中等金属丰度银河晕星中的锇元素丰度 弗朗切斯卡·卢切尔蒂尼（Francesca Lucertini）和琳达·隆巴尔多（Linda Lombardo）

《Galaxies》：Osmium Abundances in Galactic Halo Stars at Intermediate Metallicities Francesca Lucertini and Linda Lombardo

　　摘要 铑是一种第三峰中子捕获元素，主要由快速（r-）过程产生，它是早期银河系化学富集的宝贵示踪剂。然而，由于观测挑战，银河系恒星中锇的丰度测量仍然有限。我们在MINCE（测量中等金属量中子捕获元素）项目的框架下，为23颗中等金属量（?2.5 ≤ [Fe/H] ≤?1.0）的恒星提供了新的锇丰度数据。使用一维LTE模型大气和在高质量UVES光谱中观测到的479纳米处的光学Os I线进行了标准丰度分析。得出的[Os/Fe]比率与[Fe/H]呈反相关，支持在银河系演化早期阶段有效的r-过程富集。我们还研究了不同银河系组成部分中的锇丰度，发现晕星和Gaia–Sausage–Enceladus星比厚盘星含有更多的锇。锇和欧镱（Eu）丰度的比较支持这些元素在中等金属量下的共同r-过程起源。

1. 引言
中子捕获（n-捕获）元素为我们银河系的化学演化提供了关键约束，因为它们的丰度编码了重元素核合成的地点和时间尺度。比铁重的元素是通过中子捕获反应产生的，这些反应根据中子捕获速率相对于放射性β衰变的速率被分类为慢（s-）、快速（r-）或中等（i-）过程[1]。s-过程主要发生在低质量和中等质量渐近巨星分支（AGB）恒星的富氦壳层区域，但它也通过所谓的弱s-过程在大质量恒星的核心氦燃烧和壳层碳燃烧阶段发生[2]。r-过程被认为主要来源于中子星合并，可能还来源于某些类型的核塌缩超新星（例如，磁旋转爆炸或坍缩星[3]）。相比之下，i-过程的天体物理场所仍然不确定[4]。
第三峰中子捕获元素锇（Os）主要由r-过程核合成主导。银河系化学演化（GCE）计算表明，太阳中的锇丰度包含少量的s-过程贡献，而在贫金属恒星中，s-过程的贡献可以忽略不计[5,6]。在中等金属量（?2.5 ≤ [Fe/H] ≤?1.0）下，银河系中子捕获元素的化学演化反映了从早期r-过程富集到后期AGB星s-过程贡献的转变[7]。在这个范围内，锇预计主要具有r-过程起源，使其丰度成为银河系演化早期阶段r-过程富集的示踪剂。准确测定锇丰度，并将其与其他中子捕获元素进行比较，对于放射性宇宙年代学以及限制重元素的核合成过程和形成场所也至关重要。
尽管具有潜力，但在有限的银河系恒星中测量到了锇的丰度（A(Os)）。这在很大程度上是由于观测困难，包括锇光谱线的稀缺和微弱。鉴于锇的第一电离势（8.7 eV），在晚型恒星的光球层中Os II占主导地位[8]。采用太阳丰度??????????? (Os) =1.4和典型的光球层氢密度??H ～1017 cm?3 [9]，我们可以得出总锇数密度为??(Os) ～106 cm?3，其中超过99%以Os II的形式存在。因此，Os I代表少数物种，这在一定程度上解释了这些光谱线的微弱和稀缺[10]。
大多数文献中的测量依赖于近紫外（near-UV）和蓝光Os I [11,12,13,14,15,16]或Os II [10,17,18,19]线，这些线是通过基于太空的设施观测到的。这些研究表明，在非常贫金属的r-过程增强恒星中，锇与其他第三峰元素（如铱（Ir）和铂（Pt）一起遵循缩放的太阳r-过程模式，支持主要r-过程一直持续到第三峰的产生机制。最近对更大样本的均匀分析取得了显著进展。特别是，参考文献[20]使用UVES光谱和330及442纳米处的Os I线，为33颗恒星（?3.5 < [Fe/H] 总体而言，现有文献表明锇是r-过程核合成的强大示踪剂，但当前的样本仍然有限，并且严重偏向于近紫外观测。近紫外和蓝光光谱区域经常受到线混合和连续谱放置不确定性的影响，需要非常高的信噪比数据，而这用当前的仪器难以获得。由于光学Os I线探索较少，将A(Os)研究扩展到这一波长区域代表了一个增加样本量、提高均匀性并探测更广泛银河系对象中r-过程富集的宝贵机会。
在这项研究中，我们通过479纳米处的光学Os I线来推导锇的丰度。尽管这一跃迁通常比其近紫外对应物弱，但高分辨率、高信噪比的光学光谱允许在中等金属量下可靠地确定A(Os)。

2. 观测数据与分析
这项工作基于Measuring at Intermediate Metallicity Neutron-Capture Elements（MINCE）项目的专有数据，该数据在系列论文的第三篇中进行了介绍[21]。MINCE项目利用多个全球设施收集高质量数据，以提供中等金属量（?2.5 ≤ [Fe/H] ≤?1.5）恒星的中子捕获元素丰度。其目标是揭示中子捕获元素的起源和银河系（MW）的化学富集历史。
在[21]中呈现的99颗恒星样本是用UVES@VLT/UT2 [22]在智利的帕瑞纳尔天文台观测的。我们检索了以437纳米为中心的缩减蓝臂数据，其分辨率为R ～ 75,000，580纳米处的信噪比（S/N）>120。参考文献[21]为整个样本推导出了准确的径向速度（RVs）、恒星参数和运动学分类。相反，他们对32颗恒星进行了化学表征，推导出了轻元素（从Na到Zn）和中子捕获元素（Rb, Sr, Y, Zr, Ba, La, Ce, Pr, Nd, Sm, 和 Eu）的丰度。在这项研究中，我们专注于这32颗经过化学表征的恒星，并采用它们的恒星参数来推导精确的A(Os)。
化学丰度是使用我们的Python 3.12代码Wrapper for Turbospectrum and Fitprofile（WTF）获得的。该代码需要以下输入：(i) 观测到的光谱，(ii) 恒星大气模型（我们使用了局部热力学平衡ATLAS9 [23]），(iii) 定义用于线拟合和连续谱伪标准化的光谱区域，以及(iv) 计算的离子和丰度范围。然后WTF调用turbospectrum [24]来计算感兴趣区域周围的合成光谱网格，并随后运行Fitprofile [25]来确定最佳拟合。在这项工作中，Fitprofile以单线拟合模式运行，其中锇丰度是唯一的自由参数。
在原始样本中的32颗中等金属量恒星中，我们能够为其中23颗恒星推导出锇的丰度。对于479.399纳米处的Os I线，我们设置了?????????? =0.52和log ????? =?1.99 [26]，并采用了太阳丰度A?(Os)⊙ =1.36 ±0.19 [27]。推导出的A(Os)值在表1中报告。表1. 本工作中推导出的LTE锇丰度。大气参数和运动学分类（Class: 1: 薄盘；2: 厚盘；3: 薄盘-厚盘过渡；4: 晕；5: GSE候选；6: Seq.候选）采用了Lucertini等人（2025, [21]）的数据。图1显示了使用WTF获得的BD-13 3195恒星中Os I线的光谱合成。在考虑线拟合的光谱区域（红色三角形）中，观测到的光谱（黑色）与最佳拟合的合成光谱（浅蓝色）和合成光谱网格（灰色）叠加在一起，其中A(Os)以0.05 dex的步长变化。如图1所示，本研究中考虑的Os I线与479.388纳米处的Fe I线混合，其贡献在光谱合成分析中得到了考虑。图1. BD-13 3195的观测光谱（黑色）与最佳拟合的合成光谱（浅蓝色）叠加。灰色轮廓显示了使用不同A(Os)值计算的合成光谱网格。红色矩形表示用于线拟合的光谱区域。为了估计最终不确定性，必须将恒星参数的误差贡献以平方和的方式加入。采用典型的变化Δ??eff =±100 K，Δlog g =±0.2 dex，和Δ??? =±0.2?kms?1，我们发现A(Os)的不确定性分别约为0.06、0.05 dex和0.05 dex。

3. 结果与讨论
3.1. 铑的银河系演化
本工作中获得的锇丰度与图2中的[Os/Fe]-versus-[Fe/H]图进行了比较。为了研究锇的银河系演化，我们还包括了来自Chemical Evolution of R-process Elements in Stars（CERES）调查[20]的更贫金属样本。极贫金属的r-过程增强恒星，如CS 31082-001 [12]、CS 22892-052 [11]和SPLUS J1424-2542 [16]也用于比较。此外，[13,17]研究的贫金属恒星用青色三角形表示。图2. 本工作中获得的[Os/Fe]与[Fe/H]（黑色）与文献中关于锇的主要结果进行了比较：CERES [20]、CS 31082-001 [12]、BD+17 3248 [17]、HD 108317和HD 126238 [13]、CS 22892-052 [11]以及SPLUS J1424-2542 [16]。我们基于光学Os I线推导出的A(Os)测量结果与之前的光学（CERES）和近紫外（[13,17]）结果一致。MINCE恒星覆盖的中等金属量范围使我们能够将锇的行为扩展到迄今为止较少探索的金属量范围。[Os/Fe]-versus-[Fe/H]趋势显示出反相关，随着金属量的降低[Os/Fe]增加，这与[20]的发现一致。锇的检测依赖于微弱的光学Os I线，其强度随着金属量的降低而减弱。尽管我们的数据质量很高，但样本在较低的[Fe/H]值处逐渐变得不完整，只有相对富集锇的恒星才能被可靠地检测到。特别是在低金属量下，479纳米线变得太弱而无法测量。这种效应可能会引入观测偏差，其中[Os/Fe]与[Fe/H]之间的观测反相关可能受到检测的影响，应谨慎解释。
图2还显示，锇表现出典型的中子捕获元素行为，即随着金属量的降低[Os/Fe]的散布增加。特别是在非常贫金属的情况下，锇的增强（[Os/Fe] >+1.5）显著，而在中等金属量下[Os/Fe]分布缩小，保持超太阳水平。这种行为证实了锇的富集发生在银河系演化的早期阶段，早于Ia型超新星的铁产生。

3.2. 银河系组成部分中的锇丰度
在本节中，我们研究锇作为银河系组装的探针。采用[21]中定义的运动学分类，我们将本工作中分析的23颗恒星分类为MW晕星（9颗）、MW厚盘星（9颗）、Gaia–Sausage–Enceladus（GSE，4颗）和Sequoia（Seq.，1颗）。
图3显示了根据运动学和银河系群体成员身份对MINCE III恒星进行颜色编码的[Os/Fe]-versus-[Fe/H]图。MW晕星显示出最高的[Os/Fe]比率（平均值约为0.62）和最大的散布，表明在银河系早期组装期间锇的富集是不均匀的。相比之下，厚盘星显示出更窄的分布，平均丰度比率（<[Os/Fe]> ～0.49）。GSE恒星的平均值<[Os/Fe]> ～0.61，表明它们的前身系统经历了类似于早期MW晕星的r-过程富集。有趣的是，唯一推导出A(Os)的Seq候选者远低于MW晕星和GSE分布（[Os/Fe] =0.35）。总之，GSE和Seq.恒星的数量较少，因此无法得出关于MW、GSE和Seq.成员之间差异的明确结论。图3. MINCE III恒星的[Os/Fe]-versus-[Fe/H]图。我们采用了Lucertini等人（2025, [21]）的工作中的运动学、颜色和符号。

3.3. 铑与欧镱：贫Eu尾部
比较锇和欧镱（Eu）可以洞察第三峰r-过程元素和稀土元素之间的关系。恒星核合成模型预测锇和欧镱在主要r-过程中共同产生，正如文献中的几个系统所观察到的[11,14,17,28]。参考文献[20]发现贫Eu恒星中锇和欧镱的丰度之间存在解耦。特别是，根据他们的结果，A(Os)在A(Eu) ??1.8 dex处呈现一个平台，即贫Eu尾部。这种行为挑战了传统的恒星核合成预测，可能表明需要考虑一个额外的早期主要形成途径或一个不稳定的r过程（r-process）。为了研究这一现象，我们将本研究中获得的Os的丰度（A(Os)）与[21]研究中推导出的Eu的丰度（A(Eu)）进行了比较，如图4所示。[20]中的CERES研究结果也显示出了Eu贫乏的分布特征。在MINCE III样本所涵盖的范围内（?0.91 ?A(Eu) ?0.16），Os的丰度（A(Os)）与Eu的丰度（A(Eu)）呈现出明显的正相关关系。线性回归分析得到的斜率为0.81 ±0.08，相关系数为0.88，这表明这两种元素之间的关系几乎与太阳中的比例一致。由于MINCE III样本中Eu的丰度（A(Eu)）大于?0.91 dex，我们无法确定Eu贫乏分布的存在与否及其性质。因此，需要对更多Eu贫乏的恒星进行专门分析。尽管如此，我们可以确认我们的结果支持这样的观点：Os和Eu在主要的r过程中具有共同的起源。

**图4. 本研究获得的Os丰度（A(Os)）与Lucertini等人（2025年，[21]）推导出的Eu丰度（A(Eu)）之间的比较。同时展示了[20]中的CERES研究结果。颜色和符号与图2和图3中的相同。点线和虚线分别代表恒定的函数值和太阳比例下的值。**

**4. 结论**

我们在MINCE项目的框架内为中等金属丰度的恒星推导出了新的Os丰度数据。我们的主要结论可以总结如下：
- 479纳米处的Os I光学线提供了可靠的Os丰度（A(Os)）值，这些值与文献中的近紫外测量结果一致。
- 随着金属丰度的降低，[Os/Fe]比值增加，这支持了在银河系早期演化阶段r过程富集作用的效率。
- 不同的银河成分具有不同的[Os/Fe]比值，晕星中的Os含量比厚盘星更高。由于GSE星和Seq星的数量较少，我们无法对银河系（MW）与这些系统之间的差异得出明确结论。
- 在?0.91 ? A(Eu) ?0.16的范围内，Os与Eu之间存在相关性，这支持了这两种元素具有共同r过程起源的观点。

作为下一步，我们计划推导其他第三峰r过程元素（Ir和Pt）的丰度。这项分析可以扩展到MINCE I [29]和II [30]星群，以获得大量中等金属丰度下的第三峰r过程元素的均匀丰度数据。最后，通过与化学演化模型的比较，我们将能够进一步限制Os、Ir和Pt的行为及其核合成起源。