碳超豐貧金屬拐點星的搜尋與豐度分析?

張世琳， 李海寧， 趙 剛

(1.中國科學院光學天文重點實驗室(國家天文臺)，北京 100101；2.中國科學院大學天文與空間科學學院，北京 100049)

大爆炸之后，宇宙僅由氫(75%)、氦(25%)以及微量的鋰元素構成。真正意義上的第1代恒星誕生于幾百萬年之后，其質量分布在十到幾百。天文學中，將比氫和氦重的元素都統稱為 “金屬”。第1代大質量恒星內部發生一系列核聚變過程之后，迅速演化至發生超新星爆炸，炙熱的恒星核產生的金屬元素(原子數小于等于鐵元素)被釋放到宇宙中，同時快中子俘獲過程產生的元素(重元素)也被釋放，使周圍氣體云增豐，并孕育下一代恒星，這表明恒星中初始金屬含量是隨著宇宙年齡不斷增長的過程。以太陽作為參考，金屬豐度Z小于太陽1/10的恒星通常早于太陽形成，這些更老的恒星被稱為“貧金屬星”，可見貧金屬星的搜尋和大樣本的建立對宇宙早期的形成和演化過程的研究有十分重要的意義。

宇宙早期會產生大量碳，恒星中碳的來源可能有3種：(1)大質量原生星帶來的原初物質；(2)小質量極貧金屬星自身內部演化產生；(3)中等質量伴星表面物質轉移，伴星在漸近巨支星(Asymptotic Branch Giant，ABG)演化階段可產生大量的碳[2]。

一般情況下，當貧金屬星(Very Metal-Poor star，VMP；[Fe/H]＜-2.0)的碳豐度[C/Fe]>0.7時，稱之為碳超豐貧金屬星(Carbon Enhanced Metal-poor Star，CEMP)[2-3]。過去二十年的研究表明，貧金屬星中碳增豐的比例約為20%，并且這個比例隨著金屬豐度的降低而增加。例如：當[Fe/H]＜-3.0，該比例升至30%；當[Fe/H]＜-4.0時，比例上升至77%(28/36[4])；在觀測到的極少數[Fe/H]＜-5.0的超貧金屬星中，幾乎……