银河系两类特殊恒星的丰度研究.pdf

圆密级：中国科学院大学U n i v e l s i t yo fC h i n e s eA c a d e m yo fS c i e n c e s博士学位论文2 0 1 3 年4 月△坠坠壁堡垒卫竺篁△坠垒! Y 苎i 苎Q ! ! 盟Q ! 皇卫皇曼Q !里星￡塾丛垒! 墅曼￡墨i 望! 丛壁g 垒! 垒圣YB yS h uL i uAD i s s e r t a t i o nS u b m i t t e dt oT h eU n i v e r s i t yo fC h i n e s eA c a d e m yo f S c i e n c e sI np a r t i a lf u l f i l l m e n to f t h er e q u i r e m e n tF o rt h ed e g r e eo fD o c t o ro fA s t r o p h y s i c sN a t i o n a lA s t r o n o m i c a lO b s e r v a t o r i e sC h i n e s eA c a d e m yo fS c i e n c e sA p r i l ，2 0 1 3摘要银河系中有一些不寻常的恒星，它们具有特殊的光变曲线或异常的光谱，这些恒星的化学组成包含了星系演化或元素核合成的重要信息。

本文介绍了银河系中两种特殊恒星一天琴座R R 变星和富铅星一的丰度研究本文第一部利用高分辨率高信噪比的光谱对2 3 颗场区天琴座R R 变星进行了丰度分析( 其中6 颗具有多个相位的观测数据) ，确定了2 3 颗星共3 6 条光谱的大气参数并得到了1 5 种元素( N a ，M g ，A I ，S i ，C a ，S c ，T i ，V ，C r ，M n ，F e ，N i ，C u ，Y ，B a ) 的丰度我们发现除B a 元素外，其余1 4 种元素的丰度I X ／F + 1 与相位变化无关，对于B a ，我们首次发现『B a ／F e ] 随相位发生变化( 『n a ／F g 在脉动周期的两端偏低，在中间相位时偏高) ；并且『B a ／F e l 随着有效温度的升高而降低样本星中大部元素的丰度随金属丰度的分布趋势与矮星中的结果符合得很好；但[ S c ／F g 和[ Y ／F e I 在太阳金属丰度附近的值明显偏低 运动学分析表明，比较富金属的天琴座R R 变星可能来自于银河系盘族，并且厚盘星的[ a ／F e 】高于薄盘恒星给出的结果在2 3 颗样本星中，有两颗富金 属天琴座R R 变星表现出异常的元素丰度：T VL i b 中h ／F e l ，f S c ／F e l ，[ Y ／F e ] 以及[ B a ／F e l 比其余样本星中的结果偏高：T wH e r 具有太阳『a ／F e l ，但其[ S c ／F + 1 ，[ Y ／F e l 和『B a ／F e l 却显著偏低。

本文第二部分是对一颗光谱中有铅线的特殊恒星的研究铅元素( P b )作为慢中子俘获过程的终点，对于核合成理论以及A G B 模型的研究具有重要意义由于大部分恒星中铅线极弱，在光谱分析中很难探测到G2 4 —2 5 是一颗丰度异常的晕星，光谱中明显探测到了铅线我们采用等值宽度方法和光谱综合法确定了G2 缸2 5 中的C 元素以及从S r 至l J P b 之间的1 2 种中子俘获元素的丰度通过与太阳丰度以及和一颗普通恒星G1 6 —2 0 进行较差丰度分析，发 现G2 4 —2 5 中的c 元素和慢中子俘获过程元素明显超丰，『P b ／B a l = o ，3 3 虽有超丰，但不满足成为铅星标准( f P b ／B a ] > 1 ．o ) G2 4 ．2 5 的丰度分布与典型C H 星结果一致，结合运动学我们认为G2 4 —2 5 是第一颗被证认的晕族C H 亚巨星目前C H 亚巨星多为富金属( - 0 ．5 - 0 ．5 范围内的天琴座R R 变星很可能属于年老的薄盘1 6 - 8 】由此，天琴座R R 变星作为探针来追踪银河系结构和演化也是天体物理领域的一个重要的研究方向1 ．2富铅的特殊恒星原子序数排在铁之后的重元素，主要通过中子俘获过程形成，按照不同的反应时标，重元素可以分为快中子俘获过程( r —p r o c e s s ) 元素和慢中子俘获过程( s —p r o c e s s ) 元素。

其中，慢中子俘获过程元素是在渐进巨星支( A G B ) 恒星中形成的，包括有S r ，Y ，Z r ，B a ，L a ，C e ，P r ，N d ，S m ，P b ，B i 这几种元素中小质量的恒星演化至i J A G B 阶段，在H e 壳层燃烧的过程中通过原子反应1 3 C ( a ，n ) 1 6 0 提供了中子源深藏在A G B 星内部的种子核( 一般为铁核) 缓慢地俘获中子从而形成慢中子俘获过程元素近年来，热脉动A G B 模型( T P —A G B ) 的理论认为，对流H 包层下局部混合的质子在第三次挖掘过程的作用下被带到富碳的H e 燃烧壳层，有效触发了链式反应1 2 C ( p ，1 ) 1 3 N 1 3 C ( a ，n ) 1 6 0 ，从而大量提供了产生慢巾子俘获过程元素所需的中子源G o r i e l y ＆M o w l a v i( 2 0 0 0 ) 指出，标准的局部质子混合( p a r t i a lm i x i n go fp r o t o n s ，P M P ) 理论预言在[ F e ／H ] 1 ．0 时可以称之铅星可见，铅星是一种典型的由特征光谱和异常的元素丰度来定义的不寻常天体，铅星的发现和研究对A G B 理论模型和元素核合成理论的验证有重要意义。

铅元素( P b ) 作为第三峰慢中子俘获过程元素( P b ，B i ) 中比较富的一图1 ．3 ：铅星H D1 9 6 9 4 4 中P bI ) L 4 0 5 7 ．8 附近的观测光谱与光谱综合的结果相比较，圆点表示观测光谱，数据来自欧南台3 ．6 ．m 望远镜所附带的高分辨率光谱仪，光谱的分辨本领A ／△A = 1 3 5 ，0 0 0 ，粗实线表示拟合真实光谱的结果，细实线为[ s ／F e 】= o 时的光谱综合结果( 图片摘自V a nE c k ，2 0 0 1 )个，同时也被当作慢中子俘获过程的终点，是一个极为有趣的元素但在大多数恒星特别是贫金属星中，铅线都极弱，很难探测到，这也就是为何到目前为止发现的铅星仅有6 颗的一个原因B i s t e r z oe ta 1 ．( 2 0 0 6 ) 汇总了2 3 颗贫金属富铅星，这些恒星大部分都是C 增丰，s 过程增丰或r l s 增丰的贫金属星( C E M P 一8 ，C E M P —r ／s ) ；并且，其中1 1 颗都来自双星系统【1 l 】此外，近十年内也不断 出现了一些有P b 线观测结果的研究，绝大部分都是B 坦、C H 星和C H 亚巨星( V a n E c ke ta 1 ．2 0 0 1 ，2 0 0 3 [ 1 ( ) ，1 2 J ．J o h n s o n ＆B o l t e ，2 0 0 4 [ 13 j ：A l l e n ＆B a r b u y ，2 0 0 6 1 1 4 1 ；P e r e i r a & D r a k e ，2 0 0 9 1 1 5 1 ：2 0 11 ，G o s w a m i ＆A o k i ，2 0 1 0 i 16 】) 这三类恒星都具有8 过程元素超丰的特性，并且C H 星中的C 超丰十分显著。

但这三类恒星又分别处于不同的金属丰度区间并属于银河系不同星族：大部分B a 星的金属丰度在一0 ．5 N 0 ．4 之间，并且属于盘族恒星，只有少于6 ％的B a 星是晕星f 1 4 I17 】；经典C H 星是金属丰度为一1 ．5 一1 ，并且除R RL y r P b 其余样本都只有接近于最小光变相位的一条光谱；他们分别用测光和分光方法确定了两套大气参数，测光方法得到的有效温度比分光方法的结果平均高1 5 0 - 2 0 0 K [ 2 6 ] F o r 等人最近的工作，选取了1 1 颗贫金属天琴座R R 变星，通过多次观测给出了其在整个光变周期内的大气参数变化和多种元素的丰度分布趋判2 7 】F e r n l e y & B a r n s ( 1 9 9 6 ) ，T a k e d ae ta 1 ．( 2 0 0 6 ) ，W a l l e r s t e i n ＆H u a n g ( 2 0 1 0 ) 以及H a n s e ne ta 1 ．( 2 0 1 1 ) 的工作也分别针对于一些天琴座R R 变星给出了少量几种元素的丰度分析上述研究中，对于越来8银河系两类特殊恒星的丰度研究越多被发现的富金属天琴座R R 变星的化学丰度研究仍在少数[ 2 4 ' 2 8 - 3 1 | 。

在我们的工作中，将重点探索这些金属丰度相对较富( [ F e ／H 】> 一1 ) 的天琴座R R 变星的丰度分布规律，结合运动学分析来揭示它们的起源2 ．2 观测和数据处理2 ．2 ．1 样本星的观测2 0 0 4 年6 月2 7 日，我f l ' J $ I J 用U 径8 ．2 米的S u b a r u 望远镜1 所配备的高分辨率光谱仪( H D S ) 对2 3 颗样本星进行观测( N o g u c h ie ta 1 ．，2 0 0 2 ) [ 3 2 l ，其中包括1 3 颗富金属天琴座R R 变星该光谱仪采用两块2 Kx4 K 的C C D ，可以同时获得波长为5 1 0 0 —6 4 0 0 A 年[ 1 6 5 0 0 —7 8 0 0 A 的光谱观测时，光谱仪的狭缝宽度设置为3 0 0 # m ，对应空间角直径为o ．”6 ，光谱分辨本领( A ／a 入) 达到了6 0 ，0 0 0 由于天琴座R R 变星的光变周期平均只有十几个小时，半个小时的曝光时间就会占据1 ／2 0 的周期时长为避免长时间曝光带来的相位污染，单条光谱的曝光时问均小于6 0 0 秒，大多数光谱的信噪比( S ／N ) 在1 5 0 §! l J 3 0 0 之间。

在观测时，我们没有采用相位优先的标准对样本星进行安排，而是以观测星表的时间顺序做为基础随机挑选处于当时最佳位置的恒星进行观测，于是我们的结果就包含有各种相位的光谱，有的处于光度最小时的相位，有的会处于光度极大时的相位，而更多是介于两者之间最终，我们得到了属于2 3 颗样本星的3 6 条光谱，其中6 颗( A OP e g ，D HP e g ，D XD e l ，R RL y r ，V 4 4 5O p h ，V YS e r ) 被分别观测了多次，具有2 条或更多光谱，其余1 7 颗星均只有一次观测所有样本星的基本观测数据如表2 ．1 所示需要指出的是，在这2 3 颗样本星中，包含有多种类型的天琴座R R 变星其中2 2 颗属于R R a b 型，而D HP e g 贝．0 是一颗R R c 型变星此外，根据最新的银河系场区B l a z h k o 星表的结果，样本中的7 颗，D MC y g ，K XL y r ，R RL y r ，R S B o o ，S WA n d ，V XH e r ，V YS e t 均表现有B l a z h k o 效应【3 3 】这为我们检验天琴座R R 变星的丰度是否与其不同类型有关提供了条件。

1 S u b a r u 望远镜归日奉国立天文台( N A O J ) 运行及所有第二章天琴座R R 变星的丰度分析9表2 ．1 ：2 3 颗样本星的基本观测数据1 0银河系两类特殊恒星的丰度研究表2 ．1 ：2。