雷振新，曾愛(ài)華，申莉華，蘭中建

(1.邵陽(yáng)學(xué)院 理學(xué)與信息科學(xué)系,湖南 邵陽(yáng),422000；2.中國(guó)科學(xué)院 國(guó)家天文臺(tái)，光學(xué)天文重點(diǎn)實(shí)驗(yàn)室，北京，100012 )

球狀星團(tuán)熱水平分支星形成的機(jī)制研究

雷振新1,2，曾愛(ài)華1，申莉華1，蘭中建1

(1.邵陽(yáng)學(xué)院 理學(xué)與信息科學(xué)系,湖南 邵陽(yáng),422000；2.中國(guó)科學(xué)院 國(guó)家天文臺(tái)，光學(xué)天文重點(diǎn)實(shí)驗(yàn)室，北京，100012 )

球狀星團(tuán)中熱的水平分支星包括極端水平分支星和藍(lán)勾星，他們的形成機(jī)制目前仍然不清楚。我們利用MESA恒星演化程序，在雙星演化中考慮潮汐增強(qiáng)星風(fēng)過(guò)程，研究主星在紅巨星階段丟失大量殼層質(zhì)量并經(jīng)歷延遲氦閃后對(duì)熱水平分支星的貢獻(xiàn)。我們的研究結(jié)果表明，在潮汐星風(fēng)作用下，雙星演化導(dǎo)致的早期熱氦閃能產(chǎn)生極端水平分支星，而雙星演化導(dǎo)致的延遲氦閃能產(chǎn)生藍(lán)勾星。而且，隨著氦豐度的增加，產(chǎn)生藍(lán)勾星的初始雙星周期空間增大，這意味著初始氦豐度高的雙星更容易產(chǎn)生藍(lán)勾星。

水平分支星； 星風(fēng)； 球狀星團(tuán)

球狀星團(tuán)一般包含有上百萬(wàn)顆恒星，這些恒星通過(guò)引力作用被束縛在一起。一般而言，球狀星團(tuán)的成員星被認(rèn)為是同時(shí)形成的，具有相同的初始化學(xué)元素豐度。因此，球狀星團(tuán)是我們研究恒星結(jié)構(gòu)和演化的理想天體樣本。然而，最近測(cè)光和光譜觀測(cè)都發(fā)現(xiàn)了球狀星團(tuán)存在多星族的直接證據(jù)，如球狀星團(tuán)NGC 2808的主序和亞巨分支的分裂，鈉和氧元素的反相關(guān)等[1]。這些證據(jù)表明球狀星團(tuán)可能不再是我們之前認(rèn)為的簡(jiǎn)單單星族天體，即可能存在化學(xué)元素和年齡都不同的多星族。目前，氦元素的自增豐模型被認(rèn)為是球狀星團(tuán)多星族現(xiàn)象最為可能的解釋之一[2]。該模型認(rèn)為球狀星團(tuán)中存在兩代甚至多代恒星形成，其中的第一代恒星中的中等質(zhì)量的AGB星或者大質(zhì)量快速旋轉(zhuǎn)的恒星向外拋出了氦增豐的物質(zhì)，這些物質(zhì)和星團(tuán)形成的原初物質(zhì)混合形成第二代恒星，因而我們現(xiàn)在觀測(cè)到的球狀星團(tuán)是第一代和第二代恒星的混合，故而存在演化分支分裂和元素豐度異常的現(xiàn)象。

球狀星團(tuán)中熱的水平分支星的形成也被認(rèn)為可能與多星族現(xiàn)象存在某種內(nèi)在的聯(lián)系。熱水平分支星是球狀星團(tuán)中心進(jìn)行氦燃燒的小質(zhì)量天體，它包括極端水平分支星和藍(lán)勾星。極端水平分支星的殼層質(zhì)量很薄，溫度在20000K以上，但溫度卻比藍(lán)勾星略低，光度比藍(lán)勾星更亮。藍(lán)勾星最早在球狀星團(tuán)NGC 2808 和ωCen 中被發(fā)現(xiàn)[3-4]，它們的質(zhì)量大約為0.5M⊙，但溫度很高(Teff > 32000K[5])。目前發(fā)現(xiàn)存在藍(lán)勾星的球狀星團(tuán)大約有23個(gè)[6]，而且絕大多數(shù)都是大質(zhì)量球狀星團(tuán)。由于藍(lán)勾星的溫度比正常的極端水平分支星要高，但是光度卻比極端水平分支星要暗，因而它們的形成不能被當(dāng)前的恒星演化理論所解釋。目前主要有以下幾種模型來(lái)解釋藍(lán)勾星的形成。D’Antona 等人認(rèn)為球狀星團(tuán)ωCen中的藍(lán)勾星可能是由主序帶中具有氦增豐的第二代恒星演化而來(lái)的[7]。他們認(rèn)為這些恒星在紅巨星階段會(huì)經(jīng)歷一個(gè)額外的混合，從而導(dǎo)致表面的氦元素最大可增豐到Y(jié)=0.8，所以當(dāng)恒星落在水平分支上時(shí)，它就會(huì)落在藍(lán)勾星的區(qū)域。Brown 等人認(rèn)為如果恒星在紅巨星階段經(jīng)歷了大量的物質(zhì)損失，它可能不會(huì)在紅巨星頂端發(fā)生氦閃，而是在演化到白矮星冷卻軌跡上發(fā)生了延遲氦閃[8]。延遲氦閃引起的對(duì)流能夠使得恒星表面的氦、碳、氮等元素增豐，使得恒星落在水平分支上時(shí)溫度很高，光度低，最終形成藍(lán)勾星。Tailor等人提出了另一種可能，他們研究了恒星的快速轉(zhuǎn)動(dòng)對(duì)演化的影響[9]。他們認(rèn)為快速旋轉(zhuǎn)的第二代恒星在氦閃時(shí)會(huì)具有較大的氦核質(zhì)量，使得恒星落在水平分支上時(shí)的光度提高。他們的結(jié)果能夠很好的解釋藍(lán)勾星光度的彌散問(wèn)題。

這幾種模型都需要恒星在紅巨星階段丟失大量的殼層質(zhì)量，然而到目前為止，這種物質(zhì)損失的機(jī)制仍然不清楚。在本文中，我們認(rèn)為雙星演化過(guò)程中的潮汐增強(qiáng)星風(fēng)能夠提供一種合理的星風(fēng)損失機(jī)制，最終產(chǎn)生極端水平分支星和藍(lán)勾星。在雙星演化過(guò)程中，由于伴星的存在，主星演化到紅巨星階段時(shí)星風(fēng)會(huì)被大大加強(qiáng)。由于主星丟失了大量外殼質(zhì)量，它并沒(méi)有在紅巨星頂端發(fā)生氦閃，而是在演化到白矮星冷卻軌跡上時(shí)發(fā)生延遲氦閃，導(dǎo)致表面的氦元素增豐，最終形成藍(lán)勾星。

1 模型計(jì)算和方法

雙星演化中的潮汐增強(qiáng)星風(fēng)最早被Tout & Eggleton用來(lái)解釋激變變星雙星系統(tǒng)中的質(zhì)量反轉(zhuǎn)問(wèn)題[10]。這種雙星系統(tǒng)一般由一顆主序星和一顆紅巨星組成，然而觀測(cè)上卻發(fā)現(xiàn)該雙星系統(tǒng)在充滿洛希瓣之前紅巨星的質(zhì)量反而比主序星質(zhì)量小，這和我們正常的恒星演化理論是矛盾的，因?yàn)橘|(zhì)量大的恒星要比質(zhì)量小的恒星演化快。Tout等人提出，伴星的存在使得紅巨星損失了大量殼層質(zhì)量，造成了質(zhì)量反轉(zhuǎn)。他們用公式(1)來(lái)描述潮汐增強(qiáng)星風(fēng)：

(1)

式中，η是Reimers星風(fēng)系數(shù)，Bw是潮汐增強(qiáng)因子。其中R、L、M分別是以太陽(yáng)半徑、光度和質(zhì)量為單位的主星半徑、光度和質(zhì)量。Tout等人用潮汐增強(qiáng)因子Bw=10000很好地解釋了上面提到的雙星系統(tǒng)中的質(zhì)量反轉(zhuǎn)問(wèn)題。

我們把上述描述的潮汐增強(qiáng)星風(fēng)機(jī)制加入到雙星演化過(guò)程中去，研究該過(guò)程對(duì)雙星演化的影響。我們采用了最近的MESA恒星演化程序[11-13]來(lái)進(jìn)行雙星演化過(guò)程模擬。MESA恒星演化程序把最新的物理過(guò)程考慮到了恒星演化過(guò)程中，而且它可以使小質(zhì)量恒星能夠順利通過(guò)氦閃過(guò)程，這使得該程序非常適合用來(lái)研究藍(lán)勾星以及其它水平分支星。在演化過(guò)程中我們采用了一些適用于球狀星團(tuán)的經(jīng)典參數(shù)，如η=0.45，球狀星團(tuán)的年齡我們采用了12Gyr，金屬豐度Z=0.001。潮汐增強(qiáng)因子為Bw=10000。

在雙星演化過(guò)程中加入潮汐增強(qiáng)星風(fēng)以后，我們把主星從零年齡主序一直演化到中心氦燃燒耗盡階段，并把恒星在氦燃燒階段的演化參數(shù)輸出，比如表面有效溫度、重力加速度等，這些參數(shù)可以直接用來(lái)和觀測(cè)進(jìn)行對(duì)比。

2 計(jì)算結(jié)果

圖1 給出了在潮汐增強(qiáng)星風(fēng)作用下，主星在顏色-星等圖上經(jīng)歷氦燃燒的演化軌跡。我們給出了三種不同初始氦豐度的演化軌跡，其中綠色實(shí)線代表初始氦豐度為0.24，紅色的點(diǎn)線代表初始氦豐度為0.32，而藍(lán)色虛線代表初始氦豐度為0.40。對(duì)于每一種氦豐度，我們都給出了三條演化軌跡，從上到下依次為在紅巨星頂端發(fā)生正常氦閃過(guò)程，早期熱氦閃過(guò)程和延遲氦閃過(guò)程。在每條演化軌跡上，相鄰兩個(gè)‘+’號(hào)之間的時(shí)間間隔為107年。圖1中的黑色空心三角形代表著球狀星團(tuán)NGC 2808的水平分支星，該星團(tuán)的測(cè)光數(shù)據(jù)來(lái)自Piotto等人的觀測(cè)[14]。

圖1 不同氦閃模式下潮汐增強(qiáng)星風(fēng)模型給出的主星在氦燃燒階段的演化軌跡和球狀星團(tuán)NGC 2808在顏色-星等圖上的對(duì)比。Fig.1 Comparison between the evolution tracks with different mode of helium flash and the globular cluster NGC 2808 in color-magnitude diagram.

在顏色-星等圖中，藍(lán)勾星和正常極端水平分支星的分界線大約在MV=4.5左右，因此由圖1我們可以看到，不管采用何種氦豐度，在紅巨星頂端正常氦閃以及早期熱氦閃的演化軌跡都只能產(chǎn)生正常的藍(lán)端水平分支星或者極端水平分支星，但產(chǎn)生不了藍(lán)勾星。但是，在三種氦豐度情況下，潮汐增強(qiáng)星風(fēng)導(dǎo)致的延遲氦閃模型的演化軌跡都落在了藍(lán)勾星的區(qū)域。同時(shí)，我們也注意到了氦增豐對(duì)恒星演化軌跡的影響，可以看到，當(dāng)氦豐度取值最高為0.40時(shí)，其對(duì)應(yīng)的三條軌跡都落在溫度很高的水平分支區(qū)域。

圖2 潮汐增強(qiáng)星風(fēng)模型給出的藍(lán)勾星和熱水平分支星演化軌跡與球狀星團(tuán)ωCen在有效溫度-重力加速度圖上的對(duì)比。Fig.2 The EHB stars and BHK stars produced through binary evolution in logg-Teff diagram of ωCen.

圖2給出了潮汐強(qiáng)星風(fēng)作用下，不同初始氦豐度的主星在氦燃燒階段的演化軌跡和觀測(cè)數(shù)據(jù)在有效溫度-重力加速度圖上的對(duì)比情況。途中的黑色實(shí)線是考慮了潮汐增強(qiáng)星風(fēng)后主星在氦燃燒階段的演化軌跡。每副小圖中有三條軌跡，從上到下分別代表了主星在紅巨星頂端發(fā)生氦閃、早期熱氦閃和延遲氦閃三種不同的氦閃方式，每一條軌跡所對(duì)應(yīng)的初始周期分別標(biāo)注在旁邊。同一軌跡上相鄰‘+’號(hào)代表著107年的時(shí)間間隔。每副小圖中的兩條虛線是我們利用潮汐增強(qiáng)星風(fēng)模型預(yù)測(cè)的水平分支星和藍(lán)勾星在有效溫度-重力加速度圖上的演化區(qū)域。圖1中的空心三角形是球狀星團(tuán)ωCen中的藍(lán)勾星，它們的大氣參數(shù)如有效溫度和重力加速度等觀測(cè)數(shù)據(jù)來(lái)自Moehler等人的觀測(cè)數(shù)據(jù)[15]。

由圖1我們可以清楚的看到，球狀星團(tuán)ωCen中的藍(lán)勾星都很好的落在了潮汐增強(qiáng)星風(fēng)模型所預(yù)測(cè)的區(qū)域內(nèi)。對(duì)于每一種初始氦豐度，我們都對(duì)應(yīng)的給出了雙星演化產(chǎn)生藍(lán)勾星的初始周期空間。從圖中我們可以看到，盡管所有氦豐度下的雙星演化都能產(chǎn)生藍(lán)勾星，但是在氦豐度很高的情況下，產(chǎn)生藍(lán)勾星的周期空間明顯增大，如從Y=0.24的400天左右增加大Y=0.40的1800天左右。這一結(jié)論表明，氦豐度高的球狀星團(tuán)可能更容易產(chǎn)生藍(lán)勾星，這一結(jié)論與目前對(duì)球狀星團(tuán)多星族現(xiàn)象的解釋是一致的。

3 結(jié)論

通過(guò)本文的研究我們可以看到，在雙星演化過(guò)程中，潮汐增強(qiáng)星風(fēng)作用下的早期熱氦閃過(guò)程能夠產(chǎn)生正常的極端水平分支星，而主星在紅巨星階段丟失大量殼層質(zhì)量發(fā)生延遲氦閃的過(guò)程能夠產(chǎn)生藍(lán)勾星。我們發(fā)現(xiàn)在潮汐增強(qiáng)星風(fēng)作用下，產(chǎn)生藍(lán)勾星的初始雙星周期從1600天到3600天不等，依賴于雙星的初始氦豐度。氦豐度越高，產(chǎn)生藍(lán)勾星的雙星初始周期空間越大。我們的研究結(jié)果表明，雙星演化是球狀星團(tuán)中極端水平分支星和藍(lán)勾星形成的一種可能機(jī)制。

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Study on the formation mechanism of hot horizontal branch stars in globular clusters

LEI Zhenxin1,2,ZENG Aihua1,SHEN Lihua1,LAN Zhongjian1

(1.Department of Science and Information Science,Shaoyang University,Shaoyang 422000,China;2.Key Laboratory for Optical Astronomy,National Astronomical Observatories,Chinese Academy of Sciences,Beijing 100012,China)

Hot horizontal branch(HB)stars in globular clusters(GCs)consist of extreme HB(EHB)stars and blue hook(BHk)stars.The formation mechanism of these two types of stars is still unclear.In this paper,we used the stellar evolution code MESA to study the roles of binaries on the formation of hot HB stars in GCs,by considering tidally enhanced stellar wind during binary evolution.Our results demonstrated that normal EHB stars could be produced through early hot helium flash in binary evolution when tidally enhance stellar wind is considered.While BHk stars could be produced by late hot flash in binaries.Moreover,binaries with higher initial helium abundance would produce BHk stars more easier than normal ones.

hot horizontal branch stars; stellar wind; globular cluster.

1672-7010(2017)01-0047-05

2016-12-18

國(guó)家自然科學(xué)基金資助項(xiàng)目(11503016);湖南省教育廳優(yōu)秀青年項(xiàng)目(15B214)

雷振新(1983-)，男，湖南邵陽(yáng)人，講師，博士，從事恒星演化及恒星光譜分析研究;E-mail:axle@nao.cas.cn

P144 < class="emphasis_bold">文獻(xiàn)標(biāo)志碼：A

A