球状星团热水平分支星形成的机制研究

雷振新，曾爱华，申莉华，兰中建

(1.邵阳学院 理学与信息科学系,湖南 邵阳,422000；2.中国科学院 国家天文台，光学天文重点实验室，北京，100012 )

球状星团热水平分支星形成的机制研究

雷振新1,2，曾爱华1，申莉华1，兰中建1

(1.邵阳学院 理学与信息科学系,湖南 邵阳,422000；2.中国科学院 国家天文台，光学天文重点实验室，北京，100012 )

球状星团中热的水平分支星包括极端水平分支星和蓝勾星，他们的形成机制目前仍然不清楚。我们利用MESA恒星演化程序，在双星演化中考虑潮汐增强星风过程，研究主星在红巨星阶段丢失大量壳层质量并经历延迟氦闪后对热水平分支星的贡献。我们的研究结果表明，在潮汐星风作用下，双星演化导致的早期热氦闪能产生极端水平分支星，而双星演化导致的延迟氦闪能产生蓝勾星。而且，随着氦丰度的增加，产生蓝勾星的初始双星周期空间增大，这意味着初始氦丰度高的双星更容易产生蓝勾星。

水平分支星； 星风； 球状星团

球状星团一般包含有上百万颗恒星，这些恒星通过引力作用被束缚在一起。一般而言，球状星团的成员星被认为是同时形成的，具有相同的初始化学元素丰度。因此，球状星团是我们研究恒星结构和演化的理想天体样本。然而，最近测光和光谱观测都发现了球状星团存在多星族的直接证据，如球状星团NGC 2808的主序和亚巨分支的分裂，钠和氧元素的反相关等[1]。这些证据表明球状星团可能不再是我们之前认为的简单单星族天体，即可能存在化学元素和年龄都不同的多星族。目前，氦元素的自增丰模型被认为是球状星团多星族现象最为可能的解释之一[2]。该模型认为球状星团中存在两代甚至多代恒星形成，其中的第一代恒星中的中等质量的AGB星或者大质量快速旋转的恒星向外抛出了氦增丰的物质，这些物质和星团形成的原初物质混合形成第二代恒星，因而我们现在观测到的球状星团是第一代和第二代恒星的混合，故而存在演化分支分裂和元素丰度异常的现象。

球状星团中热的水平分支星的形成也被认为可能与多星族现象存在某种内在的联系。热水平分支星是球状星团中心进行氦燃烧的小质量天体，它包括极端水平分支星和蓝勾星。极端水平分支星的壳层质量很薄，温度在20000K以上，但温度却比蓝勾星略低，光度比蓝勾星更亮。蓝勾星最早在球状星团NGC 2808 和ωCen 中被发现[3-4]，它们的质量大约为0.5M⊙，但温度很高(Teff > 32000K[5])。目前发现存在蓝勾星的球状星团大约有23个[6]，而且绝大多数都是大质量球状星团。由于蓝勾星的温度比正常的极端水平分支星要高，但是光度却比极端水平分支星要暗，因而它们的形成不能被当前的恒星演化理论所解释。目前主要有以下几种模型来解释蓝勾星的形成。D’Antona 等人认为球状星团ωCen中的蓝勾星可能是由主序带中具有氦增丰的第二代恒星演化而来的[7]。他们认为这些恒星在红巨星阶段会经历一个额外的混合，从而导致表面的氦元素最大可增丰到Y=0.8，所以当恒星落在水平分支上时，它就会落在蓝勾星的区域。Brown 等人认为如果恒星在红巨星阶段经历了大量的物质损失，它可能不会在红巨星顶端发生氦闪，而是在演化到白矮星冷却轨迹上发生了延迟氦闪[8]。延迟氦闪引起的对流能够使得恒星表面的氦、碳、氮等元素增丰，使得恒星落在水平分支上时温度很高，光度低，最终形成蓝勾星。Tailor等人提出了另一种可能，他们研究了恒星的快速转动对演化的影响[9]。他们认为快速旋转的第二代恒星在氦闪时会具有较大的氦核质量，使得恒星落在水平分支上时的光度提高。他们的结果能够很好的解释蓝勾星光度的弥散问题。

这几种模型都需要恒星在红巨星阶段丢失大量的壳层质量，然而到目前为止，这种物质损失的机制仍然不清楚。在本文中，我们认为双星演化过程中的潮汐增强星风能够提供一种合理的星风损失机制，最终产生极端水平分支星和蓝勾星。在双星演化过程中，由于伴星的存在，主星演化到红巨星阶段时星风会被大大加强。由于主星丢失了大量外壳质量，它并没有在红巨星顶端发生氦闪，而是在演化到白矮星冷却轨迹上时发生延迟氦闪，导致表面的氦元素增丰，最终形成蓝勾星。

1 模型计算和方法

双星演化中的潮汐增强星风最早被Tout & Eggleton用来解释激变变星双星系统中的质量反转问题[10]。这种双星系统一般由一颗主序星和一颗红巨星组成，然而观测上却发现该双星系统在充满洛希瓣之前红巨星的质量反而比主序星质量小，这和我们正常的恒星演化理论是矛盾的，因为质量大的恒星要比质量小的恒星演化快。Tout等人提出，伴星的存在使得红巨星损失了大量壳层质量，造成了质量反转。他们用公式(1)来描述潮汐增强星风：

(1)

式中，η是Reimers星风系数，Bw是潮汐增强因子。其中R、L、M分别是以太阳半径、光度和质量为单位的主星半径、光度和质量。Tout等人用潮汐增强因子Bw=10000很好地解释了上面提到的双星系统中的质量反转问题。

我们把上述描述的潮汐增强星风机制加入到双星演化过程中去，研究该过程对双星演化的影响。我们采用了最近的MESA恒星演化程序[11-13]来进行双星演化过程模拟。MESA恒星演化程序把最新的物理过程考虑到了恒星演化过程中，而且它可以使小质量恒星能够顺利通过氦闪过程，这使得该程序非常适合用来研究蓝勾星以及其它水平分支星。在演化过程中我们采用了一些适用于球状星团的经典参数，如η=0.45，球状星团的年龄我们采用了12Gyr，金属丰度Z=0.001。潮汐增强因子为Bw=10000。

在双星演化过程中加入潮汐增强星风以后，我们把主星从零年龄主序一直演化到中心氦燃烧耗尽阶段，并把恒星在氦燃烧阶段的演化参数输出，比如表面有效温度、重力加速度等，这些参数可以直接用来和观测进行对比。

2 计算结果

图1 给出了在潮汐增强星风作用下，主星在颜色-星等图上经历氦燃烧的演化轨迹。我们给出了三种不同初始氦丰度的演化轨迹，其中绿色实线代表初始氦丰度为0.24，红色的点线代表初始氦丰度为0.32，而蓝色虚线代表初始氦丰度为0.40。对于每一种氦丰度，我们都给出了三条演化轨迹，从上到下依次为在红巨星顶端发生正常氦闪过程，早期热氦闪过程和延迟氦闪过程。在每条演化轨迹上，相邻两个‘+’号之间的时间间隔为107年。图1中的黑色空心三角形代表着球状星团NGC 2808的水平分支星，该星团的测光数据来自Piotto等人的观测[14]。

图1 不同氦闪模式下潮汐增强星风模型给出的主星在氦燃烧阶段的演化轨迹和球状星团NGC 2808在颜色-星等图上的对比。Fig.1 Comparison between the evolution tracks with different mode of helium flash and the globular cluster NGC 2808 in color-magnitude diagram.

在颜色-星等图中，蓝勾星和正常极端水平分支星的分界线大约在MV=4.5左右，因此由图1我们可以看到，不管采用何种氦丰度，在红巨星顶端正常氦闪以及早期热氦闪的演化轨迹都只能产生正常的蓝端水平分支星或者极端水平分支星，但产生不了蓝勾星。但是，在三种氦丰度情况下，潮汐增强星风导致的延迟氦闪模型的演化轨迹都落在了蓝勾星的区域。同时，我们也注意到了氦增丰对恒星演化轨迹的影响，可以看到，当氦丰度取值最高为0.40时，其对应的三条轨迹都落在温度很高的水平分支区域。

图2 潮汐增强星风模型给出的蓝勾星和热水平分支星演化轨迹与球状星团ωCen在有效温度-重力加速度图上的对比。Fig.2 The EHB stars and BHK stars produced through binary evolution in logg-Teff diagram of ωCen.

图2给出了潮汐强星风作用下，不同初始氦丰度的主星在氦燃烧阶段的演化轨迹和观测数据在有效温度-重力加速度图上的对比情况。途中的黑色实线是考虑了潮汐增强星风后主星在氦燃烧阶段的演化轨迹。每副小图中有三条轨迹，从上到下分别代表了主星在红巨星顶端发生氦闪、早期热氦闪和延迟氦闪三种不同的氦闪方式，每一条轨迹所对应的初始周期分别标注在旁边。同一轨迹上相邻‘+’号代表着107年的时间间隔。每副小图中的两条虚线是我们利用潮汐增强星风模型预测的水平分支星和蓝勾星在有效温度-重力加速度图上的演化区域。图1中的空心三角形是球状星团ωCen中的蓝勾星，它们的大气参数如有效温度和重力加速度等观测数据来自Moehler等人的观测数据[15]。

由图1我们可以清楚的看到，球状星团ωCen中的蓝勾星都很好的落在了潮汐增强星风模型所预测的区域内。对于每一种初始氦丰度，我们都对应的给出了双星演化产生蓝勾星的初始周期空间。从图中我们可以看到，尽管所有氦丰度下的双星演化都能产生蓝勾星，但是在氦丰度很高的情况下，产生蓝勾星的周期空间明显增大，如从Y=0.24的400天左右增加大Y=0.40的1800天左右。这一结论表明，氦丰度高的球状星团可能更容易产生蓝勾星，这一结论与目前对球状星团多星族现象的解释是一致的。

3 结论

通过本文的研究我们可以看到，在双星演化过程中，潮汐增强星风作用下的早期热氦闪过程能够产生正常的极端水平分支星，而主星在红巨星阶段丢失大量壳层质量发生延迟氦闪的过程能够产生蓝勾星。我们发现在潮汐增强星风作用下，产生蓝勾星的初始双星周期从1600天到3600天不等，依赖于双星的初始氦丰度。氦丰度越高，产生蓝勾星的双星初始周期空间越大。我们的研究结果表明，双星演化是球状星团中极端水平分支星和蓝勾星形成的一种可能机制。

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Study on the formation mechanism of hot horizontal branch stars in globular clusters

LEI Zhenxin1,2,ZENG Aihua1,SHEN Lihua1,LAN Zhongjian1

(1.Department of Science and Information Science,Shaoyang University,Shaoyang 422000,China;2.Key Laboratory for Optical Astronomy,National Astronomical Observatories,Chinese Academy of Sciences,Beijing 100012,China)

Hot horizontal branch(HB)stars in globular clusters(GCs)consist of extreme HB(EHB)stars and blue hook(BHk)stars.The formation mechanism of these two types of stars is still unclear.In this paper,we used the stellar evolution code MESA to study the roles of binaries on the formation of hot HB stars in GCs,by considering tidally enhanced stellar wind during binary evolution.Our results demonstrated that normal EHB stars could be produced through early hot helium flash in binary evolution when tidally enhance stellar wind is considered.While BHk stars could be produced by late hot flash in binaries.Moreover,binaries with higher initial helium abundance would produce BHk stars more easier than normal ones.

hot horizontal branch stars; stellar wind; globular cluster.

1672-7010(2017)01-0047-05

2016-12-18

国家自然科学基金资助项目(11503016);湖南省教育厅优秀青年项目(15B214)

雷振新(1983-)，男，湖南邵阳人，讲师，博士，从事恒星演化及恒星光谱分析研究;E-mail:axle@nao.cas.cn

P144 < class="emphasis_bold">文献标志码：A

A