通过化学特性特殊的恒星表面化学成分来限制中子捕获核合成：HE 1005-1439这一令人困惑的案例 Aruna Goswami, Arthur Choplin, Partha Pratim Goswami, Lionel Siess, Stephane Goriely

《Galaxies》：Constraining Neutron-Capture Nucleosynthesis from Surface Chemical Composition of Chemically Peculiar Stars: The Puzzling Case of HE 1005-1439 Aruna Goswami, Arthur Choplin, Partha Pratim Goswami, Lionel Siess and Stephane Goriely

　　**摘要**
恒星大气的化学成分为我们提供了研究恒星核合成复杂过程的宝贵窗口。在那些化学性质特殊的冷星中，许多天体是双星系统中质量转移的产物，包括大多数碳星、CH星以及CEMP-s型和CEMP-r/s型星。准确且精确地测定这些系统中的重元素丰度，可以作为探测慢中子俘获核合成（s过程）和中等中子俘获核合成（i过程）的强有力工具。此类测量还对双星系统的演化、质量转移机制、早期s过程富集的开始以及与i过程相关的外天文场所和产生路径提供了重要限制。在这项工作中，我们研究了极端贫金属恒星HE 1005-1439的起源，该恒星此前被认为其表面成分同时受到s过程和i过程核合成的影响。通过使用新的多区域、详细的AGB（渐近巨星分支）模型来模拟这两种过程，我们发现一个混合模型能够合理解释HE 1005-1439的观测丰度特征，尽管纯粹的i过程AGB模型也能得到几乎同样令人满意的拟合结果。

**1. 引言**
冷恒星光球中观察到的化学多样性为我们了解塑造银河系化学富集的核合成过程提供了独特窗口。大多数化学性质特殊的冷星（CPCSs）表现出通过中子俘获反应产生的重元素异常增强现象。钡星的发现[1]标志着对这一特性的首次认识。随后对CH星、CEMP-s星和CEMP-r/s星的研究将这种现象扩展到了低金属量区域，表明中子俘获富集现象发生在广泛的恒星年龄和银河环境之中。高速度（km/s）CH星（[Fe/H] > 1.0）主要属于银河晕区，而CEMP-s星则是钡星和CH星的贫金属对应物[2,3]。对CH星[4]和CEMP-s星[2,5,6,7]的长期径向速度研究表明，这些天体大多属于双星系统。将CEMP-s星的观测丰度与理论AGB模型预测进行比较，证实了它们的特殊表面成分是由于来自演化中的AGB伴星的双星质量转移所致[8,9,10,11,12,13,14,15,16,17,18]。相比之下，CEMP-r星在慢中子俘获（s过程）和快速中子俘获（r过程）元素上都有增强现象。解释这些丰度模式的可能方案包括s过程和r过程的结合，或者是一个中间型的中子俘获过程（i过程）。提出的i过程可能发生的天文场所包括AGB星[19,20]、快速吸积的白矮星[21]以及低金属量的大质量恒星[22]。许多研究成功地利用简化的一区域或多区域AGB星、RAWDs（快速吸积白矮星）或大质量恒星的模型，复现了CEMP-r星的观测丰度特征[14,15,16,17,20,23,24,25,26,27]。

**2. HE 1005-1439：以往研究的简要总结**
尽管HE 1005-1439已在多项研究中被提及[29,30,31,32]，但仅报告了其中子俘获元素中的钡元素丰度。Goswami和Goswami[18]推导出了这颗恒星的大气参数和十种轻元素及十二种重元素的丰度，假设其处于局部热平衡（LTE）状态，并结合了关于贫金属恒星的文献结果，讨论了某些元素（钠、镁、钴和锰）的潜在非局部热平衡（NLTE）效应。该恒星在H-R图（log([Fe/H]) vs. log([Mg/Fe]))上的位置表明它位于红巨星分支上。根据Goswami等人[17]的CEMP分类标准，HE 1005-1439被归类为CEMP-s星。然而，其重金属与轻元素的s过程丰度比值[hs/ls]（其中hs元素包括钡、镥、铈和钕，ls元素包括锶和钇）更接近CEMP-s星的特征峰值（约1.06；Goswami等人[17]）。此外，与涵盖多种恒星质量的FRUITY模型[33,34,35,36]在同一金属量下的s过程预测结果相比，观测到的重元素丰度模式无法被重现[18]。AGB s过程模型系统性地高估了轻s过程元素锶和钇的丰度，以及第三峰元素铅的丰度，而低估了镨、铕和铪的丰度。为了评估s过程、i过程和r过程对观测到的重元素丰度的相对贡献，这些作者使用了涵盖不同恒星质量的FRUITY模型的s过程产出数据[–], Arlandini等人[37]的太阳系r过程残余模式[–], 以及在–中子密度下Hampel等人[23]的i过程模型产出数据[–]进行了参数模型研究。由于Hampel等人[23]未报告铅的i过程产出数据，因此其分析中排除了铅这一元素。随后，HE 1005-1439的观测元素丰度被归一化到其镥的丰度，并使用参数模型函数进行了拟合[...]

**3. 重新审视HE 1005-1439中中子俘获元素的起源**
为了探讨AGB质量转移场景是否能够解释HE 1005-1439的丰度特征，我们将当前观测结果与使用STAREVOL代码[40,41]计算的AGB核合成预测进行了比较。我们考虑了仅经历s过程或仅经历i过程的AGB模型。在我们的i过程模型中，没有包括对形成辐射s过程所需的13C口袋的对流层以下区域的混合。在本文考虑的低金属量范围内[–]，质子吸积事件（PIEs）最有可能发生在第一次或第二次AGB热 pulse期间，导致AGB包层中的重元素以及碳、氮、氧等元素的显著富集。增加的金属含量使包层变得更不透明，进而触发强烈的质量损失，可能在下次热脉冲之前完全移除包层。在更大质量的AGB星（约2–5太阳质量）中，正常的TP-AGB（过渡型AGB）阶段可以在PIEs之后恢复，如果存在13C口袋，那么辐射s过程就能发生。然而，在低金属量下，i过程的富集通常非常显著，以至于任何后续的s过程对重元素分布的贡献可能很小。目前尚未开发出能够全面详细处理这两种过程的综合模型，因此不能排除s过程和i过程的混合贡献。

碳同位素比率12C/13C是理解CEMP星丰度特征起源的关键指标。对于HE 1005-1439，估计的12C/13C比率较低（约5），远小于典型内禀AGB星的比值，表明其碳和重元素具有外来源。此外，跨多个时期测量的径向速度变化表明存在一个双星伴星。考虑到这些观测结果，Goswami和Goswami[18]提出HE 1005-1439是通过与经历了i过程和s过程核合成的已消亡AGB伴星的质量转移形成的。质子吸积事件（PIEs）可能触发了i过程，而随后的AGB演化通过几次第三次物质提取事件产生了s过程物质。

**4. 新结果**
Han等人[28]利用Goswami和Goswami[18]报告的相同元素丰度估计，独立探讨了HE 1005-1439中中子俘获元素的起源。他们采用了一个包含四个组成部分的参数化模型来分析观测到的丰度模式，这些组成部分分别来自主要的r过程、弱r过程、主要的s过程和弱的s过程。通过结合s过程和r过程的贡献，Han等人[28]成功地再现了这颗恒星的中子俘获丰度特征。特别是，他们使用了Bisterzo等人[38]在[Fe/H] = 5.0时的AGB模型，并将丰度调整为太阳系s过程中的钡丰度（其中ST表示标准情况）。该模型预测的[Sr/Ba]和[Ba/Pb]比值与其他模型相比，与观测值最为一致。基于这些结果，Han等人[28]得出结论，HE 1005-1439的重元素丰度主要由s过程塑造，r过程的贡献较小。我们注意到，模型数据库的选择（例如FRUITY、Bisterzo类型的网格或其他AGB产出集）通常会导致0.2–0.5 dex的系统性丰度差异。对于某些元素——尤其是铅、铷和轻s过程元素——这些差异可能显著影响推断出的前身恒星质量、金属量和主要中子源。这些差异主要源于模型基本物理假设的差异，包括13C口袋的处理、对流边界混合、质量损失规定和核反应速率的处理。这些变化直接影响预测的中子暴露量和每个元素的产出，从而影响丰度拟合的整体质量、最小值的定位以及最佳拟合参数的推断。

**3.1. 恒星模型**
为了研究AGB质量转移场景是否能够解释HE 1005-1439的丰度特征，我们将当前的观测结果与使用STAREVOL代码[40,41]计算的AGB核合成预测进行了比较。我们考虑了仅经历s过程或仅经历i过程的AGB模型。在我们的i过程模型中，没有包括形成辐射s过程所需的13C口袋的对流层以下区域的混合。在本文考虑的低金属量范围内[–]，质子吸积事件（PIEs）最有可能在第一次或第二次AGB热脉冲期间发生，导致AGB包层中的重元素以及碳、氮、氧等元素的显著富集。增加的金属含量使包层变得更不透明，这反过来又触发了强烈的质量损失，可能在初始质量低于大约2太阳质量的AGB星下次热脉冲之前完全移除包层。在更大质量的AGB星（约2–5太阳质量及以上）中，如果存在13C口袋，正常的TP-AGB阶段可以在PIEs之后恢复，从而允许辐射s过程发生。然而，在低金属量下，i过程的富集通常非常大，以至于任何后续的s过程可能对重元素分布的贡献很小。尽管如此，尚未开发出能够全面详细处理这两种过程的综合模型，因此不能排除s过程和i过程的混合贡献。

s过程模型对应于初始质量为2–5太阳质量的AGB星，金属量范围与HE 1005-1439的金属量一致。这些模型包括了遵循[42]规定的对流层以下的超射现象，其中特征长度l定义为[...]。在这里，d表示边界处的扩散系数，p是一个额外的自由参数，用于设置作为z函数指数的下降斜率。在当前的s过程模型中，我们采用了[...]，这些参数导致了高效的辐射s过程，峰值中子密度约为[...]。更多细节可以在[42]中找到。

对于i过程模型，我们探索了初始质量在1–5太阳质量范围内的AGB星，以及相应的金属量范围。如[43]中详细描述的，我们考虑了AGB热脉冲以上（但对流层以下不包括）的不同超射强度，采用了[...]范围内的值，同时保持[...]和[...]。这些模型的最大中子密度达到了[...]。这些模型采用了一个包含1160个核的1160个核的反应网络，涵盖了2123个反应。该网络考虑了中子、质子和α俘获以及β衰变、弱相互作用（电子俘获和β衰变）和电磁过程。该模型包括了所有半衰期通常超过1秒的核素，因此可以用来模拟中子密度高达一定水平的核捕获过程。关于这些模型的更多细节可以在[20,43,44]中找到。3.2. 勘配程序为了复现HE 1005-1439的化学丰度，我们遵循Choplin等人[20]（第6.2节）描述的适配程序。通过最小化量化观测丰度与预测丰度之间差异的数值来确定最佳的s过程和i过程AGB（Asymptotic Giant Branch）模型。通过将一部分AGB物质混合到伴星的外壳中，可以得到这个最小值。稀释因子f可以在0到1之间自由变化，它决定了被纳入外壳的AGB物质的量。只有原子序数大于锌的元素才会被纳入最小值的计算中。钠（Na）到锌（Zn）的元素受低质量AGB恒星核合成过程的影响较小，它们在恒星外壳中的丰度可能反映了原恒星物质的早期富集，例如通过大质量恒星的风或核心塌缩超新星事件。碳（C）、氮（N）和氧（O）的丰度更难以解释，因为它们可能受到AGB源中核合成的影响，可能在原恒星云中具有非太阳的含量分布，或者在观测到的恒星演化过程中（例如在它登上巨星分支之后）由于内部混合过程而改变。为了完整性，我们还包括了计算中所有可用元素的适配（第3.3节）。尽管文献中关于AGB i过程的预测非常少，但存在几组s过程AGB模型，例如[19,38,45]，这些模型可能会影响适配结果，因为它们依赖于不同的输入物理参数、对13C口袋的设定以及相关的假设。3.3. 勘配结果：纯s过程、纯i过程和混合情景最佳适配的i过程模型对应于一颗质量为[质量值]的AGB恒星（图1中的黑色图案），而最佳的s过程模型则对应于同一金属丰度的[质量值]的AGB恒星（蓝色图案）。i过程模型产生的最小值比s过程模型小（10.48对比16.49；见图1）。s过程模型中较高的最小值主要来源于锶（Sr）和钇（Y），这两种元素的生产量比预期多了大约0.5个数量级。图1显示了HE 1005-1439的最佳适配AGB i过程（黑色）和s过程（蓝色）丰度模式。黑色曲线代表一个仅包含i过程的AGB模型，其[Fe/H]比例为[Fe/H]值，而蓝色曲线对应于同一金属丰度的仅包含s过程的AGB模型，[Fe/H]值也为[Fe/H]值。带有误差范围的红色圆圈表示未包含在适配程序中的元素（详见正文）。作为测试，我们重新计算了包含所有观测元素的最低值。在这种情况下，最佳的s过程模型仍然是图1中显示的那个，最小值为[值]；而最佳的i过程模型则对应于一颗质量为[质量值]、[其他数值]的AGB恒星，其最小值为[其他值]。我们还探讨了不同核合成贡献的组合，即[不同组合名称]的混合物。s过程和i过程组分对应于上述所述的AGB模型，而r过程丰度数据来自[46]。在这些混合情景中，调整了两个稀释因子[稀释因子1]和[稀释因子2]（而不是之前使用的单一因子），以最小化最小值。例如，在[情况示例]中，同位素i的质量分数[n质量分数]计算如下：(1) [公式]，其中[n1]、[n2]和[n3]分别表示s过程组分的同位素i的质量分数、初始组成和r过程贡献的质量分数。类似的表达式适用于[其他组合名称]的组合。我们强调，这是一种简化的方法，没有考虑在同一颗AGB恒星内部可能发生的s过程和i过程之间的相互作用。未来的核合成模型将致力于自洽地结合这些过程，从而提高此类适配的物理真实性。图2显示所有组合都能合理地拟合重元素的丰度。我们注意到，最佳的模型简单地是纯i过程模型，因为加入任何r过程贡献都会使与观测结果的一致性变差。总体最佳适配——特别是对于锶和钇——是通过[组合名称]获得的，该组合产生了最低的最小值。有趣的是，这个模型也相当好地再现了轻元素的丰度，除了氮（N）的产量仍然比预期少了大约1个数量级。图2与图1相同，但现在展示了三种不同的混合情景：[组合名称1]（黑色）、[组合名称2]（绿色）和[组合名称3]（蓝色）。带有误差范围的红色圆圈表示未包含在适配程序中的元素（详见正文）。4. 结论性意见这些结果表明，纯i过程模型或混合情景都可以解释HE 1005-1439的重元素丰度。这与Goswami和Goswami基于参数模型的结果一致，后者表明HE 1005-1439的表面化学成分反映了s过程和i过程的相当贡献。因此，从一个已经消亡的AGB伴星进行的物质转移——该伴星在不同的演化阶段经历了i过程和s过程的核合成——仍然是解释这颗恒星独特丰度模式的合理解释。此外，这个稀有天体提供的观测约束可能有助于理解原恒星际物质（PIEs）与壳层间部分质子混合之间的相互作用，并可能有助于解释CEMP-s型和CEMP-型恒星之间[hs/ls]比率的重叠。然而，要得出更明确的结论，需要同时考虑i过程和s过程核合成的自洽AGB模型。从观测的角度来看，测量钽（Ta）的丰度将特别有价值，因为钽是i过程核合成的强指示物。还可以从钡（Ba）或铕（Eu）的同位素比率[20,47]以及HE 1005-1439的锂（Li）丰度中获得额外的约束。如果锂没有被破坏，它确实可能存在于CEMP-型恒星中，因为在AGB源经历质子吸收事件时预计会大量产生锂[26,48]。我们进一步指出，目前的研究基于LTE（Local Thermal Equilibrium）丰度估计，而NLTE（Non-LTE）效应预计会影响这些测定结果。对于钡来说，NLTE效应通常会导致巨星的丰度增加，而铕在冷却、低重力大气中通常对NLTE效应不太敏感。因此，在巨星的丰度分析中纳入NLTE效应可能会提高推断丰度模式的可靠性。尽管如此，目前文献中关于CEMP恒星的NLTE丰度测量数据仍然有限，主要限于从高分辨率、高信噪比光谱中获得的一小部分重元素数据。