劉劍宇，張 帆

(北京師范大學 天文系，北京100875)

1 引言

Thorne-˙Zytkow Object(簡稱T˙ZO)最初是由Thorne和˙Zytkow兩人共同在理論上提出的一種天體[1]。根據(jù)理論推測，在一顆紅巨星或紅超巨星的中心有一顆簡并的中子星核(而在普通的紅巨星或紅超巨星中不會存在中子星核，這也是T˙ZO區(qū)別于普通的紅巨星和紅超巨星的特征)。然而，雖然T˙ZO與紅巨星和紅超巨星有區(qū)別，但無論是在化學元素豐度還是光譜上其性質(zhì)都與紅巨星或紅超巨星有很多相似之處。對于T˙ZO形成的可能性，許多研究者提出了不同的模型和結(jié)論。目前普遍認為，T˙ZO能在兩種不同的環(huán)境下形成：(1)在一個球狀星團內(nèi)，一個中子星與一個正常演化的天體(矮星或巨星)發(fā)生直接碰撞，導(dǎo)致兩個天體相互俘獲并結(jié)合成一個天體，而碰撞的起因可能是由于雙星系統(tǒng)不穩(wěn)定的質(zhì)量轉(zhuǎn)移，亦或是雙星系統(tǒng)中一顆恒星先演變到超新星爆發(fā)階段，在此階段中由于超新星爆發(fā)作用是不對稱的，因此最終形成的中子星受到超新星爆發(fā)的作用推向另一顆天體并相互俘獲并合[2]。(2)在大質(zhì)量X射線雙星系統(tǒng)中，正常的大質(zhì)量恒星的演化可能會使它吞噬中子星伴星，產(chǎn)生一個共同包層，逐漸旋進并最終完全并合。前者能夠產(chǎn)生小質(zhì)量T˙ZO，而后者則會產(chǎn)生大于14M⊙的大質(zhì)量T˙ZO[3]，而在這兩個質(zhì)量界限之間(8.5M⊙～14M⊙)會產(chǎn)生一個比較大的間隔，目前的模型還不能完美地解釋此間隔的產(chǎn)生。不少研究人員針對這兩種環(huán)境提出了不同的具體形成和演化機制。

在觀測方面，由于T˙ZO與紅巨星或紅超巨星有著非常相似的性質(zhì)，因此它很難通過其直觀的特點被直接確認為候選體。而快質(zhì)子俘獲過程(rp-process)和慢中子俘獲過程(s-process)產(chǎn)生元素的不同為觀測上尋找T˙ZO候選體提供了方法。目前觀測到的最受關(guān)注的T˙ZO候選體是在小麥哲倫星云(SMC)中的HV2112[4]，而它成為候選體的理由主要也是通過與普通紅超巨星的元素豐度對比而提出的。除了HV2112，還有一些其他的T˙ZO候選體和可能經(jīng)歷過T˙ZO演化階段的天體。

第2章主要著重于從理論上統(tǒng)述大質(zhì)量T˙ZO的結(jié)構(gòu)與演化，包括恒星結(jié)構(gòu)演化中幾種重要的核過程，以及大質(zhì)量T˙ZO的形成和其演化的不同可能結(jié)果及其相關(guān)過程。第3章主要注重于大質(zhì)量T˙ZO在觀測上的相關(guān)發(fā)現(xiàn)，包括可能為大質(zhì)量T˙ZO演化過后的遺跡，尤其是在小麥哲倫星云中HV2112的化學性質(zhì)，并對其通過不同的學說進行了解釋分析。第4章主要對當前的相關(guān)工作進行總結(jié)，并對未來進一步的研究方向提出展望。

2 結(jié)構(gòu)與演化

2.1 重要核過程

理論上，初始質(zhì)量足夠大星體的穩(wěn)定燃燒階段，最多能夠通過核合成產(chǎn)生直至Fe峰(iron peak)的元素；而比Fe更加重的核素，因為其平均結(jié)合能比Fe低，所以是不能通過穩(wěn)定燃燒的核合成生成的，而是通過快中子俘獲過程(r-process)、慢中子俘獲過程(s-process)，或快質(zhì)子俘獲過程(rp-process)來產(chǎn)生。

(1)慢中子俘獲過程(s-process)

慢中子捕獲過程是天體物理中在星體上發(fā)生的一系列核合成反應(yīng)中的一種，特別是發(fā)生在AGB(漸進巨星支)上。s-process創(chuàng)造了星體中大約一半的比Fe重的元素，在星系化學演化中占據(jù)非常重要的地位。在s-process中，原子的核心進行中子捕獲的速率低于β負衰變的速率。處于穩(wěn)態(tài)下的同位素捕獲中子，但是產(chǎn)生的放射性同位素在另一次中子捕獲前就衰變?yōu)榉€(wěn)定的原子核，這樣經(jīng)由β穩(wěn)定的過程，使同位素沿著同位素列表的槽線移動。

(2)快中子俘獲過程(r-process)

快中子捕獲過程是在核心發(fā)生坍縮的超新星或雙中子星并合環(huán)境中創(chuàng)造富含中子且比Fe重的元素的過程，同樣創(chuàng)造了大約一半的重于Fe的元素。需要以Fe為最初的核進行連續(xù)的快中子捕獲。r-procss是由爆炸核合成產(chǎn)生的，例如在核坍縮超新星或雙中子星并合后，有高溫以及大量的中子通量，因此中子捕獲過程的速率比β衰變速率快并且穩(wěn)定，這意味著r-process沿著中子滴線進行。

(3)快質(zhì)子俘獲過程(rp-process)

快質(zhì)子俘獲過程是一連串的質(zhì)子被初始核捕獲形成重元素的過程。其結(jié)合了s-process和r-process特點的核合成過程，rp-process能夠合成最重的元素，雖然其反應(yīng)終點以現(xiàn)有知識還不能確定。rp-process需要非常高的溫度和富含H的環(huán)境，其最初的原子核可能在CNO循環(huán)期間產(chǎn)生。

可能進行rp-process的場所一般被認為處于有致密伴星(小質(zhì)量的黑洞或中子星)的雙星系統(tǒng)中，在包含劇烈吸積過程的地點。在這些系統(tǒng)中，通常另外一顆天體是諸如紅巨星這種具有富氫大氣的天體。這個系統(tǒng)中的恒星(通常是紅巨星)供應(yīng)致密星體吸積所需要的物質(zhì)，由于這些物質(zhì)來自共生恒星的表面，因此富含H與He，同時由于致密星體的強引力場，物質(zhì)會以高速落向這顆致密星，而在此過程中通常會與其他物質(zhì)碰撞形成吸積盤。這樣的情況下物質(zhì)會在伴星表面累積并有極高的溫度，成為電子簡并物質(zhì)。由于電子簡并物質(zhì)在高熱的大氣中會達到開爾文-亥姆霍茲不穩(wěn)定(K-H)的狀態(tài)(主要用于描述線性氣流的不穩(wěn)定性)，在這種不穩(wěn)定的狀態(tài)下溫度的增加將會引發(fā)熱核爆炸，產(chǎn)生rp-process(見圖1)。

圖1 快質(zhì)子俘獲過程

綜上所述，對于s-process，通常認為在恒星進行He燃燒的時候，在高能中子相對富集的地方，就能夠產(chǎn)生s-process所能產(chǎn)生的元素；而rp-process則是在高能質(zhì)子相對富集的地方，通常認為是在有致密伴星的雙星系統(tǒng)中產(chǎn)生。T˙ZO的平衡結(jié)構(gòu)會產(chǎn)生快質(zhì)子俘獲過程中能夠產(chǎn)生的元素，而在紅巨星中并沒有這一過程的發(fā)生；因此能夠在T˙ZO上找到相應(yīng)的元素豐度的顯著提升，這就為區(qū)分T˙ZO與紅巨星提供了方法。

接下來主要統(tǒng)述大質(zhì)量T˙ZO的相關(guān)理論，包含其形成、演化過程以及最終可能的結(jié)局分析。為全面和公正起見，本章并不僅限于介紹支持T˙ZO的理論，同時還介紹了相關(guān)的不支持T˙ZO形成的理論。同時在本章開始之前會先做一個定性，以方便后續(xù)的定義：將大質(zhì)量X射線雙星系統(tǒng)中率先演化到中子星階段的星體的伴星稱為胖星。

II型超新星又叫核坍縮超新星，是大質(zhì)量恒星坍縮引發(fā)的劇烈爆炸結(jié)果。II型超新星又能通過爆炸后的光變曲線被劃分成不同的類型。II型超新星的光譜通常都會展現(xiàn)出巴爾末吸收線，而這常用來區(qū)分II型超新星與I型超新星。

IIP型超新星：是II型超新星中的一種，其特點是光變曲線在下降時會有一個顯著的平滑結(jié)構(gòu)，這代表在一段時間內(nèi)，亮度以一個比較緩慢的速率下降。

IIn型超新星：具有一個特征，即其氫譜線的寬度相對比較狹窄。

大質(zhì)量T˙ZO主要是在大質(zhì)量X射線雙星系統(tǒng)中形成的[5,6]。在一般情況下，當系統(tǒng)中的大質(zhì)量主星完全充滿洛希瓣時，質(zhì)量轉(zhuǎn)換速率會以幾個數(shù)量級的大小超過中子星的愛丁頓吸積率。因此，雙星系統(tǒng)中的大部分質(zhì)量無法完全被中子星吸收，而超出的質(zhì)量會在中子星周圍形成延伸的包層，最終充滿中子星的洛希瓣。這時大質(zhì)量X射線雙星系統(tǒng)會演化到共同包層階段，中子星會被胖星的包層所吞并，由于氣體阻力的作用，向著系統(tǒng)的中心旋進。在大質(zhì)量X射線雙星演化過程中的第一種情況下，在此過程中軌道能量釋放得足夠多，使得雙星的共同包層被完全噴射出，并留下一個距離非常相近，周期為3或4 h，包含一顆大于3的He核燃燒的胖星和一顆原始的中子星。觀測發(fā)現(xiàn)胖星可能進一步發(fā)生超新星爆發(fā)并留下一個中子星殘骸，同時在這個過程中并沒有破壞整個雙星系統(tǒng)，并最終演化為距離非常相近的雙中子星，這一演化過程說明，一些大質(zhì)量X射線雙星能夠在經(jīng)歷共同包層旋進過程的演化進程時避免并合。T˙ZO的形成過程見圖2。

圖2 T˙ZO的形成過程

而在另一種形成T˙ZO的方式中(見引言部分)，發(fā)生在超新星爆發(fā)后，中子星受到不對稱的超新星爆發(fā)的作用，使得雙星系統(tǒng)直接并合。

大質(zhì)量T˙ZO主要通過在中子核附近的快質(zhì)子俘獲過程(rp-process)來支撐它們的包層，因此T˙ZO能以帶有特殊化學豐度的紅巨星或紅超巨星的形式被觀測到。例如HV2112就被認為是大質(zhì)量T˙ZO的候選體，由于它異常的化學現(xiàn)象符合理論預(yù)測(但也有不少研究提出了不同的可能性，在本文中也將特別指用T˙ZO來解釋HV2112的一些缺陷)。當大質(zhì)量T˙ZO的rp-process的初始元素耗盡及質(zhì)量流失使T˙ZO低于維持快質(zhì)子俘獲過程反應(yīng)所需要的質(zhì)量時，TO的結(jié)構(gòu)就不再穩(wěn)定，會發(fā)生坍縮，最終大質(zhì)量T˙ZO最終會爆炸，結(jié)束其短暫的一生。

具體而言，在中子核表面的核燃燒結(jié)束后，表面的物質(zhì)將會繼續(xù)收縮，同時溫度會不斷升高，釋放出中微子并造成能量的流失。由于中微子的有效冷卻，向中子核的吸積不再受愛丁頓率的限制，轉(zhuǎn)而取決于自由落體吸積率。相關(guān)研究認為在T˙ZO包層中的有效對流會使T˙ZO自轉(zhuǎn)非?？靃7,8]，當離心力開始占據(jù)主導(dǎo)地位時，自由落體吸積率相應(yīng)地被抑制了。在這個時間點，約10?3M⊙的質(zhì)量已經(jīng)被吸積到中子核上，但中子核還沒有坍縮成為黑洞。一個薄的吸積盤將會在中央的中子核處形成，隨后的吸積時間將由吸積盤中不確定的粘度決定，然而即便如此，在保持超愛丁頓吸積的情況下[9]，吸積率仍然遠大于10?3M⊙·a?1。與此同時，在這一階段中子核處的吸積盤會引發(fā)大范圍噴流。如果超愛丁頓吸積繼續(xù)下去，在塌縮后的幾月或幾年后，大約1M⊙的物質(zhì)會被吸積到中子星核上，這時中心的中子核會坍縮成為黑洞，如果此時吸積盤依然存在，那么超愛丁頓吸積依然存在并會繼續(xù)產(chǎn)生大范圍噴流。

隨后T˙ZO會進入爆炸階段，對于典型的大質(zhì)量T˙ZO，它們的結(jié)合能大約在1040J數(shù)量級。例如，對于一個質(zhì)量為16M⊙、中子核為1M⊙的T˙ZO，其結(jié)合能為5×1040J。由于在T˙ZO坍縮過程中，中心的致密物體附近可能會形成一個超愛丁頓吸積的吸積盤，這個吸積盤會發(fā)射大范圍的噴流，同時由于T˙ZO的結(jié)合能很小，這些噴流很容易被推回到坍縮的T˙ZO中并引發(fā)爆炸。T˙ZO爆炸后的觀測性質(zhì)很大程度取決于吸積盤所釋放出的能量，而爆炸會產(chǎn)生幾種不同的可能猜測結(jié)果。

如果吸積在結(jié)合能(1040J)釋放之后的短時間內(nèi)被抑制了，那爆炸的能量不會超過1040J，這個爆炸可能會以一個低能量的IIP型超新星爆發(fā)的形式被觀測到。如果采用Kasen和Woosley[10]的理論，最高的熱光度預(yù)計能到-7.1 mag并持續(xù)約900 d。由于此光度與祖星的光度相當，T˙ZO看起來可能像是還沒有發(fā)生爆炸就消失了。而爆發(fā)的能量與那些失敗的超新星爆發(fā)[11]的能量類似，因此一個低能量的超新星爆發(fā)可能會與T˙ZO爆發(fā)相混淆。如果T˙ZO周圍包含稠密的星際介質(zhì)，那么發(fā)射的物質(zhì)會與稠密的星際介質(zhì)相互反應(yīng)，這可能會被認為是低光度的IIn型超新星爆發(fā)。目前觀測到的II型超新星爆發(fā)并不排除有可能是低能量T˙ZO爆發(fā)的產(chǎn)物，具體需要進一步分析其遺跡中的化學豐度。

但如果吸積沒有被抑制而吸積盤上的星風依然存在，那么吸積盤能夠釋放更大的噴流，這些噴流會使得T˙ZO的能量爆發(fā)更高，其爆炸的能量就能達到甚至超越超新星爆發(fā)的能量。假設(shè)吸積以一個標準的能量轉(zhuǎn)換效率流失，那么爆發(fā)產(chǎn)生的能量最高能到達1046J，這與大型II型超新星或富氫超光度超新星爆發(fā)所產(chǎn)生的能量相近。這個爆炸會造成黑洞的形成，隨著黑洞的形成，一個強烈的噴流會隨之產(chǎn)生，爆炸的T˙ZO可能會以極長的γ射線暴的形式被觀測到[12]。如果噴流能夠穿透包層，也可能會產(chǎn)生瞬態(tài)的超光度超新星爆發(fā)。

星系中的T˙ZO產(chǎn)生率大約為2×10?4a?1[8]，而在星系中T˙ZO爆炸的比率接近于產(chǎn)生率。按照比率計算大約每10 000個超新星爆發(fā)中就可能有一個T˙ZO爆發(fā)，與超光度超新星爆發(fā)的比率相當。由于T˙ZO爆發(fā)產(chǎn)生的預(yù)計能量可能與超新星爆發(fā)相近，因此想?yún)^(qū)分T˙ZO爆發(fā)和超新星爆發(fā)是一個很棘手的工作。區(qū)分這兩者的最有效方法在于甄別兩者的金屬性，超新星晚期會通過其祖星的核中產(chǎn)生強烈的金屬線，而T˙ZO不會產(chǎn)生如此強烈的金屬線。另外，大質(zhì)量T˙ZO中特有的豐度含量也可能會成為一個重要的線索。

如今只有很少的T˙ZO候選體被發(fā)現(xiàn)，這表明T˙ZO如果真的存在，其壽命會非常短暫。可能是由于質(zhì)量的大量流失，T˙ZO過早到達了能夠產(chǎn)生irp-process(間斷的快質(zhì)子捕獲過程)的質(zhì)量下限，當T˙ZO低于質(zhì)量下限后，irp-process會終止進而結(jié)束T˙ZO過程。如果質(zhì)量流失是造成T˙ZO中irp-process終止的主要原因，那么相應(yīng)的T˙ZO的爆發(fā)應(yīng)當更加普遍，由于T˙ZO爆發(fā)的特殊性，這也需要進一步的觀測，特別是對于II型超新星爆發(fā)所產(chǎn)生遺跡的化學特征。隨著T˙ZO的爆發(fā)，會有大量的特殊元素進入星際，因此這可能是宇宙的化學演變中非常重要的一部分。

2.4 對T˙ZO形成理論的挑戰(zhàn)

對于T˙ZO的形成與演化一直存在著不同的模型與觀點。Papish等人[13]認為，如果來自中子星的吸積能夠超過愛丁頓率，大量的吸積能量會直接傳入噴流中，并吹散巨星的包層，因此T˙ZO不能通過共同包層的方式形成(見圖3)。此理論采用了噴流反饋模型[14?16]，即噴流沉積的能量會使整個包層以及一部分核心物質(zhì)被發(fā)射出去，并在共同包層演化的最后階段出現(xiàn)噴流與核心物質(zhì)的強烈相互作用。而針對具體觀測候選體HV2112，這個觀點認為其不是一個T˙ZO，因為其形成演化的過程并不能真實存在。

圖3 T˙ZO無法通過共同包層形成的理論[17]

通過確定快中子俘獲過程(r-process)核合成的具體發(fā)生地點，可以獲得支持這個論點的一個可觀測證據(jù)。A≤130的元素誕生于比較強烈的快中子俘獲過程，而對于這個過程的發(fā)生地點有兩種不同的觀點[17]，一種認為是在雙中子星并合中產(chǎn)生的[18]，而另一種則認為是新生的快速旋轉(zhuǎn)的中子星所發(fā)出的噴流中產(chǎn)生[19]。具體而言，在最初的中子星與紅超巨星的研究中，Taam等人[20]認為當中子星旋進進入紅超巨星包層的時候會有兩種結(jié)果，包層會噴發(fā)并且核心與中子星合并，但這并沒有考慮到噴流的作用。

而現(xiàn)在認為中子星的強吸積作用會產(chǎn)生噴流。一種模型認為大量的r-process的元素會在中子星產(chǎn)生的噴流中形成，并在共同包層的演化中使得星體爆炸。另一種經(jīng)典的模型基于快速旋轉(zhuǎn)的核會使得磁場放大的磁旋轉(zhuǎn)機制[21?23]，這個機制會在新生的中子星附近產(chǎn)生兩極噴流，這也會使得星體爆炸；但這一模型要求的恒星自轉(zhuǎn)速率遠大于恒星演化模型所給出的自轉(zhuǎn)速率，所以這個模型只適用于一些很特殊的情況。

綜上所述，當中子星旋進進入紅巨星的核心并發(fā)射出噴流時，強烈的r-process核合成過程也可能出現(xiàn)，這些噴流會使能量堆積在包層內(nèi)并最終使整個星體爆炸。這是一種較為罕見的演化路線，并與大量的有關(guān)這些元素被發(fā)現(xiàn)的事實相吻合。中子星在與紅超巨星旋進的過程中，吸積率非常大，遠超過愛丁頓吸積率，因此大量積攢的能量進入包層；同時旋進的中子星會釋放噴流并將包層驅(qū)散掉，一個星體核心處在這樣的情況下有可能無法通過共同包層的演化路線形成T˙ZO。

3 觀測

3.1 可能的T˙ZO爆發(fā)后的遺跡

2015年Liu[24]發(fā)現(xiàn)了一個周期為6.67 h的X射線源1E161348-5055，處在年輕的超新星遺跡RCW103中。這是一個非常有趣的發(fā)現(xiàn)，因為此遺跡可能是T˙ZO演化而來的。一個T˙ZO在形成過程會經(jīng)歷這樣一個階段：一個快速自轉(zhuǎn)的中子星核和一個緩慢旋轉(zhuǎn)的包層階段，理論認為通過中子星核的磁場與包層之間的演化，中子星核能夠減速并以一個極大的周期旋轉(zhuǎn)，而包層可能會被蘊含巨大能量的爆發(fā)或星風給驅(qū)散掉。如果在中子核減速后包層被驅(qū)散掉，那將會留下一個極長周期的致密天體，被包含在一個類似于超新星遺跡的外殼中以非常小的速度徑動，而這些特點都符合1E161438-5055。而T˙ZO應(yīng)當會富含極高豐度的Li以及rp-process元素，這些元素會留在遺跡中，能夠幫助檢驗這個演化過程的正確性。

這個X射線源1E161348-5055位于超新星遺跡RCW103的中心，在X射線波段具有極強的光度，但在射電、紅外以及光學波段并沒有發(fā)現(xiàn)明顯的能量，而最耐人尋味的是它6.67 h的自轉(zhuǎn)周期，而造成這一原因的猜測有如下幾個：

(1)由于小質(zhì)量雙星系統(tǒng)中有一個光度極低的次級伴星，這一伴星具有極低的X射線光度，軌道周期為6.67 h[25,26]。但這很難解釋這一對相距極近的雙星是如何在超新星爆發(fā)中存活下來并能屏蔽掉大量波段的觀測。

(2)1E1613是一顆磁星[27]，并由于自由落體盤的作用減速到一個長的周期。但這一演化方式與所有已知的磁星候選體、不規(guī)則脈沖星在觀測上都不相同，這些天體的自轉(zhuǎn)周期都在2～12 s內(nèi)，遠小于6.67 h。

(3)1E1613是T˙ZO演化的致密核，它在演化過程中自轉(zhuǎn)周期下降到了非常長的周期。

T˙ZO致密核的減速：在之前的理論中，只考慮了吸積物質(zhì)過程中的角動量，沒有考慮中子核磁場和包層之間的相互作用。由于包層是對流且高電離的，其中的等離子體會對磁場自轉(zhuǎn)產(chǎn)生相互作用。在T˙ZO包層中，在靠近中子核的地方，磁場會變得足夠大使得等離子體隨著中子核共同運動。這一過程可能在T˙ZO完全形成之前就已經(jīng)開始了，在中子星通過包層旋進伴星中心的過程中，磁場與等離子體相互作用，同時物質(zhì)被星體吸積會產(chǎn)生相反的扭矩，總的扭矩由磁場和物質(zhì)的吸積共同決定，使得致密天體在旋進的過程中就已經(jīng)開始減速。

T˙ZO包層的瓦解：包層會被星風耗散，或是在中子核轉(zhuǎn)變?yōu)楹诙粗坝捎谝恍┚薮竽芰康谋l(fā)所瓦解。中子核進而能以一個緩慢速度自轉(zhuǎn)，并在一個類似超新星遺跡中的中心被觀測到。

總之，1E1613的形成過程可能是一個大質(zhì)量雙星系統(tǒng)經(jīng)歷了一次超新星爆發(fā)，產(chǎn)生了RCW103和一顆致密星，這顆致密天體受到合適的超新星爆發(fā)的作用直接與其伴星結(jié)合成為了T˙ZO；接著致密核自轉(zhuǎn)減速，而其包層被星風或爆發(fā)所驅(qū)散；最終包層與RCW103超新星遺跡相結(jié)合，而核則成為1E1613。假設(shè)RCW103真的經(jīng)歷了T˙ZO的過程，那么它的徑動應(yīng)該非常小，這與觀測相符。另一方面，RCW103作為T˙ZO的遺跡應(yīng)該會與正常的SNR遺跡有所不同，因為在T˙ZO階段產(chǎn)生的rp-process元素應(yīng)該還留存在遺跡中，這有待未來的觀測檢驗。

3.2 T˙ZO候選體HV2112

3.2.1 HV2112的性質(zhì)

在T˙ZO觀測領(lǐng)域最振奮人心的是對于HV2112的觀測。在大質(zhì)量T˙ZO中，對流包層幾乎到達中子星的表面，因此極高溫的H燃燒會通過irp-process合成質(zhì)子數(shù)很高的元素。然而由于T˙ZO的產(chǎn)生率非常低，同時它們的壽命又非常短，因此在觀測上T˙ZO能否存在也是一個問題。

HV2112是T˙ZO的第一顆觀測候選體，對于它的距離一直有不同的解釋，而這些不同距離又引發(fā)了不同的假設(shè)。對于HV2112，其成為一顆T˙ZO候選體的前提取決于它是小麥哲倫星云(SMC)中的一員[28]。早期有工作認為HV2112若在SMC中，自行速度會達到3 000 km·s?1，遠超過SMC的逃逸速度，他們認為HV2112更有可能是銀河系銀暈上距離約為3 kpc的星體[29]；這意味著其沒有足夠的光度成為一顆紅巨星，更不用說T˙ZO候選體了。而在后續(xù)的研究中證實HV2112是SMC中的一員[30]，并且符合SMC中東翼的子結(jié)構(gòu)，SMC的東翼有星體誕生于50～200 Ma之間的證據(jù)，有著與HV2112相聯(lián)系的年輕的致密天體；并且HV2112的徑動速度(157 km·s?1)與SMC的徑動速度(145.6 km·s?1)很符合，同時HV2112的視線徑向速度約為13 km·s?1，與暈星和SMC都相符。而在2MASS顏色量級圖表中清楚地表明HV2112位于SMC中M型超巨星范圍。將上述信息整合，坐標位置、自行、徑向速度都很符合SMC，并且光學測量顯示其處在SMC超巨星范圍，這也是HV2112為SMC中一員的有力證據(jù)。通過研究Gaia的二期數(shù)據(jù)也證實HV2112的自行完全符合它是小麥哲倫星云中的一員，同時視線速度也符合，這一觀測數(shù)據(jù)排除了所有關(guān)于HV2112在太陽幾kpc內(nèi)的演化學說。

T˙ZO代表了一個全新的恒星結(jié)構(gòu)理論，其相關(guān)irp-process更是一個創(chuàng)新的恒星內(nèi)部的核反應(yīng)模型。目前還沒有一個非常好的辦法能夠從外觀區(qū)分T˙ZO和普通的M型紅超巨星，在觀測上能用來區(qū)分的特征只有他們的大氣化學元素豐度。由于中子星核與完全對流的包層之間的接觸面上具有極高的壓強，irp-process會產(chǎn)生很多不同尋常的化學元素豐度[3]，盡管紅超巨星的譜線大部分由氧化銻(TiO)的吸收線所占據(jù)，一些特殊的irp-process的產(chǎn)物應(yīng)該還是能夠在T˙ZO的大氣表面被觀測到，其中包含Rb I,Sr I，Sr II,Y II,Zr I,Mo I[1]，除此之外，Li的豐度在T˙ZO中也應(yīng)該大量地超過正常值。

3.2.2 HV2112為T˙ZO的論點

在對HV2112的研究中[4]，紅超巨星的大氣模型會受到諸如大氣幾何學、光深的變化、質(zhì)量損失效應(yīng)以及宿主星系的化學豐度變化的影響。為了避免這些大氣模型的假設(shè)所帶來的偏差，各種研究相應(yīng)地截取了感興趣的化學元素的光學譜線的等效寬度比。為了在光譜中找尋類似T˙ZO的不同尋常的元素豐度，將Li,Rb以及Mo這些在T˙ZO中被認為會顯著增加的元素豐度譜線特征，與那些被認為在T˙ZO中不會顯著增加的元素豐度，如K,Ca,Fe,Ni這些元素相比較。

在比較宿主星系中紅超巨星的T˙ZO元素的比例時，小麥哲倫星云中的HV2112被發(fā)現(xiàn)在Rb/Ni,Li/K,Li/Ca和Mo/Fe上具有異乎尋常高的比率。

圖4給出了在SMC(小麥哲倫星云)中包含HV2112在內(nèi)的所有樣本，與正常的Ni/Fe,K/Ca比率相結(jié)合并進行分析，能夠清晰地得出Rb,Li以及Mo在HV2112的大氣中具有非常明顯的提升。在此圖中，樣本都在SMC中，橫坐標為有效溫度，縱坐標為元素之間的比率值，這些比率包含T˙ZO中應(yīng)該顯著提高的比率以及控制變量的比率。深色線展示了對于各個元素，其對應(yīng)不同的有效溫度，其比率最符合觀測的擬合值線。在光譜中HV2112的比率被標記為紅色。

圖4 HV2112樣本豐度比例[4]

圖5給出了HV2112和典型的SMC中的紅超巨星的光譜，HV2112的光譜有顯著的T˙ZO特征。雖然在有些恒星中能觀測到Mo或Rb元素，并且他們的存在被歸因于s-process，但并沒有先前的觀測或預(yù)期的s-process理論過程能在一顆Li豐度額外高的星體上同時產(chǎn)生這兩種元素。Li的存在也提供了另一種論點，在溫度低的進行s-process的星體中沒有發(fā)現(xiàn)過同時存在的Rb和Li增強[31]。這三種元素同時出現(xiàn)也從來沒有在任何s-process星體上觀測到過。還可以進一步考慮Ba II吸收線的強度。由于Ba是s-process中非常普遍的產(chǎn)物，這提供了一種論證在HV2112中元素豐度的提升是否是由于s-process而不是irp-process[32]的方法，而HV2112中Ba II的強度與樣本中其他SMC紅超巨星相比并沒有展現(xiàn)出更強的s-process的跡象。

圖5 HV2112光譜對比[4]

通過計算發(fā)現(xiàn)Mbol=-7.82±0.2，這與初始質(zhì)量為15M⊙的紅超巨星相契合，同時這遠超過AGB的最大質(zhì)量上限。擁有相近軌道的大質(zhì)量雙星更常見于貧金屬環(huán)境下[33]，這預(yù)測了T˙ZO的雙星演化首先可能會出現(xiàn)在貧金屬環(huán)境下，比如小麥哲倫星云。

然而，在觀測到的HV2112的譜線比率中有一些與預(yù)期不符。盡管Rb/Ni在HV2112中的比率遠遠高于在SMC紅超巨星中測到的，但Rb/Fe比率卻正常。HV2112中Ni/Fe的比率與紅超巨星樣本相比也很正常，這排除了過高的Fe豐度的可能性。Mo,Li和Rb的特征也是一目了然，并沒有顯著提升到基于預(yù)測的T˙ZO中會出現(xiàn)的大量豐度的值[1,3,7,8]。這樣相對微弱的元素提升可能暗示著HV2112正處于T˙ZO的早期或者其T˙ZO存在階段非常短暫[7,8]。在HV2112中Ca/Fe的比率同樣異乎尋常地高，但這個豐度比率的提升并沒有與T˙ZO相聯(lián)系的理論解釋。

對于任何T˙ZO的確定性探測將為全新的恒星內(nèi)部模型提供直接證據(jù)，同時能確認理論上預(yù)測的大型恒星雙星系統(tǒng)的命運以及核合成環(huán)境的存在，這些環(huán)境為宇宙中重元素和Li的產(chǎn)生提供了新的渠道。但是，對于HV2112，現(xiàn)今眾說紛紜，除了T˙ZO，接下來列舉其可能的其他星體結(jié)構(gòu)，雖然目前其主要爭議結(jié)構(gòu)為T˙ZO或SAGB，但下文在對HV2112是否可能為SAGB結(jié)構(gòu)進行分析的同時，依舊對HV2112是否有可能是AGB結(jié)構(gòu)進行了分析并給出了揚棄原因。

3.2.3 HV2112是AGB的論點

對于HV2112到底是否是T˙ZO依然還有很大的爭議，有相關(guān)研究認為HV2112是一顆AGB而不是T˙ZO。對于HV2112是T˙ZO的判斷主要是基于星體具有(lg(L/L⊙)≥5)一個溫度極低的表面，以及表面富含Li,Ca以及一系列irp-process元素。

一些新的研究宣稱，在采用新觀測方法后，發(fā)現(xiàn)HV2112的熱光度在lg(L/L⊙)=4.70～4.91的區(qū)間內(nèi)[34]，比之前的觀測數(shù)據(jù)要低，且符合AGB的特征。通過將HV2112與SMC中晚型高光度的星體的光譜作比較后，并沒有發(fā)現(xiàn)明確證據(jù)說明Rb,Ca或K的顯著提高，但確實發(fā)現(xiàn)Li豐度的顯著提高。因此認為這是一顆質(zhì)量為5M⊙的AGB。

在之前的研究中[4]，也能夠明顯地發(fā)現(xiàn)，Rb/Ni的比率說明Rb的豐度有顯著升高，而Rb/Fe的比率卻很正常，同時Ni/Fe的比率也在正常范圍內(nèi)，這是不自洽的。另外在其研究中所選的其他樣本的有效溫度和lg(g)值是不一樣的，而這些化學元素的豐度很可能對這些參數(shù)非常敏感。同時在之前研究中也說明了，譜線會被TiO的譜線覆蓋產(chǎn)生空白，而譜線對有效溫度和大氣結(jié)構(gòu)也非常敏感；因此也認為不能直接將HV2112認為是一顆T˙ZO。

3.2.4 HV2112是SAGB的論點

對于HV2112還有一種說法，由于它的光度接近或超過105L⊙，因此認為這也可能是一顆SAGB，是由電子簡并支撐O/Ne核并且正在經(jīng)歷第三次掘取階段的熱脈沖恒星。T˙ZO和SAGB在宇宙中都非常罕見，迄今為止，HV2112大氣中的元素豐度并不能使用最新的模型來區(qū)分這兩種可能性。Mo和Rb的豐度提升可能是由T˙ZO中的irp-process提供，也有可能由SAGB環(huán)境中的s-process提供，Li豐度的提升也有可能是共同包層中的底部熱燃燒所導(dǎo)致的。但SAGB無法合成Ca元素，而Ca元素可能會在形成T˙ZO的最后階段產(chǎn)生，因此HV2112中顯著提升的Ca豐度很重要。

較早的研究[4]并沒有清楚地討論SAGB星的可能性。SAGB是一些初始質(zhì)量為8M⊙～10M⊙的恒星在演化的晚期，依賴于在He燃燒過程中對流超調(diào)的假設(shè)，在第二次掘取反應(yīng)(恒星演化深層的物質(zhì)通過反應(yīng)掘取到上層)發(fā)生前點燃中心的C核[35]。中等質(zhì)量的恒星通過在主序上H核燃燒而演化，當中心H耗盡時，H燃燒移向殼，恒星變成紅巨星。它的對流包層加深并掘取了一部分氫燃燒的產(chǎn)物到表面。當溫度足夠高時，3α過程將使核心中的He燃燒，對流燃燒成C和O。核心中的He耗盡后，在緊靠H燃燒產(chǎn)生的外殼中的外殼燃燒。這些雙殼燃燒的恒星位于AGB(漸近巨星分支)上。在更大質(zhì)量的AGB恒星中，當深層的對流包層滲透到暫時耗盡的H燃燒殼的時候，會發(fā)生第二次掘取反應(yīng)。這會帶來新的H燃料使得僅在He燃燒殼層外百分之幾M⊙的H殼層再次點燃。富He區(qū)域的稀薄程度，加上3α反應(yīng)的強烈溫度敏感性，會導(dǎo)致脈沖中不穩(wěn)定的He燃燒，在兩次脈沖之間會發(fā)生第三次掘取反應(yīng)，將He燃燒的產(chǎn)物帶到表面，其中的慢中子俘獲同位素能夠解釋在HV2112中觀察到比Fe重的元素。更高質(zhì)量的SAGB在第二次掘取發(fā)生之前會點燃C核，并會以類似的形式發(fā)生熱脈沖并發(fā)生掘取反應(yīng)過程。第二次掘取發(fā)生之前，SAGB的核心質(zhì)量更高，這會賦予它們早期接近紅超巨星和T˙ZO的光度。一旦開始熱脈沖和第三次掘取后，核心以及由此產(chǎn)生的光度將增長得更加緩慢。在觀測到的所有化學元素豐度中，SAGB和T˙ZO幾乎都能說明豐度的增加，但Ca的增加是一個例外。

在宇宙中SAGB和T˙ZO都很罕見，在SMC的金屬性下，SAGB的形成質(zhì)量在6.5M⊙～8M⊙，SAGB的壽命很短，同時由于其前身星體的壽命也較短，因此幾乎每1 000個符合質(zhì)量的星體里只有一個SAGB。在獲取的大約250個年齡大約300 Ma的星團中，Glatt等人[36]發(fā)現(xiàn)星團的平均質(zhì)量約為4 000M⊙，而只有在總質(zhì)量約為106M⊙的星團中才有可能誕生SAGB。如果將這些數(shù)據(jù)整合，得到當前在SMC中SAGB的總數(shù)應(yīng)為1左右。在此計算的精度范圍內(nèi)，這與HV2112是迄今為止在SMC中發(fā)現(xiàn)的唯一SAGB相吻合。

HV2112擁有高的Rb和Mo豐度，這可以是由T˙ZO中的irp-process產(chǎn)生[3]，也可以由SAGB中的s-process產(chǎn)生[37]。后者最初會形成較輕的元素，其中Rb和Mo都是屬于s-process中形成的較輕的元素。之后隨著中子暴露程度，形成了包括Ba在內(nèi)的較重元素。

現(xiàn)在將注意力轉(zhuǎn)向Li。Li元素在AGB的演化早期能夠通過熱對流燃燒產(chǎn)生[38]。在第二次掘取反應(yīng)發(fā)生后，SAGB包層的基礎(chǔ)溫度能夠達到6×107K，這能夠產(chǎn)生熱對流燃燒并合成Li。首先，7Be能夠由如下反應(yīng)產(chǎn)生：

然后7Be能夠抓取一個電子形成7Li，

熱對流燃燒產(chǎn)生的一些Li能夠通過對流傳輸?shù)奖砻?，因此在很短的時間內(nèi)，Li豐度會有顯著提升，在許多模型中會提升10倍以上。那些混合或殘留在熱燃燒區(qū)域的Li隨后會因質(zhì)子捕獲而破壞：當3He耗盡時Li的產(chǎn)生停止，因此表面上的Li豐度會在AGB早期階段達到峰值后降低。

因為Li在任何熱脈沖之前都會明顯升高，所以SAGB的表面在s-process之前就已經(jīng)富含Li了，在最初的幾個脈沖中，s-process中較輕的同位素元素被傳輸?shù)奖砻?，而大多?shù)之前產(chǎn)生的Li會被毀壞。s-process對元素的提升會持續(xù)104～105a[39]，取決于最初的質(zhì)量和包層的對流。而同時富Li階段在6M⊙中將會持續(xù)105a，這說明Li和Rb可以同時存在并具有比較高的豐度。

另一方面，T˙ZO可以通過同樣的機制合成Li，在這種情況下，其場所在簡并核上方的對流包層中，但由于對流的影響，不會產(chǎn)生式(3)的過程。對于一個標準模型，Li豐度能夠在開始105a提升，并且能夠在106a后繼續(xù)提升，超過了認為T˙ZO能夠存在的最大壽命。因此在T˙ZO中同時發(fā)現(xiàn)Rb,Mo和Li也沒有問題。

值得注意的是在HV2112中發(fā)現(xiàn)了Ca豐度的明顯提升。Ca的產(chǎn)生是在恒星核壽命的最后階段，即光致蛻變過程中捕獲α粒子產(chǎn)生的，而α捕獲會在超新星爆發(fā)前將Si28轉(zhuǎn)化為Ni56。在SAGB和T˙ZO中都沒有發(fā)現(xiàn)會增強Ca的核合成。而在SAGB的更早期中，也不會有任何時期能達到能從內(nèi)部合成Ca的條件，因此只能解釋為偶然的外部污染。

而對于T˙ZO，有一種可能性是當簡并的核與中子星合并時，吸積盤中的條件能夠達到更高溫度促成Ca的產(chǎn)生。Metzger[40]計算出瓦解的白矮星產(chǎn)生的吸積盤在吸積過程中的核合成。對于一個0.6M⊙的白矮星(這是他的模型中與HV2112最接近的模型)，大約10?3M⊙的Ca會從吸積盤中逃逸出來；這超過了在HV2112表面上顯著提升Ca豐度所需要污染包層的質(zhì)量。即使考慮由星風所造成的質(zhì)量流失，依然至少有1/10的Ca的質(zhì)量會污染包層，這個圖景符合所知道的其他具有相對論性吸積盤系統(tǒng)并能夠解釋Ca豐度的增加。但是這項研究依然有很大的不足，采用的Metzger的模型只是一個用于白矮星的模型，其只有中子星吸積的1/10，并且這依賴于穩(wěn)定的中子星會繼續(xù)作為中心物體而不是坍縮成為黑洞這樣的假設(shè)。

3.3 對麥哲倫星系中類似HV2112星體的觀測分析

與此同時，也有研究者[41]從另一個角度來探索HV2112。HV2112有600 d的光變周期，并且在周期中視星等會改變[42]。同時在一個周期內(nèi)，HV2112會出現(xiàn)兩次峰值。根據(jù)這些特點，可以在HV2112所處的麥哲倫星系(SMC和LMC)中，通過類似的條件篩選到11個與HV2112各方面性質(zhì)極其類似的星體(HLOs)，并對它們的觀測性質(zhì)，物理性質(zhì)，包括其產(chǎn)生率和壽命進行分析預(yù)測。

HLOs的視星等振幅大于2.5，周期大于400 d，平均絕對星等處于-2.5～5 mag之間，其紅外波段的顏色表明大氣中富O。HLOs的有效溫度為3 250～3 600 K，光度lg(L/L⊙)為4.15～5.15，質(zhì)量損失率為1×10?7M⊙·a?1～4×10?6M⊙·a?1，預(yù)期質(zhì)量為6M⊙～11M⊙?？紤]到HLOs可能是6.5M⊙～11M⊙的星體(SAGB演化路徑)或由大質(zhì)量X射線雙星系統(tǒng)(T˙ZO演化路徑)演化而來，HLOs階段的壽命為104a。這與SAGB階段的預(yù)期壽命相符，比T˙ZO階段的預(yù)期壽命小了一個數(shù)量級。

對HLOs的類別進行分析所得結(jié)論如下：(1)由于HLOs的性質(zhì)與RSGs的觀測性質(zhì)(星等變化和顏色)以及理論預(yù)測都有非常大的分歧，很明顯HLOs應(yīng)該不屬于紅巨星。(2)通過與AGB性質(zhì)的對比，發(fā)現(xiàn)樣本中的一顆星體(LMC-3)非常符合，可以被認為是AGB；而剩下的10個樣本與AGB在許多性質(zhì)上都不同，在質(zhì)量和光度上都超過了典型的AGB。(3)HLOs的高光度和質(zhì)量都與SAGB的預(yù)測相吻合，不過在SAGB演化的后期，會產(chǎn)生大量的質(zhì)量損失率或超強星風，超過10?5M⊙·a?1[43]，這在HLOs中并沒有發(fā)現(xiàn)，HLOs展現(xiàn)出10?7～10?8M⊙·a?1[43]的損失率。Doherty等人[39]提出，一個處于超強星風階段的SAGB應(yīng)該滿足以下兩個條件中的一種：具有超過850 d的周期，或者超過500 d的周期且C/O的比率應(yīng)該大于1。由于所有的HLOs周期都小于850 d，并且根據(jù)紅外波段的顏色表明其大氣中富O；因此HLOs可能還處在C核燃燒階段，并沒有到達超強星風階段，在超強階段之前，理論上的質(zhì)量損失率是符合HLOs的。同時HLOs的當前質(zhì)量和預(yù)期壽命都符合SAGB的演化預(yù)期。因此，如果HLOs處在超強星風前C燃燒階段，那么它們與SAGB的預(yù)測相符，由于迄今為止只有一顆被證明的SAGB候選體，這一發(fā)現(xiàn)會大大增加已知的SAGB的數(shù)量。(4)HLOs的有效溫度、質(zhì)量損失率、光度都與T˙ZO非常符合。然而在T˙ZO的預(yù)期與HLOs的觀測中有一重大分歧，那就是一個穩(wěn)定結(jié)構(gòu)的大質(zhì)量T˙ZO應(yīng)不小于14M⊙[3]。而在脈沖模型中通過對HLOs光度、有效溫度、周期進行分析顯示，目前其質(zhì)量為6M⊙～11M⊙，低于質(zhì)量下限。當一個大質(zhì)量T˙ZO在低于其質(zhì)量下限的情況下維持核聚變，它將經(jīng)歷中微子損失并最終破壞穩(wěn)定性[7,8]。所以只有三種可能：大質(zhì)量T˙ZO的質(zhì)量下限需要被修正，觀測到的HLOs質(zhì)量被低估，或HLOs不是T˙ZO。

4 結(jié)論

4.1 討論

T˙ZO是一種理論上預(yù)測的具有奇異性質(zhì)的天體，由一顆紅巨星以及其內(nèi)部的中子星核組成。大質(zhì)量T˙ZO的總質(zhì)量不小于11.5M⊙，并主要由發(fā)生在對流包層基底的核合成反應(yīng)提供能量。T˙ZO被認為是由兩顆距離非常近的大質(zhì)量雙星演化而成，當中子星形成的時候，另一顆更大質(zhì)量的星體演化到紅巨星階段，在系統(tǒng)經(jīng)歷一系列演化后，伴星膨脹的包層會變成共同包層，中子星會旋進到其伴星的中心。還有另一種可能是中子星受到一個超新星爆發(fā)的作用力，而徑直向其伴星方向移動并最終被吞并。

T˙ZO的能量來源主要是由irp-process產(chǎn)生，因此相應(yīng)會產(chǎn)生irp-process過程才會產(chǎn)生的獨特元素。對于T˙ZO在宇宙中是否真實存在一直有爭議，非常需要觀測來解決，但由于T˙ZO的壽命非常短，形成條件也比較苛刻，因此T˙ZO的出現(xiàn)預(yù)計非常罕見，同時在觀測上由于T˙ZO各方面都與紅超巨星非常相似，對其進行甄別也是巨大的挑戰(zhàn)，只有通過檢測T˙ZO候選體的詳細化學特征才有可能。如irp-process會產(chǎn)生的化學元素特征：Mo,Ru,Th,Pd,Ag，都會比正常情況下增強1 000倍以上，第二個特征元素是Li豐度的提高。

而在Levesque等人[4]針對HV2112的研究中，HV2112有效溫度約為3 450 K，視星等為13.7 mag，絕對星等為-7.82 mag，超過了SMC中星體的林忠四郎極限，也超過了普通AGB的極限，并且由于所觀測元素都是通過比率的對比來說明其中某一元素的高豐度，而并沒有給出相應(yīng)元素的具體數(shù)值是否達到了irp-process會產(chǎn)生的元素數(shù)量。使用比率造成了很多潛在的問題，例如，如果用來做對比的元素豐度本身就極低，就會使得試圖證明的高豐度元素的豐度并沒有特別高。與此同時，該研究的自洽性依然是個問題，不難發(fā)現(xiàn)相應(yīng)元素之間的比例難以自圓其說，這也是通過元素之間的比率來說明元素豐度所造成的弊端。同時該研究也暴露了其他問題，例如，元素豐度的提升比預(yù)期的要小很多，雖然這也有可能是由于HV2112相對年輕造成的。另外，在該研究中發(fā)現(xiàn)的很高的Ca/Fe并沒有在現(xiàn)在的模型中預(yù)測到。總之，現(xiàn)今最主要宣稱HV2112為T˙ZO的研究有不少缺憾。

4.2 展望

在未來的研究和探測中應(yīng)當更加注重具體的豐度細節(jié)，探測irp-process會產(chǎn)生的元素以及子元素的消耗。以HV2112為例的典型候選體，被解釋為SAGB和T˙ZO都并非沒有爭議。想要區(qū)分T˙ZO和SAGB，與SAGB相關(guān)的C核燃燒產(chǎn)物Mg變得很關(guān)鍵，目前在這方面迫切需要對核坍縮進行觀測分析。同時對于以前的研究也依然有進一步提升的空間，在未來通過具體的元素豐度代替元素之間的比率進行計算也會使得結(jié)果更令人信服，當然具體豐度的探測也有排除HV2112為T˙ZO的可能性，一切都等待著進一步的觀測和探索。

另一方面O’Grady等人[41]從另一個角度探索T˙ZO，指出了另一種可能性。值得注意的是T˙ZO在8.5M⊙～14M⊙之間存在質(zhì)量溝壑，因此，能夠發(fā)生irp-process反應(yīng)的大質(zhì)量T˙ZO的質(zhì)量下限大于所有麥哲倫星云中的類HV2112星體。在目前的模型下，大質(zhì)量T˙ZO的質(zhì)量下限是由對流效率、混合長度(MLT)參數(shù)以及中子星的質(zhì)量所共同決定的，Cannon[3]發(fā)現(xiàn)，能夠通過調(diào)整給定的假設(shè)使質(zhì)量下限達到10M⊙～11M⊙。但若要更進一步探索T˙ZO，顯然需要對對流模型進行更多更細致的修正。

同時需要指出的是，目前針對T˙ZO還沒有一個與脈動周期直接相關(guān)的模型。因此如果想要更廣泛的研究和觀測，還需要探索出一個細致的能滿足光度lg(L/L⊙)為4.5～5.1和周期大于500 d的恒星結(jié)構(gòu)。

總而言之，希望通過這個綜述讓更多有實測能力的研究者知悉此天體，并投入觀測時間尋找。也希望理論學者能對T˙ZO產(chǎn)生興趣，因為在1977年被提出后，理論上對它形成的可能性、途徑以及演化方式提出了諸多不同的模型與結(jié)論，尚需分析完善。而另一方面，由于它與紅巨星或紅超巨星在觀測上有著非常類似的特點，想要找到并確認其候選體也非常具有挑戰(zhàn)性，需要對其觀測特征有成熟和詳細的理論預(yù)測作為先行前提。T˙ZO相關(guān)研究的未來充滿著挑戰(zhàn)，其對雙星系統(tǒng)研究和恒星結(jié)構(gòu)建模都有巨大的推動作用。無論是在理論還是觀測上，更多的工作和探索都是不可或缺的。