超丰恒星所占比例也是研究Mg超丰恒星的重要方面。对于低分辨率光谱样本目前无法得到C丰度，但是可以通过CH(G)线指数与(g-r)0的关系定性地衡量C的丰度[47]。关于CH(G)线指数，本文使用斯隆SSPP提供的sppLines表中的Gwholecont。该线指数利用全局连续谱，CH(G)的中心波长为432.1 nm，带宽为2.8 nm。该带宽能够满足本文所选样本中CH(G)最宽样本的需求。首先在SDSS数据中选取参数范围覆盖低分辨率光谱样本并且信噪比大于45的星作为比较样本(图8中用黑点表示)。其次选取SDSS同源的有高分辨率[C/Fe]值的21颗星[48](见表6)。21颗星中[C/Fe]>+1.0有17颗，+0.7<[C/Fe]<+1.0有1颗，[C/Fe]<+0.7有3颗。在图8中分别用菱形、三角和方形表示，而星号为Mg超丰低分辨率光谱样本。由图8可以看出[C/Fe]>+1.0的菱形基本是离群点，+0.7<[C/Fe]<+1.0和[C/Fe]<+0.7的三角和方形与主体样本之间无法区分。这说明通过CH(G)线指数与(g-r)0的关系可以确定[C/Fe]>+1.0的样本。低分辨率光谱样本中的SDSS J134922+140736已经得到了文[14]的高分辨率光谱证认，并且确定该星为C超丰的恒星(图8左上图中加重放大的星号点)。在基于高分辨率光谱确定的[C/Fe]值的样本星中，C超丰的样本绝大部分在均值线以上，只有一个样本例外。以此为依据， 低分辨率光谱样本中有8颗样本星非常有可能为C超丰恒星，见表7。在Mg超丰的高分辨率光谱样本中除BS 16934-002为α元素增丰的贫金属星(Alpha-Enhanced Metal-Poor, AEMP)外，绝大多数为C超丰贫金属星。Mg超丰的低分辨率光谱样本中有一半以上的样本并未发现C超丰，这说明Mg超丰恒星中α元素增丰的贫金属星可能要高于现在所知道的比例。对于研究这类Mg超丰特殊天体的起源和化学演化的特殊性有重要意义。

图7 低分辨率光谱样本与高分辨率光谱样本的动力学分布图。黑色星号为33颗Mg超丰低分辨率光谱样本；菱形为CEMP-no型Mg超丰高分辨率光谱样本；三角为CEMP-rs型Mg超丰高分辨率光谱样本；方形为SDSS J1349+1407和SDSS J0840+5405，缺少中子俘获信息的Mg超丰高分辨率光谱样本。虚线为Vtotal=180 km/s。实线为速度为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

关于低分辨率光谱样本的中子俘获元素的特性，限于目前光谱的分辨率无法做出判断。因此对低分辨率光谱样本后续的高分辨率光谱观测以及丰度分析工作可以更全面地研究这类特殊天体。

3 结 论

本文对Mg超丰这类特殊恒星的丰度模式进行了细致的研究。首先，目前有高分辨率光谱证认的Mg超丰恒星中绝大多数为C超丰恒星，只有一颗为C没有超丰的AEMP星。这颗星的丰度模式与其它Mg超丰恒星相比还具有特殊性。但是在对由SDSS巡天数据中筛选的Mg超丰候选体的研究发现可能AEMP星的比例会更高。其次，根据Mg超丰恒星在中子俘获元素上的差异将其分为两类。中子俘获元素超丰的Mg超丰恒星，其大量的Mg可能来自于它的AGB伴星，它们的演化受到伴星的影响。中子俘获元素未超丰的Mg超丰恒星，可能起源于宇宙早期的低能量超新星爆发。这类Mg超丰恒星的金属丰度更低，包含UMP(Ultra Metal-Poor star, [Fe/H]<-5.0)和MMP(Mega Metal-Poor star, [Fe/H]<-6.0)。因此这类特殊恒星对于探索宇宙早期的化学特征和演化有着重要意义。

表6 SDSS同源的具备高分辨率[C/Fe]比率的恒星参数列表(选自Lee, 2013[47])

表7 C超丰的低分辨率光谱Mg超丰样本

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

经过动力学分析，目前发现的Mg超丰恒星都为晕星。与CEMP-rs型Mg超丰恒星相比，CEMP-no型Mg超丰恒星空间速度分布范围更广。低分辨率光谱样本中Vtotal>300 km/s的高速样本具有重要意义。对它们的后续高分辨率光谱观测，可能为搜寻金属丰度极贫或超贫的，起源于第1代低能量超新星的CEMP-no型Mg超丰恒星提供了有利条件。这类特殊天体起源和演化可以更好地揭示恒星核合成的特殊过程和化学演化的历史。

图8 (g-r)0与CH(G)线指数关系图。SDSS样本金属丰度覆盖-3.0<[Fe/H]<-2.0，间隔0.25 dex。图中星号为Mg超丰恒星低分辨率光谱样本。菱形、三角及方形为已知[C/Fe]比率的SDSS样本，它们分别代表[C/Fe]>+1.0、 +0.7<[C/Fe]<+1.0及[C/Fe]<+0.7。图中实线为样本的CH(G)线指数的均值，虚线为均值叠加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

我国自主研发的郭守敬望远镜是目前光谱获取率最高的望远镜，其兼具大视场、大口径及多光纤等特点，可以同时观测4 000个天体目标[49]。郭守敬望远镜为期5年的巡天将提供包含各类星族处于不同演化阶段的各类型天体的光谱信息。随着郭守敬望远镜正式巡天的展开，将获得海量的不同类型天体光谱数据，这为搜寻Mg超丰恒星这类特殊天体提供了非常好的机会，有助于加深对银河系化学演化的认识和理解。

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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

国家自然科学基金 (11390371, 11233004, 11222326) 资助.

2014-03-16；修定日期：2014-04-02 作者简介：李 响，女， 博士. 研究方向：天文技术与方法. Email: xli@nao.cas.cn

P152

A

1672-7673(2015)02-0127-15