極貧金屬環境下超新星爆發的中子俘獲元素核合成產量

馬文娟，單 勇，張 波

（1.滄州師范學院物理與電子信息系，河北滄州 061001；2.河北師范大學物理科學與信息工程學院，河北石家莊 050016）

極貧金屬環境下超新星爆發的中子俘獲元素核合成產量

馬文娟1，單 勇1，張 波2

（1.滄州師范學院物理與電子信息系，河北滄州 061001；2.河北師范大學物理科學與信息工程學院，河北石家莊 050016）

極貧金屬環境下超新星爆發（［Fe／H］＜－2.5）形成于星系演化的早期，研究極貧金屬環境下超新星爆發的重元素豐度分布及核合成，對于探索星系形成及化學演化和核天體物理學中的基本問題都起著關鍵作用。分析了大量極貧金屬環境下超新星爆發的元素豐度的觀測數據，得出中子俘獲元素Sr，Y和Ba與元素Si的相關性規律，計算了極貧金屬環境下超新星爆發的元素Sr，Y和Ba的核合成產量。

極貧金屬環境下超新星；中子俘獲元素；元素豐度；核合成產量

元素豐度是指各種化學元素及其同位素的相對含量，常以各元素的原子數與氫原子數（取N（H）＝1012）比值的對數，即用lgε（A）＝lg（N（A）／N（H））＋12來表示。研究各類天體的元素和核素豐度分布規律可為進一步研究恒星形成歷史及天體演化提供非常重要的線索。重元素（比Fe族元素重的元素）是由鐵峰元素通過俘獲中子而生成的，主要有慢中子俘獲過程（s-過程）和快中子俘獲過程（r-過程）。其中：r-過程主要發生在爆炸的天體物理環境，如超新星爆發［1］；s-過程主要發生在漸近巨星支（AGB）階段寧靜的He燃燒環境。

極貧金屬環境下超新星爆發（［Fe／H］＜－2.5）形成于星系演化的早期階段，其中子俘獲元素豐度與恒星形成及演化有密切關系，為研究星系形成早期的歷史背景和化學演化提供了重要信息。對極貧金屬環境下超新星爆發的重元素的豐度分布及核合成進行研究，對于探索星系的形成及化學演化和解決核天體物理學中的基本問題起著關鍵作用［1］。因此對其核合成研究一直都是天體物理的主要課題［2－11］。

1998年，SHIGEYAMA等指出極貧金屬環境下超新星爆發產生于單個超新星污染的星云中，利用各元素豐度間觀測上的相關性可確定超新星爆發核合成元素的產量［3］。文中給出了發生在原始金屬豐度的星際介質中，超新星爆發遺跡污染的星云中H質量的計算公式；還指出利用極貧金屬環境下超新星爆發中O的豐度，能最好地預測極貧金屬環境下超新星爆發中的元素來自單個超新星事件，并由此推算超新星爆發其他元素產量。TSUJIMOTO等給出了利用極貧金屬環境下超新星爆發中各元素觀測豐度間的相關性來確定超新星元素產量的具體方法和步驟［4］。2000年，ARGAST介紹了一種計算暈中星際介質化學增豐的隨機模型，指出在極貧金屬環境下單個超新星事件只影響它的周圍區域，所以它的遺跡反映了由特定坍縮超新星產生的豐度模型［7］。文中指出坍縮超新星的爆發能幾乎不依賴其前身星質量，由此得出每一個Ⅱ型超新星爆發所掃過的氣體質量接近一個常數，約為5×104M⊙。2007年，研究人員（以下簡稱TUN2007［11］）采用fall-back模型，根據流體力學原理，完成了普通核坍縮和超大質量超新星的核合成計算，得到了主序星質量M（13～50 M⊙）的超新星核合成產量［11］。

筆者分析了大量的極貧金屬環境下超新星爆發的中子俘獲元素與Si豐度的觀測數據資料［12－26］，利用TUN2007給出的極貧金屬環境下超新星爆發的元素Si的產量，采用文獻［27］中馬文娟等提出的方法，從理論上得到了極貧金屬環境下各種質量超新星的中子俘獲元素產量。

1 計算方法

2007年，馬文娟等指出利用類似文獻［4］（簡稱Tsujimoto98［4］）的方法能簡捷有效地計算Ⅱ型超新星的元素核合成產量［27］。文中指出因為不同研究小組給出的各種質量Ⅱ型超新星Mg的理論產量以及理論產量和觀測約束之間的差別較大，最大相差8倍，而O和Si符合較好［8，10－12］；而且對于這2個元素，不同研究小組給出的理論產量差異也較小，僅在質量很大時相差約2倍，但同時觀測到O和其他元素的豐度在極貧金屬環境下超新星爆發的數目很少，所以利用極貧金屬環境下超新星爆發的Si產量作為標準可更準確地得到Ⅱ型超新星其他元素的產量。筆者利用一些最新的觀測數據［12－26］，分析得到極貧金屬環境下超新星爆發的Sr，Y，Ba和Si元素觀測豐度的相關性，以TUN2007給出的Ⅱ型超新星元素Si的理論產量為標準，采用和TSUJIMOTO98類似的方法計算了極貧金屬環境下各種質量超新星的中子俘獲元素的產量。

Mms－［Si／H］關系見表1，計算的具體步驟如下［27］。

對表1中對應主序質量的每一顆星（第1列），根據TUN2007［11］的超新星爆發時拋射的Si元素的理論產量（表1中第2列），由元素豐度［Si／H］＝lg（N（Si＊）／N（H＊））－lg（N（Si⊙）／N（H⊙））＝lg（M（Si＊）／M（Si⊙））（N（Si）指元素Si的數豐度，M（Si）指元素Si的質量豐度，腳標＊和⊙分別代表恒星和太陽）得出給定超新星質量污染的星云的Si的豐度比［Si／H］（表1中第3列）。由觀測數據［12－26］（只取其中［Fe／H］＜－2.5的極貧金屬暈星的觀測數據，選取數據時遵循盡量最新、避免觀測的選擇效應、權威性、多引用率的原則），利用最小二乘法擬合［元素／H］-［Si／H］關系，見圖1。綜合［元素／H］-［Si／H］關系和不同質量超新星質量污染的星云的Si的豐度比［Si／H］，得出［元素／Si］-Mms對應關系。最后由元素Si的產量推出各種質量超新星Sr，Y，Ba的產量。

表1 M ms－［Si／H］關系Tab.1 Relation of M ms with［Si／H］

圖1 極貧金屬環境下 ［Sr／H］-［Si／H］和［Y／H］-［Si／H］關系Fig.1 Relation of［Sr／H］-［Si／H］with［Y／H］-［Si／H］for the extremely metal-poor star

2 極貧金屬環境下超新星爆發的Sr，Y核合成產量

圖2為極貧金屬環境下超新星爆發的Sr，Y的核合成產量（其中■為文獻［10］（以下簡稱CL2004［10］給出的產量，▲為本文所得產量）。質量M＊小于40 M⊙范圍內，隨超新星前身星質量的增加，元素Sr和Y的核合成產量逐漸增加，在40 M⊙附近達到最大值；大于40 M⊙時，核合成產量隨前身星質量的增加而減小。

圖2 極貧金屬星超新星爆發的Sr，Y的產量Fig.2 Supernova yields of Sr，Y for the extremely metal-poor stars

CL2004把物理方程的積分應用到核演化的描述中，研究了13～35 M⊙的恒星的核素產量，指出低金屬豐度下核素的產量不依賴于恒星的初始化學組成。可以看出：本文所得結果與CL2004的值相比只是在30 M⊙偏差較大，相差近2倍，在其他質量時兩者符合較好。這也驗證了筆者的模型和方法用于計算極貧金屬環境下超新星爆發的核合成產量是合適的，用這種方法可以進一步計算較重中子俘獲元素的產量。

3 極貧金屬環境下超新星爆發的元素Ba的核合成產量

極貧金屬環境下超新星爆發的［Ba／H］-［Si／H］的關系如圖3所示，圖4給出了得到的極貧金屬環境較重中子俘獲元素Ba的產量和超新星前身星質量Mms的關系。可以看出：元素Ba的核合成產量隨著超新星前身星質量Mms的增加而增加，在Mms＝40 M⊙達到最大值，為1.69×10－6M⊙，與2002年FIELDS的計算結果（1.4×10－6M⊙）基本一致［8］。從圖4中可以看出產量較高的Ⅱ型超新星質量區間為35～40 M⊙。

圖3 極貧金屬環境下的［Ba／H］-［Si／H］的關系Fig.3 Relation of［Ba／H］with［Si／H］for the extremely metal-poor star

圖4 Ba的產量與M ms的關系Fig.4 Relation of yield of Ba with M ms

由于極貧金屬環境下超新星爆發的較重中子俘獲元素產量可能來自于純r－過程［1］，筆者認為從星系化學演化的角度來講，同時考慮Ⅱ型超新星r-過程的產量Y＊（m）與初始質量函數（IMF）φ（m），用Y＊（m）×φ（m）來判斷星系化學演化中r-過程的主要產量區間更為合理，計算結果由圖5給出，為35～40 M⊙，不同于1999年TRAVAGLIO提出的星系r-過程元素主要來自低質量（8～10 M⊙）Ⅱ型超新星的結果［5］。

圖5 Y＊（m）×φ（m）與M＊的關系Fig.5 Relation of Y＊（m）×φ（m）with M ms

3 結 論

利用大量最新的觀測數據，以TUN2007給出的Si的理論產量為標準，重新計算了極貧金屬環境下各種質量超新星的Sr，Y，Ba產量，所得的主要結論如下。

1）在質量小于40 M⊙時，隨著超新星前身星質量的增加，較輕中子俘獲元素Sr和Y的產量逐漸增加，在40 M⊙附近達到最大值，大于40 M⊙時，核合成產量隨前身星質量的增加而減小。

2）r-過程元素核合成產量隨超新星前身星質量的增加而增加，在40 M⊙時達到最大值，Ba的產量可達1.69×10－6M⊙，所得結果與2002年FIELDS的結果基本一致［8］。r-過程產量較高的Ⅱ型超新星質量區域為35～40 M⊙。

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Nucleosynthetic yield of neutron-capture elements from extremely metal-poor stars

MA Wen-juan1，SHAN Yong1，ZHANG Bo2
（1.Department of Physics and Electronic Information，Cangzhou Normal University，Cangzhou Hebei 061001，China；2.College of Physics Science and Information Engineering，Hebei Normal University，Shijiazhuang Hebei 050016，China）

The extremely metal-poor stars（［Fe／H］＜－2.5）was formed in the early universe.Studies on the nucleosynthesis yield of the extremely metal-poor stars play a key role in the exploration of the formation of the solar system，the chemical evolution of galaxies and the fundamental issues in the nuclear astrophysics.In this paper，the neutron-capture element＇s nucleosynthesis yields of the extremely metal-poor stars are calculated on the basis of the observed correlations between the neutroncapture process elements Sr，Y，Ba and Si elements and the theoretical yields of Si.

extremely metal-poor stars；neutron-capture element；element abundance；nucleosynthesis

P148

A

1008-1542（2011）05-0431-04

2011-04-21；

2011-09-05；責任編輯:張士瑩

國家自然科學基金資助項目（10673002）；河北省教育廳科研項目（z2010108）；滄州市科技局科研項目（10ZD19）

馬文娟（1972-），女，河北滄州人，講師，碩士，主要從事天體物理方面的研究。