馬文娟，單 勇，張 波

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

極貧金屬環(huán)境下超新星爆發(fā)的中子俘獲元素核合成產(chǎn)量

馬文娟1，單 勇1，張 波2

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

極貧金屬環(huán)境下超新星爆發(fā)（［Fe／H］＜－2.5）形成于星系演化的早期，研究極貧金屬環(huán)境下超新星爆發(fā)的重元素豐度分布及核合成，對(duì)于探索星系形成及化學(xué)演化和核天體物理學(xué)中的基本問(wèn)題都起著關(guān)鍵作用。分析了大量極貧金屬環(huán)境下超新星爆發(fā)的元素豐度的觀測(cè)數(shù)據(jù)，得出中子俘獲元素Sr，Y和Ba與元素Si的相關(guān)性規(guī)律，計(jì)算了極貧金屬環(huán)境下超新星爆發(fā)的元素Sr，Y和Ba的核合成產(chǎn)量。

極貧金屬環(huán)境下超新星；中子俘獲元素；元素豐度；核合成產(chǎn)量

元素豐度是指各種化學(xué)元素及其同位素的相對(duì)含量，常以各元素的原子數(shù)與氫原子數(shù)（取N（H）＝1012）比值的對(duì)數(shù)，即用lgε（A）＝lg（N（A）／N（H））＋12來(lái)表示。研究各類天體的元素和核素豐度分布規(guī)律可為進(jìn)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(guò)俘獲中子而生成的，主要有慢中子俘獲過(guò)程（s-過(guò)程）和快中子俘獲過(guò)程（r-過(guò)程）。其中：r-過(guò)程主要發(fā)生在爆炸的天體物理環(huán)境，如超新星爆發(fā)［1］；s-過(guò)程主要發(fā)生在漸近巨星支（AGB）階段寧?kù)o的He燃燒環(huán)境。

極貧金屬環(huán)境下超新星爆發(fā)（［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(guān)系，為研究星系形成早期的歷史背景和化學(xué)演化提供了重要信息。對(duì)極貧金屬環(huán)境下超新星爆發(fā)的重元素的豐度分布及核合成進(jìn)行研究，對(duì)于探索星系的形成及化學(xué)演化和解決核天體物理學(xué)中的基本問(wèn)題起著關(guān)鍵作用［1］。因此對(duì)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(huán)境下超新星爆發(fā)產(chǎn)生于單個(gè)超新星污染的星云中，利用各元素豐度間觀測(cè)上的相關(guān)性可確定超新星爆發(fā)核合成元素的產(chǎn)量［3］。文中給出了發(fā)生在原始金屬豐度的星際介質(zhì)中，超新星爆發(fā)遺跡污染的星云中H質(zhì)量的計(jì)算公式；還指出利用極貧金屬環(huán)境下超新星爆發(fā)中O的豐度，能最好地預(yù)測(cè)極貧金屬環(huán)境下超新星爆發(fā)中的元素來(lái)自單個(gè)超新星事件，并由此推算超新星爆發(fā)其他元素產(chǎn)量。TSUJIMOTO等給出了利用極貧金屬環(huán)境下超新星爆發(fā)中各元素觀測(cè)豐度間的相關(guān)性來(lái)確定超新星元素產(chǎn)量的具體方法和步驟［4］。2000年，ARGAST介紹了一種計(jì)算暈中星際介質(zhì)化學(xué)增豐的隨機(jī)模型，指出在極貧金屬環(huán)境下單個(gè)超新星事件只影響它的周圍區(qū)域，所以它的遺跡反映了由特定坍縮超新星產(chǎn)生的豐度模型［7］。文中指出坍縮超新星的爆發(fā)能幾乎不依賴其前身星質(zhì)量，由此得出每一個(gè)Ⅱ型超新星爆發(fā)所掃過(guò)的氣體質(zhì)量接近一個(gè)常數(shù)，約為5×104M⊙。2007年，研究人員（以下簡(jiǎn)稱TUN2007［11］）采用fall-back模型，根據(jù)流體力學(xué)原理，完成了普通核坍縮和超大質(zhì)量超新星的核合成計(jì)算，得到了主序星質(zhì)量M（13～50 M⊙）的超新星核合成產(chǎn)量［11］。

筆者分析了大量的極貧金屬環(huán)境下超新星爆發(fā)的中子俘獲元素與Si豐度的觀測(cè)數(shù)據(jù)資料［12－26］，利用TUN2007給出的極貧金屬環(huán)境下超新星爆發(fā)的元素Si的產(chǎn)量，采用文獻(xiàn)［27］中馬文娟等提出的方法，從理論上得到了極貧金屬環(huán)境下各種質(zhì)量超新星的中子俘獲元素產(chǎn)量。

1 計(jì)算方法

2007年，馬文娟等指出利用類似文獻(xiàn)［4］（簡(jiǎn)稱Tsujimoto98［4］）的方法能簡(jiǎn)捷有效地計(jì)算Ⅱ型超新星的元素核合成產(chǎn)量［27］。文中指出因?yàn)椴煌芯啃〗M給出的各種質(zhì)量Ⅱ型超新星Mg的理論產(chǎn)量以及理論產(chǎn)量和觀測(cè)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(duì)于這2個(gè)元素，不同研究小組給出的理論產(chǎn)量差異也較小，僅在質(zhì)量很大時(shí)相差約2倍，但同時(shí)觀測(cè)到O和其他元素的豐度在極貧金屬環(huán)境下超新星爆發(fā)的數(shù)目很少，所以利用極貧金屬環(huán)境下超新星爆發(fā)的Si產(chǎn)量作為標(biāo)準(zhǔn)可更準(zhǔn)確地得到Ⅱ型超新星其他元素的產(chǎn)量。筆者利用一些最新的觀測(cè)數(shù)據(jù)［12－26］，分析得到極貧金屬環(huán)境下超新星爆發(fā)的Sr，Y，Ba和Si元素觀測(cè)豐度的相關(guān)性，以TUN2007給出的Ⅱ型超新星元素Si的理論產(chǎn)量為標(biāo)準(zhǔn)，采用和TSUJIMOTO98類似的方法計(jì)算了極貧金屬環(huán)境下各種質(zhì)量超新星的中子俘獲元素的產(chǎn)量。

Mms－［Si／H］關(guān)系見(jiàn)表1，計(jì)算的具體步驟如下［27］。

對(duì)表1中對(duì)應(yīng)主序質(zhì)量的每一顆星（第1列），根據(jù)TUN2007［11］的超新星爆發(fā)時(shí)拋射的Si元素的理論產(chǎn)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(shù)豐度，M（Si）指元素Si的質(zhì)量豐度，腳標(biāo)＊和⊙分別代表恒星和太陽(yáng)）得出給定超新星質(zhì)量污染的星云的Si的豐度比［Si／H］（表1中第3列）。由觀測(cè)數(shù)據(jù)［12－26］（只取其中［Fe／H］＜－2.5的極貧金屬暈星的觀測(cè)數(shù)據(jù)，選取數(shù)據(jù)時(shí)遵循盡量最新、避免觀測(cè)的選擇效應(yīng)、權(quán)威性、多引用率的原則），利用最小二乘法擬合［元素／H］-［Si／H］關(guān)系，見(jiàn)圖1。綜合［元素／H］-［Si／H］關(guān)系和不同質(zhì)量超新星質(zhì)量污染的星云的Si的豐度比［Si／H］，得出［元素／Si］-Mms對(duì)應(yīng)關(guān)系。最后由元素Si的產(chǎn)量推出各種質(zhì)量超新星Sr，Y，Ba的產(chǎn)量。

表1 M ms－［Si／H］關(guān)系Tab.1 Relation of M ms with［Si／H］

圖1 極貧金屬環(huán)境下 ［Sr／H］-［Si／H］和［Y／H］-［Si／H］關(guān)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(huán)境下超新星爆發(fā)的Sr，Y核合成產(chǎn)量

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

圖2 極貧金屬星超新星爆發(fā)的Sr，Y的產(chǎn)量Fig.2 Supernova yields of Sr，Y for the extremely metal-poor stars

CL2004把物理方程的積分應(yīng)用到核演化的描述中，研究了13～35 M⊙的恒星的核素產(chǎn)量，指出低金屬豐度下核素的產(chǎn)量不依賴于恒星的初始化學(xué)組成。可以看出：本文所得結(jié)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(zhì)量時(shí)兩者符合較好。這也驗(yàn)證了筆者的模型和方法用于計(jì)算極貧金屬環(huán)境下超新星爆發(fā)的核合成產(chǎn)量是合適的，用這種方法可以進(jìn)一步計(jì)算較重中子俘獲元素的產(chǎn)量。

3 極貧金屬環(huán)境下超新星爆發(fā)的元素Ba的核合成產(chǎn)量

極貧金屬環(huán)境下超新星爆發(fā)的［Ba／H］-［Si／H］的關(guān)系如圖3所示，圖4給出了得到的極貧金屬環(huán)境較重中子俘獲元素Ba的產(chǎn)量和超新星前身星質(zhì)量Mms的關(guān)系?？梢钥闯觯涸谺a的核合成產(chǎn)量隨著超新星前身星質(zhì)量Mms的增加而增加，在Mms＝40 M⊙達(dá)到最大值，為1.69×10－6M⊙，與2002年FIELDS的計(jì)算結(jié)果（1.4×10－6M⊙）基本一致［8］。從圖4中可以看出產(chǎn)量較高的Ⅱ型超新星質(zhì)量區(qū)間為35～40 M⊙。

圖3 極貧金屬環(huán)境下的［Ba／H］-［Si／H］的關(guān)系Fig.3 Relation of［Ba／H］with［Si／H］for the extremely metal-poor star

圖4 Ba的產(chǎn)量與M ms的關(guān)系Fig.4 Relation of yield of Ba with M ms

由于極貧金屬環(huán)境下超新星爆發(fā)的較重中子俘獲元素產(chǎn)量可能來(lái)自于純r(jià)－過(guò)程［1］，筆者認(rèn)為從星系化學(xué)演化的角度來(lái)講，同時(shí)考慮Ⅱ型超新星r-過(guò)程的產(chǎn)量Y＊（m）與初始質(zhì)量函數(shù)（IMF）φ（m），用Y＊（m）×φ（m）來(lái)判斷星系化學(xué)演化中r-過(guò)程的主要產(chǎn)量區(qū)間更為合理，計(jì)算結(jié)果由圖5給出，為35～40 M⊙，不同于1999年TRAVAGLIO提出的星系r-過(guò)程元素主要來(lái)自低質(zhì)量（8～10 M⊙）Ⅱ型超新星的結(jié)果［5］。

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

3 結(jié) 論

利用大量最新的觀測(cè)數(shù)據(jù)，以TUN2007給出的Si的理論產(chǎn)量為標(biāo)準(zhǔn)，重新計(jì)算了極貧金屬環(huán)境下各種質(zhì)量超新星的Sr，Y，Ba產(chǎn)量，所得的主要結(jié)論如下。

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

2）r-過(guò)程元素核合成產(chǎn)量隨超新星前身星質(zhì)量的增加而增加，在40 M⊙時(shí)達(dá)到最大值，Ba的產(chǎn)量可達(dá)1.69×10－6M⊙，所得結(jié)果與2002年FIELDS的結(jié)果基本一致［8］。r-過(guò)程產(chǎn)量較高的Ⅱ型超新星質(zhì)量區(qū)域?yàn)?5～40 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(zé)任編輯:張士瑩

國(guó)家自然科學(xué)基金資助項(xiàng)目（10673002）；河北省教育廳科研項(xiàng)目（z2010108）；滄州市科技局科研項(xiàng)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。