弱r-过程星HD122563元素丰度研究

马文娟，周贵德，刘伟伟

(沧州师范学院 物理与信息工程学院，河北 沧州 061001)

极贫金属星(EMP，[Fe/H]≤-2.5)一般是低质量、寿命长的恒星，由于其光球层保留了形成时所在位置云团的化学组成，所以表面元素丰度为确定它们形成时期的气体云化学组成提供了重要线索.许多观测和分析表明，极贫金属星可能源于一个超新星(SN)事件或最多几个超新星爆发事件[1-3].所以，研究这些恒星的元素丰度模式可以为理解星系化学演化和早期核合成历史提供重要依据.

一些极贫金属恒星，如CS22892-052和CS31082-001等，被称为“主要r-过程星”，产生重中子俘获元素(Z>56)的过程称为“主要r-过程”[4-6].另外，还有一些极贫金属星与另一种称为“弱r-过程”的中子俘获过程相关，例如HD122563和HD88609等，称为“弱r-过程星”[7].关于r-过程核合成存在许多的理论研究，观测证据和核合成理论研究证明，r-过程通常与超新星的爆炸环境有关[8-10].对弱r-过程，Francois等2007年给出了几个弱r-过程星并进行分析，但弱r-过程的确切起源仍是未知的[11].弱r-过程贫金属星可以作为探索早期星系弱r-过程核合成的物理条件，这意味着通过深入研究这些恒星的元素丰度模式，可能推断出弱r-过程核合成的超新星前身星质量范围.

1　模型方法

[Sr/Ba]和[Y/Eu]两个相对丰度值可作为判断“主要r-过程星”和“弱r-过程星”的依据.对于典型的主要r-过程星CS22892-052，[Sr/Ba]=-0.57，[Y/Eu]=-1.16，因此，如果一颗极贫金属恒星的Sr、Ba、Y、Eu元素丰度满足[Sr/Ba]>-0.57且[Y/Eu]>-1.16，即可认为该恒星是一个弱r-过程星[12].由Honda等2004年给出的极贫金属星HD122563([Fe/H]～-2.7)元素丰度观测数据可知，[Sr/Ba]=1.1且[Y/Eu]=0.5[13](P480)，因此，可将HD122563作为弱r-过程极贫金属星的典型代表研究.

r-过程通常与II型超新星(SNII)爆发相关.2010年，Heger&Woosley研究了10-100M⊙(M⊙为太阳质量)的零金属丰度恒星的演化和爆发，指出其中大部分恒星以典型的II型超新星结束它们的生命，并且如果忽略中子星中子风的贡献，没有可观的比Ge重的元素产生.该研究得出了10-100M⊙的零金属丰度恒星的核合成产量、光变曲线、剩余质量，提出了确定超新星爆发能、混合参数和超新星前身星质量的方法，并应用于Cayrel等人2004年给出的低金属样本星和两颗超贫金属星.由于HD122563可视为弱r-过程星的典型代表，而贫金属弱r-过程星可视为由早期星系演化中的一个或最多几个超新星事件产生，那么采用类似方法，将HD122563从C到Zn的观测丰度与Heger&Woosley 2010年给出的核素产量进行拟合，就可确定HD122563前身星质量，得出样本星中铁族和较轻元素的核合成来源，然后进一步推算弱r-过程发生的超新星前身星质量范围.具体拟合方法如下：

(1)单星拟合

假定弱r-过程样本星HD122563是单个SN事件的产物，将其观测元素丰度与Heger&Woosley模型得到的相应元素产量进行最小χ2拟合，找到与HD122563观测元素丰度匹配最佳的SNII前身星质量及爆发能.拟合过程中χ2计算公式为：

(1)

其中i代表第i种元素；lgεiobs代表第i种元素丰度的观测值；αi为引入的比例系数，在拟合过程中用于上调或下调由Heger&Woosley核素产量得到的元素丰度，即lgαiεimod代表第i种元素的理论产量；σiobs代表第i种元素的观测误差；k代表拟合的元素总数；f为自由参量个数.

(2)利用初始质量函数积分产量拟合

HD122563作为弱r-过程恒星的很好代表，其铁族和较轻元素的丰度来源于弱r-过程.把Ⅱ型超新星r-过程的产量和初始质量函数(IMF)结合在一起考虑，可进一步讨论弱r-过程的天体物理来源.

拟合中采用Salpeter初始质量函数，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模型核素产量得到10-100M⊙内每个质量恒星的各元素产量，然后利用初始质量函数(α可取值为0.35，1.35，2.35，3.35)对不同质量范围进行积分(质量上下限在10-100M⊙范围内可调)得到各元素理论产量，最后将HD122563的观测元素丰度与理论产量进行最小χ2拟合，找到最佳超新星前身星质量范围.拟合过程中χ2计算公式与单星拟合相同.

2　结果与讨论

研究中HD122563从C到Zn的17种元素观测丰度数据取自文献Honda等(2004)[13](P480)，Cayrel等(2004)[14].太阳系元素丰度取自Grevesse(1996)[15].

图1　HD122563元素丰度与Heger&Woosley模型最佳拟合：单个超新星事件

2.1　单星拟合及结果

为了推算弱r-过程星HD122563的超新星前身星质量，采用Heger&Woosley的理论模型(质量范围为10～100M⊙)，假定弱r-过程样本星HD122563形成于一个SN事件污染的星云，将HD122563从C到Zn的17种元素观测丰度数据与模型得到的II型超新星的产量进行最小χ2拟合.由于Heger&Woosley给出的Cu元素产量相对于观测丰度，拟合中忽略了铜元素[16].拟合结果得出模型中质量为18.1M⊙的恒星超新星爆发能提供最佳的观测丰度模式拟合，如图1所示，对应χ2=1.19，爆发能量1.8B(1B=1051ergs).这些意味着，表明弱r-过程贫金属星HD122563可能在由一个质量为18.1M⊙的II型超新星事件污染的云团中形成，超新星爆发的能量为1.8B.

2.2　利用初始质量函数拟合及结果

将Ⅱ型超新星r-过程的产量和初始质量函数(IMF)结合在一起考虑，以求获得弱r-过程的天体物理来源，拟合过程中同样去掉了Cu元素，初始质量函数取Salpeter初始质量函数形式φ(m)∝m-(1+α).

图2　HD122563元素丰度与Heger&Woosley模型最佳拟合：采用Salpeter初始质量函数

首先对应模型中全部恒星质量范围10～100M⊙，设置不同的α值，最佳拟合结果为χ2=1.36，对应α=1.35，混合参数为0.1，爆发能为1.8B.然后同时改变α值及恒星质量范围，重新进行拟合.拟合得到的最小χ2值为0.84，明显优于取模型中全部恒星质量范围拟合得到的值.如图2所示.最佳拟合对应α=1.35，为Salpeter初始质量函数的标准形式；得出的爆发能为1.8B，爆炸能量较低意味着实际上超大质量恒星的作用很小；而SNII超新星前身星质量范围为10～30M⊙，表明质量范围约束在10～30M⊙的SNII前身星爆发可以给出HD122563丰度模式的最佳匹配，这暗示弱r-过程可能发生在前身星质量范围10～30M⊙的超新星爆发环境.

Qian等人2007年研究表明，以超新星Fe-核坍塌结束生命的大于11M⊙的大质量恒星不能产生重r-核，而和Fe-族元素的产生相关；12～25M⊙的超新星前身星可能是轻r-核素(从N元素到Ge元素)的来源，这与本文研究结果基本一致[17].同时，本文的结果暗示出弱r-过程可能发生的新星超前身星质量范围为10～30M⊙.

3　结论

极贫金属星的元素丰度模式在约束贫金属环境下星系核合成的理论模型中扮演着关键角色，研究具有较低[Fe/H]值的弱r-过程星，可为恒星核坍缩是否以及如何与弱r-过程相关联提供重要证据.基于此，本文利用弱r-过程恒星HD122563的观测丰度和Heger等(2010)给出的SNII爆发产量，拟合得出弱r-过程HD122563的前身星质量为18.1M⊙.而采用Salpeter初始质量函数(IMF)的拟合结果表明，弱r-过程可能发生的超新星前身星质量范围为10～30M⊙，这与前人研究结果基本一致.本文的研究能在约束早期星系r-过程Fe-族和较轻元素的模型提供有益的理论依据.同时，需要指出，今后大量精确的弱r-过程极贫金属恒星元素丰度观测数据将会极大地促进对早期星系弱r-过程核合成的理解与研究.

参考文献：

[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.