2. 中国科学院大学天文与空间科学学院, 北京 100049
2. School of Astronomy and Space Science, University of Chinese Academy of Sciences, Beijing 100049, China
大爆炸之后，宇宙仅由氢(75%)、氦(25%)以及微量的锂元素构成。真正意义上的第1代恒星诞生于几百万年之后，其质量分布在十到几百M⊙[1]。天文学中，将比氢和氦重的元素都统称为“金属”。第1代大质量恒星内部发生一系列核聚变过程之后，迅速演化至发生超新星爆炸，炙热的恒星核产生的金属元素(原子数小于等于铁元素)被释放到宇宙中，同时快中子俘获过程产生的元素(重元素)也被释放，使周围气体云增丰，并孕育下一代恒星，这表明恒星中初始金属含量是随着宇宙年龄不断增长的过程。以太阳作为参考，金属丰度Z小于太阳1/10的恒星通常早于太阳形成，这些更老的恒星被称为“贫金属星”，可见贫金属星的搜寻和大样本的建立对宇宙早期的形成和演化过程的研究有十分重要的意义。
宇宙早期会产生大量碳，恒星中碳的来源可能有3种：(1)大质量原生星带来的原初物质；(2)小质量极贫金属星自身内部演化产生；(3)中等质量伴星表面物质转移，伴星在渐近巨支星(Asymptotic Branch Giant, ABG)演化阶段可产生大量的碳[2]。
一般情况下，当贫金属星(Very Metal-Poor star, VMP；[Fe/H] < -2.0)的碳丰度[C/Fe]>0.7时，称之为碳超丰贫金属星(Carbon Enhanced Metal-poor Star, CEMP)[2-3]。过去二十年的研究表明，贫金属星中碳增丰的比例约为20%，并且这个比例随着金属丰度的降低而增加。例如：当[Fe/H] < -3.0，该比例升至30%；当[Fe/H] < -4.0时，比例上升至77%(28/36[4])；在观测到的极少数[Fe/H] < -5.0的超贫金属星中，几乎所有星呈现出碳超丰的特征[5-7]，如图 1，贫金属巨星HE 1327-2326的金属丰度[Fe/H]=-5.4，铁吸收线(λ~393.0nm)变得极弱，表征碳丰度的CH分子吸收带(λ~392.8nm)却非常明显。
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| 图 1 不同金属丰度的恒星光谱比较，随着金属丰度的降低，FeI吸收线强度变弱，3颗星有着相似的有效温度和表面重力，底部的光谱HE 1327-2326为[Fe/H]值在-5.0以下的恒星，可以看出在FeI吸收线极弱的情况下，表征碳丰度的CH吸收线依然清晰可见[11]。左下插图展示了HE 1327-2326的Subaru光谱探测到的386nm处最强FeI线(等值宽度为0.64pm) Fig. 1 Spectrum of stars with different metallicity. The FeI lines are getting weaker with declining metallicity. All three stars have a similar effective temperature and gravity. In HE 1327-2326, we note the absence of the FeI line at 393nm together with the appearance of CH lines. The inset shows the strongest detected FeI line (0.64pm equivalent width) at 386nm in the Subaru data |
基于中子俘获元素丰度特征，可以将碳超丰贫金属星分为4个子类：CEMP-no(中子俘获元素不超丰)，CEMP-s(慢中子俘获元素超丰)，CEMP-r/s(快/慢中子俘获元素均超丰)和CEMP-r(快中子俘获元素超丰)[2]。s-过程元素一般产生于低质量的渐近巨支星[8]，而r-过程更多发生在超新星爆炸核塌缩、中子星并合等事件中[9-10]。目前观测样本较多的是CEMP-s和CEMP-no型星，关于前者的起源普遍认为与含渐近巨支星子星的双星系统有关，而CEMP-no的起源仍是未解之谜。
在贫金属星中，锂元素丰度是很重要的课题，因为它是大爆炸产生的唯一“金属”，贫金属星中观测到的锂丰度，绝大多数来自大爆炸时期。在恒星演化过程中，当其内部温度高于2.5×106 K时，锂元素很容易被核反应瓦解。当恒星演化至红巨星阶段，内部物质通过对流与大气表面物质发生混合，导致恒星表面锂丰度因稀释作用而降低至少一个量级。因此，研究贫金属拐点星锂丰度特征对于原初锂合成过程非常重要。另一方面，文[12]首次发现贫金属拐点星(其定义为Teff≥5800K且[Fe/H]≤-1.51)大致有同样的锂丰度，其分布情况不随有效温度或者金属丰度变化，这种特征被称为“锂平台”。基于宇宙微波背景辐射与标准大爆炸核合成模型相结合的重子数密度估计[13-14]，文[11]充分考虑宇宙参数之后给出锂元素的原初值A(Li)=2.66~2.73。该丰度值比“锂平台”大约高了0.5dex，目前对于该差值并没有合理的解释，这就是非常著名的“锂丰度之谜”。因此，研究贫金属拐点星锂丰度特征对于深入理解原初锂合成过程非常重要。
本文通过碳超丰贫金属星拐点星高分辨率光谱样本，对其元素丰度特征进行分析与统计，检验和约束碳超丰贫金属星的形成和演化理论模型，更好地理解早期天体核合成和化学演化历史。
1 不同类别碳超丰贫金属星起源的研究现状 1.1 CEMP-s恒星起源当[Fe/H]>-3.0时，大多数碳超丰贫金属星表现出很强的s-过程元素增丰，文[3]的研究表明，星系中至少80%的碳超丰贫金属恒星同时呈现出钡丰度超丰现象，它们的类太阳元素绝大多数是通过s-过程产生的(89%[15])，因此，这类星被称为CEMP-s型星。碳、钡以及其它s-过程元素的同时增丰现象可以通过一种理论机制解释：CEMP-s型星经历了从处于渐近巨支星阶段的伴星表面吸积物质的过程。观测数据表明，大多数CEMP-s型星表现出与轨道运行方向一致的视向速度变化[16-18]，意味着它们可能处于双星或者多星系统中，为双星表面物质转移机制提供证据。同时CEMP-s样本星s-过程元素丰度分布范围很广，表明它们的表面大气可能来自不同质量的伴星，为渐近巨支星核合成理论提供有用的约束条件。
1.2 CEMP-no恒星起源一般情况下，CEMP-no星的金属丰度比CEMP-s星更低，当金属丰度[Fe/H] < -4.0为超贫金属星(Ultra Metal-Poor, UMP)，绝大部分碳超丰贫金属星可以被划分为CEMP-no型星。很多观测证据表明，CEMP-no型星是宇宙中极早期形成的小质量恒星，因此，它们对于追溯产生第1代恒星的分子云化学构成十分重要[18]。
与CEMP-s星的高双星率不同，CEMP-no星中的双星比例大约为17±9%[19-20]，因此，二者有着非常不同的增丰机制。CEMP-no星一种可能由大质量高速旋转的巨贫金属星(Mega Metal-Poor, MMP)[21-24]前身星演化而来，被称为自旋星(Spinstars)；另一种起源可能是其组成物质源于与第1代恒星相关的暗弱超新星，这类超新星在爆发中经历很强的混合和回落[25-28]。
1.3 CEMP-r恒星起源20世纪50年代，研究者第1次意识到太阳的重元素丰度须由r-过程解释[29-30]，当中子密度达到nn>1022cm-3时，发生快中子俘获过程，然后在1~2秒内，基核被中子轰炸形成极不稳定的富中子同位素，包括铀以后的元素。一旦中子流停止，原子核衰变形成稳定的同位素，包括锕系元素钍Th90232和铀U92238。
只有少数的天体物理事件可以产生如此高的中子密度，如超新星核塌缩、磁转动喷射超新星、双中子星并合以及中子星-黑洞并合(见文[31]及其引用)。验证这些理论一直是核物理的重大挑战，近年来矮星系中的年老恒星天文观测表明，中子星并合极有可能是产生r-过程元素的主要天体物理事件[10]。
1.4 CEMP-r/s恒星起源有一部分碳超丰贫金属星s-过程元素增丰的同时，r-过程元素也表现出增丰现象，例如铕Eu63152(94%来源于r-过程[15])。这类星被称为CEMP-r/s型星，与CEMP-s星相比，两类星的轻-s元素(锶Sr3888、钇Y3989和锆Zr4091)丰度大致相同[32]，但CEMP-r/s星的重-s元素(钡Ba56137、澜La57139和铈Ce58140)丰度平均水平高于[Eu/Fe]≤1的CEMP-s星。文[33]和文[34]讨论了多种理论机制，其中有很多机制认为CEMP-r/s星中的s-元素全部来自双星系统中渐近巨支星主星的污染，与CEMP-s星类似。但有一个普遍的认知是，渐近巨支星内部中子密度并未达到可以激发r-过程的高度，因此，CEMP-s的形成机制并不能解释观测到的CEMP-r/s星中的丰度特征。这使得CEMP-r/s型星的起源存在争议，文[33]和[34]提出了几种方案：(1)形成双星系统的气体云是因前身星的超新星爆发遗留的富r-过程元素气体；(2)r-过程核合成在一些低金属丰度的渐近巨支星恒星的环境下能够被激发；(3)r-过程元素是三星系统中的第3颗大质量恒星或者双星系统中的主星抛射物质；(4)1.5型超新星爆发；(5)或者经历吸积过程引发的塌缩变成一颗中子星。
文[35]引入了中等中子俘获过程(i-过程)，该过程在渐近巨支星阶段因为某些环境而激发，与CEMP-s类似，发生于双星系统中的星风物质吸积过程，它对应了上述的(2)方案，该模型可以重现大部分观测样本的中子俘获元素丰度特征，似乎可以为CEMP-r/s的起源提供一个合理的解释。
2 基于LAMOST-Subaru观测样本的碳超丰贫金属星拐点星研究 2.1 碳超丰贫金属星拐点星样本筛选目前已有的工作中，碳超丰贫金属星样本星绝大部分分布在巨星支，其中一个原因是通常用来作为碳超丰星选源依据的G-波段CH分子带对温度的敏感度高，随着有效温度的上升，该波段的观测难度也随之增加，导致高温星在样本中的比例减少。巨星至少已经经历了第1次挖掘过程，它们的表面大气已发生混合，而主序拐点星(本文中定义为Teff≥6000K，logg≥3.5)尚未演化至该阶段，极大程度地保留了吸积而来的原初物质。因此，主序拐点星的样本对于探讨碳超丰贫金属星的形成具有极其重要的意义。
本文样本来源于LAMOST低分辨率光谱巡天的贫金属星搜寻大样本，并于2014至2016年利用Subaru/HDS对其中400余颗进行了后续高分辨率观测。高分辨率光谱波长覆盖范围为400~680nm，分辨率为R=4500。利用IRAF内部标准程序进行数据约简，视向速度也经由IRAF中的fxcor程序获得。
基于Subaru高分辨率光谱样本星的大气参数初步估计采用了文[36]中的方法。于2016年Subaru望远镜观测并分析首批得到的300多颗贫金属星中，选出90颗有效温度Teff≥6000K，且光谱在430nm附近的信噪比S/N≥40的拐点星样本候选体，最终在这90颗候选体中得到了12颗[C/Fe]≥1.0或[C/Fe]测量下限为0.7的恒星，即碳超丰贫金属星拐点星。这12颗样本包含了2颗在文[37]中分析过的碳超丰贫金属恒星，样本的基本观测信息列在表 1中。
| Star | RA (J2000) |
Dec (J2000) |
Observe yyyy-mm-dd |
Date UT |
EXPTIME /s |
VHelio /(km·s-1) |
S/N /pixel-1 |
| J0119-0121 | 01:19:39.222 | -01:21:50.45 | 2015-11-30 | 09:38:54.763 | 1800.00 | -92 | 39 |
| J0352+0514 | 03:52:10.743 | +05:14:50.83 | 2015-11-30 | 11:11:20.186 | 900.000 | -46 | 67 |
| J0924+2651 | 09:24:48.710 | +26:51:48.20 | 2016-05-28 | 06:11:27.722 | 600.000 | -163 | 95 |
| J1003-0358 | 10:03:57.555 | -03:58:54.31 | 2016-05-29 | 07:06:23.195 | 600.000 | 69 | 40 |
| J1011+3524 | 10:11:26.181 | +35:24:12.27 | 2016-05-28 | 06:23:59.643 | 600.000 | 28 | 49 |
| J1044-0358 | 10:44:10.697 | -03:58:59.29 | 2016-05-29 | 07:18:28.426 | 600.000 | 61 | 63 |
| J1058-0138 | 10:58:42.235 | -01:38:25.79 | 2016-05-29 | 07:30:29.457 | 600.000 | -22 | 61 |
| J1135+3100 | 11:35:18.096 | +31:00:21.85 | 2016-05-24 | 07:20:36.363 | 600.000 | -62 | 70 |
| J1305+2815 | 13:05:34.331 | +28:15:06.86 | 2014-05-11 | 11:20:46.423 | 51300.0 | 37 | 77 |
| J1359+2112 | 13:59:33.185 | +21:13:00.03 | 2016-05-29 | 10:16:56.772 | 600.000 | -19 | 42 |
| J1410-0555 | 14:10:02.795 | -05:55:58.02 | 2014-05-10 | 11:32:44.750 | 51300.0 | 92 | 82 |
| J1658+4329 | 16:58:44.153 | +43:29:02.93 | 2014-05-10 | 13:55:41.331 | 51300.0 | -120 | 60 |
等值宽度由文[38]的线表通过高斯拟合原子吸收线测定。由于金属丰度很低的某些样本星，例如J1658+4329，FeI吸收线数量非常有限，无法通过光谱平衡法确定有效温度，因此，采用文[39]中测光法的经验公式，并选择红化改正后的(V-K)0参数计算得到。由于Gaia DR2为所有样本星提供了可靠的视差，因此，表面重力logg通过视差法估算，即文[40]中(1)式和(2)式。恒星质量采用典型的贫金属星质量0.8M⊙，微观湍流速度ξ通过调节FeI线等值宽度和Fe丰度测量值之间的平衡得到。所有的测光大气参数列在表 2，样本星在赫罗图上的分布如图 2，作为对比的参考样本是文[41]中测量和搜集的碳超丰贫金属星拐点星以及银河系考古学的恒星丰度(Stellar Abundances for Galactic Archaeology, SAGA)数据库[42-44]中的碳超丰贫金属星样本星。
| Star | V-K /mag |
E(B-V) /mag |
Teff(V-K) /K |
logg | [Fe/H] | ξ /(km·s-1) |
Class |
| J0119-0121 | 1.24 | 0.04 | 6276 | 3.9 | -2.93 | 0.25 | CEMP-s |
| J0352+0514 | 1.38 | 0.23 | 6028 | 3.8 | -3.01 | 0.45 | CEMP-no |
| J0924+2651 | 1.21 | 0.02 | 6301 | 3.8 | -2.56 | 1.47 | CEMP-no |
| J1003-0358 | 1.24 | 0.03 | 6233 | 3.9 | -2.32 | 1.84 | CEMP-s |
| J1011+3524 | 1.33 | 0.01 | 6062 | 4.3 | -2.3 | 1.44 | CEMP-s |
| J1044-0358 | 1.21 | 0.04 | 6290 | 3.8 | -2.2 | 1.8 | CEMP-s |
| J1058-0138 | 1.34 | 0.05 | 6045 | 4.1 | -2.39 | 1.82 | unclassified |
| J1135+3100 | 1.19 | 0.02 | 6378 | 4 | -2.9 | 1.91 | CEMP-no |
| J1305+2815 | 1.3 | 0.01 | 6154 | 3.7 | -2.93 | 1.52 | CEMP-no |
| J1359+2112 | 1.27 | 0.03 | 6169 | 3.9 | -2.35 | 1.57 | unclassified |
| J1410-0555 | 1.23 | 0.03 | 6311 | 4 | -3.17 | 1.44 | CEMP-no |
| J1658+4329 | 1.18 | 0.02 | 6405 | 3.7 | -3.07 | 1.82 | CEMP-no |
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| 图 2 样本候选体(圆形)在赫罗图上的分布，以及参考文献中碳超丰贫金属星拐点星(三角形)，背景星(叉号)为来自SAGA数据库的碳超丰贫金属星样本星 Fig. 2 Surface gravity as a function of effective temperature in the HR diagram. Circles and triangles indicate our program stars and literature sample respectively. Crosses refer to background stars from SAGA database |
对于丰度分析采用一维Kurucz新不透明分布函数插值法、文[45]的ATLAS9 LTE大气模型，以及新版的丰度分析程序MOOG(文[46], version 2017)。对这12颗样本星，总共测定了12种元素丰度。大多数元素丰度直接通过原子吸收线的等值宽度进行估计，碳和锂丰度由光谱综合法测量得到，太阳元素丰度采用文[47]的测量结果，样本星元素丰度测量结果见表 3。
| J0119-0121 | J0352+0514 | J0924+2651 | J1003-0358 | J1011+3524 | J1044-0358 | J1058-0138 | J1135+3100 | J1305+2815 | J1359+2112 | J1410-0555 | J1658+4329 | |||||||||||||||||||||||||||||||||||||
| N | σ | N | σ | N | σ | N | σ | N | σ | N | σ | N | σ | N | σ | N | σ | N | σ | N | σ | N | σ | |||||||||||||||||||||||||
| A(Li) | Li I | ... | 2.01 | 2.09 | < 1.90 | < 1.60 | … | 1.45 | 2.35 | 2.12 | … | 2.18 | 2.23 | |||||||||||||||||||||||||||||||||||
| [C/Fe] | CH | 2.26 | > 0.70 | > 0.70 | 1.68 | 1.51 | 1.45 | 1.22 | > 1.00 | > 0.90 | 1.10 | 1.87 | > 1.00 | |||||||||||||||||||||||||||||||||||
| [Na/Fe] | Na I | 1.93 | 2 | 0.10 | -0.31 | 2 | 0.04 | 0.17 | 3 | 0.16 | 0.38 | 2 | 0.12 | 0.47 | 2 | 0.07 | 0.61 | 2 | 0.02 | 0.56 | 1 | … | 0.38 | 2 | 0.08 | -0.09 | 2 | 0.10 | 0.24 | 2 | 0.07 | 0.66 | 3 | 0.12 | -0.16 | 2 | 0.05 | |||||||||||
| [Mg/Fe] | Mg I | 0.93 | 6 | 0.14 | 0.36 | 4 | 0.15 | 0.46 | 6 | 0.16 | 0.40 | 7 | 0.17 | 0.49 | 4 | 0.12 | 0.42 | 6 | 0.09 | 0.45 | 6 | 0.11 | 0.48 | 4 | 0.03 | 0.52 | 3 | 0.14 | 0.40 | 6 | 0.12 | 0.92 | 8 | 0.13 | 0.42 | 3 | 0.09 | |||||||||||
| [Ca/Fe] | Ca I | 0.29 | 7 | 0.16 | 0.25 | 9 | 0.15 | 0.43 | 14 | 0.11 | 0.50 | 18 | 0.11 | 0.42 | 25 | 0.11 | 0.49 | 21 | 0.08 | 0.29 | 9 | 0.12 | 0.51 | 11 | 0.12 | 0.46 | 14 | 0.17 | 0.42 | 18 | 0.09 | 0.32 | 3 | 0.08 | 0.49 | 7 | 0.16 | |||||||||||
| [Sc/Fe] | Sc II | 0.61 | 2 | 0.03 | -0.33 | 1 | … | 0.08 | 6 | 0.11 | 0.22 | 6 | 0.14 | 0.20 | 2 | 0.07 | 0.21 | 6 | 0.06 | -0.08 | 4 | 0.05 | 0.21 | 4 | 0.12 | 0.30 | 5 | 0.06 | 0.12 | 7 | 0.13 | 0.12 | 3 | 0.15 | 0.31 | 7 | 0.28 | |||||||||||
| [Ti/Fe] | Ti II | 0.47 | 7 | 0.13 | 0.35 | 12 | 0.09 | 0.39 | 23 | 0.08 | 0.41 | 21 | 0.12 | 0.39 | 20 | 0.12 | 0.47 | 24 | 0.10 | 0.21 | 18 | 0.14 | 0.49 | 14 | 0.15 | 0.50 | 24 | 0.17 | 0.39 | 29 | 0.13 | 0.35 | 13 | 0.20 | 0.49 | 15 | 0.11 | |||||||||||
| [Cr/Fe] | Cr I | -0.48 | 2 | 0.17 | -0.22 | 4 | 0.10 | -0.14 | 5 | 0.03 | -0.12 | 6 | 0.11 | -0.18 | 5 | 0.12 | -0.10 | 5 | 0.10 | -0.10 | 6 | 0.11 | -0.05 | 5 | 0.05 | -0.20 | 5 | 0.08 | -0.09 | 8 | 0.14 | -0.21 | 5 | 0.13 | -0.01 | 4 | 0.09 | |||||||||||
| [Co/Fe] | Co I | 0.22 | 1 | … | 0.11 | 2 | 0.26 | 0.21 | 1 | … | 0.00 | 1 | … | 0.05 | 2 | 0.16 | 0.24 | 1 | … | 0.19 | 2 | 0.18 | … | … | … | … | … | … | 0.08 | 1 | … | 0.63 | 2 | 0.01 | … | … | … | |||||||||||
| [Fe/Fe] | Fe II | 0.00 | 5 | 0.19 | 0.00 | 5 | 0.08 | 0.00 | 13 | 0.12 | 0.00 | 15 | 0.16 | 0.00 | 13 | 0.10 | 0.00 | 14 | 0.12 | 0.00 | 13 | 0.15 | 0.01 | 8 | 0.19 | 0.00 | 8 | 0.18 | 0.00 | 16 | 0.11 | 0.00 | 11 | 0.21 | 0.00 | 5 | 0.15 | |||||||||||
| [Ni/Fe] | Ni I | 0.04 | 1 | 0.00 | 0.20 | 3 | 0.18 | … | … | … | -0.06 | 2 | 0.15 | -0.05 | 4 | 0.06 | -0.07 | 3 | 0.12 | 0.15 | 4 | 0.11 | … | … | … | -0.36 | 1 | … | -0.10 | 3 | 0.11 | … | … | … | … | … | … | |||||||||||
| [Sr/Fe] | Sr II | 1.37 | 2 | 0.18 | -0.32 | 2 | 0.11 | 0.01 | 2 | 0.06 | 0.66 | 2 | 0.24 | 0.40 | 2 | 0.04 | 0.48 | 2 | 0.05 | -0.01 | 2 | 0.32 | 0.05 | 2 | 0.04 | 0.16 | 1 | … | 0.36 | 2 | 0.04 | -0.12 | 2 | 0.04 | -0.15 | 2 | 0.05 | |||||||||||
| [Ba/Fe] | Ba II | 2.95 | 3 | 0.18 | -0.99 | 1 | … | -0.43 | 2 | 0.12 | 1.56 | 3 | 0.14 | 1.39 | 4 | 0.17 | 1.34 | 4 | 0.17 | 0.69 | 3 | 0.18 | -0.25 | 1 | … | -0.36 | 2 | 0.03 | 0.96 | 4 | 0.19 | -0.32 | 2 | 0.05 | -0.42 | 2 | 0.15 | |||||||||||
用理论光谱拟合430.0nm附近的G波段CH分子吸收带估计碳丰度，CH-AX分子线表参数来自文[48]，谱线致宽选用高斯拟合。锂丰度通过测量670.780nm附近的共振双线得到，选用文[49]中的线表，同位素比例设为7Li/ 6Li=30。
2.4 样本星分类根据文[2]的分类定义，12颗样本星中有6颗可以归为CEMP-no星，即使考虑文[37]中分类的修正方案(修正了[C/Fe]>2.0的碳超丰贫金属星分类法则)，结果依然不受影响，因为所有CEMP-no样本星分布在[C/Fe] < 2.0的区域，这些星不仅重中子俘获元素没有表现出增丰，Sr丰度也不增丰。
[C/Fe]和[Ba/Fe]随[Fe/H]的分布函数见图 3，可见相对于参考样本，本文的样本星中包含的CEMP-no比例明显更高，尤其是对于碳丰度中等增丰的样本星而言。这个结果是意料之中的，因为在以往的工作中，碳超丰贫金属星拐点星的工作都是基于G-波段CH分子带吸收强度的目测结果，使得挑选的样本星趋于碳丰度更高的恒星。而图中CEMP-no的分布情况表明，当[C/Fe] < 2.0时，CEMP-no所占的比例开始增加。
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| 图 3 碳丰度([C/Fe])和钡丰度([Ba/Fe])随金属丰度[Fe/H]的分布，图标同图 2，并且图中实心图标代表CEMP-no，空心图标代表CEMP-s，空心中带“叉号”的为未能明确分类的样本 Fig. 3 Abundance ratios of [C/Fe] and [Ba/Fe] as functions of [Fe/H]. Symbols are the same as Fig. 2, open symbols are CEMP-s stars, filled symbols are CEMP-no stars and symbols with a cross are CEMP stars that cannot be classified |
贫金属样本星锂丰度相关研究工作表明，大部分拐点星落在“锂平台”范围内，但也存在一些特殊样本为锂丰度“异常”星。当金属丰度[Fe/H] < -4.0时，所有已知的观测样本的锂丰度(或丰度上限)低于“锂平台”。例如，目前为止金属丰度最低的碳超丰拐点星HE 1327-2326，A(Li) < 0.70[50-51]。因此，尽管在金属丰度更低(更年老)的拐点恒星中，理论预言的锂消耗过程应该更弱，但实际观测结果表明，在极贫金属星中存在着其它可以激发锂消耗的过程[52]。另一方面，一个显著的特点是很高比例的超贫金属星表现出碳超丰现象，并且所有的碳超丰星都是CEMP-no星[53]，这意味着有必要研究锂消耗和碳超丰之间的关系。
为检验极贫金属星锂消耗和碳超丰之间是否存在必然联系，最好的方法是将[Fe/H] < -4.0的碳超丰星和碳正常星进行对比，但实际上目前为止仅观测到一颗超贫金属星的碳不超丰(SDSS J102915+172927，[Fe/H]=-4.89；文[54])。这颗星的锂丰度很低(A(Li) < 1.1)，且碳和氮均未表现出明显的超丰现象，通过理论光谱拟合，仅能给出碳丰度上限值[C/H] < -3.81，[C/Fe] < 0.93，似乎暗示着贫金属星的锂消耗过程与碳增丰现象并不存在直接关系。
另一个可行的方法是假设[Fe/H]~-3.0与[Fe/H] < -4.0的CEMP-no恒星起源一致，研究[Fe/H]~-3.0的CEMP-no恒星中的锂丰度，并与相同金属丰度情况下的碳正常星进行比较，以探讨碳丰度和锂丰度的关系。但目前该范围内的CEMP-no星样本很少，文[37]中增加了两个新的样本(J1305+2815和J1410-0555)，使得总样本数变为4颗，首次作为小样本进行讨论。
在这12颗金属丰度范围在-3.5 < [Fe/H] < -2.0的样本星中，测定了9颗星的锂丰度(或上限)，包括6颗CEMP-no星和2颗CEMP-s星以及1颗不能明确分类的碳超丰贫金属星。更重要的是，本文的样本中包含了3颗金属丰度[Fe/H] < -3.0的CEMP-no星(J0352+0514, J1410-0555和J1658+4329)，为数量有限的该类特殊恒星增加了新的观测样本。在文[37]中，定义锂丰度1.8 < A(Li) < 2.4为Li-正常恒星，当A(Li) < 1.8时，定义为Li-贫恒星。
将参考文献中的碳超丰贫金属星样本(具体来源参照文[37])和来自SAGA数据库的碳正常贫金属星锂丰度A(Li)随[Fe/H]的分布展示在图 4中，本文的样本基本符合文[37]中的结论，即在金属丰度-3.5 < [Fe/H] < -2.0范围内的所有CEMP-no星都是Li-正常恒星，但CEMP-s中同时存在Li-正常和Li-贫的恒星。而在69颗来自SAGA数据库的碳正常星中，仅有两颗星表现出了Li-贫的特征，一颗是HE 0411-3558(Teff=6300, logg=3.7, [Fe/H]=-2.8, [C/Fe] < 0.7, A(Li) < 1.44；文[55])，另一颗是CS 22957-019(Teff=6070K, logg=3.75, [Fe/H]=-2.43, [C/Fe]=0.34, A(Li)=1.56；文[56])，其余样本也均为锂正常星。因此，在[Fe/H]~-3.0与[Fe/H] < -4.0的CEMP-no恒星有着相同起源的假设下，可以得出结论，超贫金属星的低锂丰度并不是碳超丰造成的，更可能与低金属丰度相关。目前虽然没有确切的形成机制可以解决极贫金属星的低锂丰度问题，但一个可能的猜测是，在前主序阶段锂元素被消耗之后未能吸积到富锂的星际介质，也有可能是超贫金属星大部分形成于快速旋转的不含锂的Pop Ⅲ(星族Ⅲ)星，在这种情况下，金属丰度[Fe/H]~-3.0的CEMP-no星诞生的气体云中，Pop Ⅲ星抛射气体已基本被原初气体完全稀释。
CEMP-s星与CEMP-no星呈现的锂丰度差异很可能源自于CEMP-s极高的双星率，导致CEMP-s星经历大量的质量转移过程，而该过程在CEMP-no星中发生的概率却很低。进一步的，CEMP-no和CEMP-s星存在的锂丰度分布差异性，可以作为[Fe/H]≥-3.5的碳超丰贫金属星子类划分的辅助依据，即CEMP-no星锂丰度都在A(Li)=1.8-2.4范围内，而锂贫的恒星则应是CEMP-s星。但这并不能作为一个严格的分类准则，因为有一部分CEMP-s星也具有正常的锂丰度。
3 总结和展望本文列举了各类碳超丰贫金属星主序拐点星的丰度特征及其可能的形成机制，并分析了12颗高分辨率光谱观测的碳超丰贫金属星拐点星。该样本含有6颗CEMP-no星，增加了此类特殊天体的样本数量。同时通过对9颗样本星测定锂丰度，结合以往的碳超丰贫金属星样本，对贫金属星中锂丰度和碳丰度关系进行了分析，并讨论了碳超丰贫金属星中锂丰度的起源和消耗理论。为了更加明确各类碳超丰贫金属星中碳元素、中子俘获元素以及锂元素的起源，更大的高分辨率、高信噪比观测样本显得尤为重要，尤其是金属丰度[Fe/H]低于-3.0的极端贫金属星样本。目前该样本中一颗钡元素丰度极端超丰的CEMP-s星J0119-0121得到了Subaru望远镜近紫外光谱的后续观测，其元素丰度模式的细致研究结果对限制渐近巨支星的质量等基本性质具有重要的意义。
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