AGBAGB 星中的元素核合成星中的元素核合成

厉光烈厉光烈 （中国科学院高能物理研究所）（中国科学院高能物理研究所）

舞 动 的 恒 星舞 动 的 恒 星

目 次目 次

1.1. 引言引言

2.2. AGBAGB 星及其演化星及其演化

3.3. AGBAGB 星中的元素核合成星中的元素核合成

1.1. 引言引言

宇宙大爆炸宇宙大爆炸 天体的演化天体的演化 元素核合成元素核合成

宇宙大爆宇宙大爆炸炸

谱线红移 背景辐射 原初核合成 ( 氦量 )

氦量

温伯格指出：大约是在宇宙形成后 3 分 46 秒内合成 氦的，此即原初核合成。 原初核合成时， n : p =12 : 88 RHe( 氦量 ) = : p = 24 : 76

90 年代初，理论上给出的 RHe = 0.236 ~ 0.243 与早先 的实验值 RHe = 0.23±0.01 大致符合。

1995 年，实验上测出的 RHe = 0.232±0.003 ，其平均值 在 RHe 的理论值范围之外，出现新的问题。

天体的演天体的演化化

大爆炸以后大爆炸以后 恒星的演化及归宿恒星的演化及归宿 恒星在赫罗图中的演化轨迹恒星在赫罗图中的演化轨迹

大爆炸以后大爆炸以后

原 始 星 云原 始 星 云

恒星的演化及归宿恒星的演化及归宿

恒星在赫罗图中的演化轨迹恒星在赫罗图中的演化轨迹

主序之前恒星的演化主序之前恒星的演化 主序阶段恒星的演化主序阶段恒星的演化 主序之后恒星的演化主序之后恒星的演化 小质量恒星的演化小质量恒星的演化 大质量恒星的演化大质量恒星的演化

主序前主序前 1M1M⊙⊙ 恒星在赫罗图中的演化途径 —— 林忠四郎线恒星在赫罗图中的演化途径 —— 林忠四郎线

主序前恒星的演化主序前恒星的演化

当恒星到达零龄主序时，温度可达到 107K 以上，这时恒星内部的氢开始燃烧。随着恒星内部的氢不断地合成氦，氢的质量不断减少，而氦的质量不断增加，最终形成一个电子简并的、密度较高的氦核心，在氦核心的外边缘处是燃烧着的氢壳层。当氢的质量减少为原来的 10% 时，恒星中心的氦核心向内收缩，而外包层向外膨胀，释放氢燃烧所产生的能量。与此同时，恒星的表面温度下降而光度增加，恒星结束主序阶段的演化，向红巨星过渡。

主序阶段的恒星演化

主序之后恒星的演化主序之后恒星的演化 — — 小质量小质量恒星在赫罗图中的演化途恒星在赫罗图中的演化途径 径

主序之后恒星的演化 主序之后恒星的演化 — — 5M5M⊙⊙ 恒星在赫罗图中的演化途径恒星在赫罗图中的演化途径

主序之后恒星的演化 主序之后恒星的演化 — — 太阳太阳在赫罗图中的演化途径在赫罗图中的演化途径

元素核合成元素核合成

氢、氦、碳、氖、氧、硅燃氢、氦、碳、氖、氧、硅燃

烧烧

中子、质子俘获及 中子、质子俘获及 xx 过程过程

宇宙元素丰度宇宙元素丰度

33 分分 4646 秒秒● 宇宙大爆炸 宇宙大爆炸 合成氢和氦 合成氢和氦 p+np+nd+d+ p+n p+nd+d+

p+dp+d33He+He+ d+n d+n33H+H+ 33He+He+33HeHe44He+2p (d+dHe+2p (d+d33H+p)H+p)

p+p+33HH44He+He+  

* * 19481948 年阿尔弗、贝特和伽莫夫提出用宇宙年阿尔弗、贝特和伽莫夫提出用宇宙 大爆炸来解释元素核合成起源。大爆炸来解释元素核合成起源。

氢、氦、碳、氖、氧、硅燃烧氢、氦、碳、氖、氧、硅燃烧

粒子与宇宙粒子与宇宙

● 氢燃烧氢燃烧 (( 主序星主序星 ) ) 合成氦和氮 合成氦和氮

**pp pp 链链 (( 第一代恒星第一代恒星 )) pp I pp I 链链 :: p+pp+pd+ed+e++++ p+p+ep+p+e －－ d+d+ d+p d+p 33He+He+ 33He+He+33He He 44He+2pHe+2p

pp II pp II 链链 :: 33He+He+44HeHe77Be+Be+ 77Be+eBe+e －－ 77Li+Li+ 77Li+p Li+p ++88Be Be 2 244HeHe

pp III pp III 链链 :: 77Be+p Be+p 88B+B+

88B B 88Be+eBe+e++++

88Be Be 2 244HeHe

   ** 19381938 年贝特提出热核反应是恒星的主要年贝特提出热核反应是恒星的主要

能源，因此荣获能源，因此荣获 19671967 年度诺贝尔物理学奖。年度诺贝尔物理学奖。

粒子与宇宙粒子与宇宙

** CNOCNO 循环循环 (( 第二、三代恒星第二、三代恒星 ))

循环循环Ne － NaMg － Al热 CNO

此外，还有此外，还有

● 氦燃烧氦燃烧 (( 红巨星红巨星 ) ) 合成碳和氧 合成碳和氧

**33 反应 反应 跨越 跨越 A=5 A=5 和和 8 8 的质隙 的质隙 44He+He+44HeHe88BeBe 3344HeHe1212C+C+ 88Be+Be+44HeHe1212C+C+

3 反应跨越 A=5 和 8 两个质隙

1952 年沙尔贝特预言：红巨星的能源来自： + 8Be (109 )+ 12C 但未被实验证实。 1952 年霍伊尔设想： 12C 不是处在基态，而是激发态，并 预言激发能为 7.68 MeV 。 福勒等先在 12B 的衰变中发现了这个激发态，激发能就 是 7.68 MeV ，后又在反应 : 14N(d, ) 12C* 中得到了证实。 最重要的是，进一步的实验发现： 12C*既可分裂为 3 个， 又可通过 跃迁回到基态，这使人们终于跨过了不可逾越 的 A=5 和 8 的质隙。

** 1212C+C+44HeHe1616O+O+

* * 在第二、三代恒星中，在第二、三代恒星中， 1414N(N(, , ))1818F(eF(e++, , ))1818O(O(, , ))2222NeNe

2222Ne(Ne(, n), n)2525MgMg 提供中子源，合成比铁重的元素。提供中子源，合成比铁重的元素。

● 碳、氧燃烧碳、氧燃烧 合成氖到硫 合成氖到硫 * * 碳燃烧碳燃烧  1212C+C+1212CC2020Ne+Ne+ 1212C(C( ，， ))1616OO

1212C+C+1212CC2323Na+p Na+p

1212C+C+1212CC2424Mg+Mg+ EE=1.4MeV =1.4MeV 0.3MeV 0.3MeV

1212C+C+1212CC1616O+2O+2 =1=1nb nb 10 10-8-8 nb nb

 

0.3MeV0.3MeV

  * * 氖燃烧氖燃烧 (( 过程过程 )) 2020Ne + Ne + 44He He 2424Mg + Mg + 2020Ne(Ne(,,))1616O O 2424Mg + Mg + 44He He 2828Si + Si +

2828Si + Si + 44He He 3232S + S +

* 氧燃烧氧燃烧  1616O+O+1616OO3232S+S+

1616O+O+1616OO3131P+pP+p

1616O+O+1616OO3131S+nS+n

1616O+O+1616OO2828Si+Si+44HeHe

1616O+O+1616OO2424Mg+Mg+2244HeHe

● 硅燃烧硅燃烧 (e(e过程过程 )) 合成钙到锌合成钙到锌 

2828Si Si + + 7744HeHe

2828Si Si + 7+ 744HeHe5656Ni + Ni +

中子、质子俘获中子、质子俘获 合成重元素 合成重元素 ** s s 过程过程 115115In(nIn(n, , ))116116In … In … 209209BB

  ** r r 过程过程 254254CfCf

  * * pp 过程过程 116116Sn(Sn(, , n)n)115115Sn; Sn; 112112Ca(pCa(p, , ))113113InIn

散裂反应散裂反应 (x(x 过程过程 )) 合成轻元素合成轻元素 LiLi 、、 BeBe 、、BB 。。

中子、质子俘获和 中子、质子俘获和 x x 过程过程

恒星演化时发生的核反应种类与其质量的关系恒星演化时发生的核反应种类与其质量的关系

质 量质 量 发生的核反应发生的核反应

0.080.08 个太阳质量个太阳质量 不发生不发生

0.30.3 个太阳质量个太阳质量 氢燃烧氢燃烧

0.70.7 个太阳质量个太阳质量 氢、氦燃烧氢、氦燃烧

5.05.0 个太阳质量个太阳质量 氢、氦、碳燃烧氢、氦、碳燃烧

1010 个太阳质量个太阳质量 发生所有的核反应发生所有的核反应

宇宙元素丰度宇宙元素丰度 验证元素核合成理论 验证元素核合成理论

  

* * 19571957 年伯比奇夫妇、福勒和霍伊尔共同提出元素年伯比奇夫妇、福勒和霍伊尔共同提出元素核合成理论核合成理论 ((BB22HFHF 理论理论 ),),福勒和预言白矮星的钱福勒和预言白矮星的钱德拉塞卡一起获德拉塞卡一起获 19831983 年诺贝尔物理学奖。年诺贝尔物理学奖。

一个典型的大质量恒星在一个典型的大质量恒星在硅燃烧完成后的洋葱状结构硅燃烧完成后的洋葱状结构

何谓何谓 AGBAGB 星星 AGBAGB 星的演化星的演化 为何研究为何研究 AGBAGB 星星

2. AGB2. AGB 星及其演化星及其演化

AGB 是渐进巨星分支 (Asymptotic Giant

Branch) 的简称，因其在描述恒星演化的赫罗图中的位置非常靠近红巨星分支而得名，处于 AG

B 上的恒星就称为 AGB 星。 根据 AGB 星外包层的碳、氧丰度比 C

/O ，可以将其分为两类：一类是 C/O<1 的 M

S 星和 S 星；另一类是 C/O>1 的 C 星。

何谓 何谓 AGB AGB 星星

天文观测及理论研究表明，大部分 AGB 星是低质量恒星。因此，在这里我们主要介绍质量小于8M⊙（ M⊙表示太阳质量）的中、小质量 AGB 星的演化。

小质量 AGB 星的演化 中质量 AGB 星的演化

AGB AGB 星的演化星的演化

小质量小质量 AGBAGB 星的演化星的演化

中质量中质量 AGBAGB 星的演化星的演化

红巨星阶段与第一次挖掘红巨星阶段与第一次挖掘

恒星进入红巨星阶段并首次沿红巨星分支攀登时，随着恒星的膨胀，其对流外包层不断向内延伸发展，可以深入到中心部位氢燃烧阶段形成的化学组成变化区域，将氢燃烧阶段生成的产物搬运到整个外壳和恒星表面。同时，在对流外包层与辐射的恒星内部之间留下一个明显的化学组成不连续的区域。这个过程被称为“第一次挖掘”。

由于小质量星的氦核心是高度电子简并的，因而此时会发生核心的“氦 闪”，即氦燃烧是非稳定的爆炸式燃烧，在短时间内放出大量能量。几次氦闪过后，氦核心内的电子简并状态会自动消失，恒星温度升高、压强增大、体积膨胀。恒星体积膨胀又会使温度下降，进而使热核反应恢复为稳定核反应。这时，恒星已离开红巨星分支，落在赫罗图的水平分支上。在这个过程中，恒星表面的成分没有发生变化。

氦 氦 闪闪

对于中等质量的恒星，由于其核心的氢燃烧主要是 CNO 循环，生成的氦核心不是简并的。因此它们不会发生核心“氦闪”，而是直接经历平稳的氦燃烧过程。当恒星核心的氦基本燃尽时，其中心变为碳氧核心，其能量主要由核心外的氦燃烧壳层提供，而原来的氢壳层的燃烧几乎熄灭。此时，恒星质量已经由于星风作用损失了 10% ，恒星进入 AGB

演化阶段，成为一颗 AGB 星。

形成 形成 AGB AGB 星星

刚形成的 AGB 星，氦燃烧壳层位于星体的深层处，燃烧层并不太薄。随着燃烧的进行，碳氧核心质量增大，氢氦双燃烧壳层逐渐向外推移，氦壳层越来越薄。氦燃烧释放的大量能量使恒星富氢的外包层因受热而向外迅速膨胀，恒星表面温度降低、星体光度增加。在赫罗图上，它从 AGB 的初始点逐渐向右上方的最高点演化，这个阶段称为早期 AGB 阶段。

早期 早期 AGB AGB 阶段阶段

在早期 AGB 阶段，所有质量大于 3.5 M⊙的中等质量星，由于星体剧烈膨胀而逐步变冷，最终使氢壳层的燃烧熄灭，于是恒星内只剩下一个氦燃烧壳层。这时，氦壳层以内的碳氧核心继续向内收缩，而氦壳层以外的恒星外壳向外膨胀。碳 -

氧核心内电子发生简并，对流外包层越过氢氦不连续区，深入到原来氢壳层的区域，将氢壳层燃烧生成的灰烬（主要是 4He 和 14N ）搬运到恒星外壳，这就被称为“第二次挖掘第二次挖掘”。

第二次挖掘第二次挖掘

第一、二次挖掘图示第一、二次挖掘图示

随着恒星的膨胀，其碳氧核心的质量逐步增加，当它的外缘接近外包层底部时 , 恒星进入热脉冲 AGB 阶段。此时，壳层氢燃烧会因背景温度低于107 K 而熄灭。这使得 AGB 星释放的能量大为减少，星体表面停止膨胀而转向收缩。然后，恒星将重复以下过程：失控薄层氦燃烧 — 点燃壳层氢燃烧 — 星体大气包层急剧膨胀、光度急剧增加 — 氢、氦壳层燃烧熄灭——大气包层收缩、光度急剧下降——再次点燃壳层氦燃烧。这种周而复始的循环过程就是热脉冲。

热脉冲热脉冲 AGBAGB 阶阶段段

热脉冲图示热脉冲图示

氢、氦和碳氢、氦和碳 -- 氧壳层图示氧壳层图示

恒星在最初几次热脉冲里，其温度的变化幅度不太大。随着脉冲数的增加，热脉冲振幅增大，在壳层氦燃烧产能率达到极大时，燃烧区外面出现短时间的对流壳层。在其后的脉冲过程中，对流壳层非常接近于富氦的中间壳层，随着对流外包层的向内推移，富氦的中间壳层区与外包层巨大的温度梯度将导致内外物质发生急剧对流，对流速度会超过外包层膨胀速度，这种对流将内部壳层氦燃烧中的产物（ 3α 反应合成的 12C 和在氦燃烧壳层中通过慢中子俘获过程产生的重元素）带到大气包层，甚至带到恒星表面。这个过程被称为“第三次挖掘”。

第三次挖掘第三次挖掘

 

结束结束 AGBAGB 阶段的演化阶段的演化

除了“第三次挖掘”以外，热脉冲 AGB 阶段的另一个特征是“星风质量损失” — 在最后几次热脉冲当中，星体外包层由于过度膨胀，以至于恒星依靠自引力作用无法将最外面的部分物质拉回，这些物质在星风作用下被带到星际空间。“星风质量损失” 引起了恒星包层质量的缩小，而被星风带走的那部分物质会在恒星周围形成一个向外扩张的行星状星云。在最后一个热脉冲中，恒星包层最终被完全剥光，呈露出已演化成白矮星的恒星内核。这时恒星结束 AGB 阶段的演化。

行星状星云行星状星云

大量天文观测显示：在 AGB 星光球中，碳和重核素的丰度不同程度地高出一般恒星。这些观测结果促使人们对 AGB 星进行深入研究。 这些研究，不管是针对 AGB 星演化过程中的元素核合成，还是针对 AGB 星与恒星大气或星系化学演化的关系，几乎都是以 AGB 星的核合成理论作为基础。

为何研究为何研究 AGB AGB 星星

慢中子俘获过程 AGB 星核合成理论 我们的一些工作

3. 3. AGB 星中的核合成

慢中子俘获过程

Schwarzschild 和 Sander 等人通过对上述 AGB星演化图像的研究，得出了一个具有重大意义的结论： AGB 星是发生慢中子俘获过程最合适的场所。 所谓慢中子俘获过程，是指在较低的中子数密度 (108 cm-3) 下，不稳定种子核俘获中子合成重元素 (A > 60) 同时发生 β 衰变的过程。由于在此过程中种子核俘获中子所需的时间远远长于发生 β 衰变的时间，所以被称为慢中子俘获过程，简称 s – 过程 : (Z, A) + n → (Z+1, A+1) + e- + e

● 无分叉慢中子俘获过程 : A + n →(A+1) + n →(A+2) + n →… (沿 β稳定谷进行 )

● 分叉慢中子俘获过程 : (τ= 46d 0.97y) 133Cs + n →134Cs →134Ba + e- + e

└→134Cs + n →135Cs(τ= 432y) ( = 1b)

慢中子俘获过程的分类

AGB 星核合成理论

单辐照理论 指数辐照理论 对流核合成模型 辐射核合成模型

在 AGB 星的研究历史上，首次将上述的恒星演化图像与慢中子俘获过程联系在一起的，不是恒星模型，而是天文观测结果。 1952 年， Merril

l 等在天文观测中首先发现，在 S 星的光谱中包含有不稳定重核素 99Tc 。这个发现马上使人们将 AGB

星的演化跟重元素的核合成联系起来。从而开始了对 AGB 星核合成理论的研究。

天文观测发现天文观测发现 9999TcTc

20世纪 50 年代， Greenstein 首次在 AGB 星演化的氦燃烧阶段引入了两个对重元素核合成至关重要的中子源：一个是通过质子混合到氦壳层经反应链 12C(p ,γ)13N(+ e)13C(p ,γ)14N 而产生的 13C 中子源，它通过反应 13C (α,n) 16O 释放中子；另一个是 22Ne

中子源，它通过 22Ne(α, n)25Mg 释放中子，这里的 22Ne 是由在壳层氢燃烧中经过 CNO 循环生成的 14N

在热脉冲开始的早期通过反应链 14N(α,γ)18F(+ e) 18O(α,γ)22Ne 在氦壳层中自然生成的。

1313C C 和和 2222Ne Ne 中子源中子源

单辐照理论单辐照理论

在远离幻核的区域，不同核素的丰度与其中子俘获截面的乘积基本上是不变的，可以定域地看成是常数。为了拟合太阳系重元素的丰度， Clayton 等引入了一个对时间积分的中子流函数 ——中子辐照。因此，他们的理论被称为单辐照理论。

指数辐照理论指数辐照理论

在单辐照理论提出后不久， Seeger

和Clayton 等人进一步指出：由于中子幻核的中子俘获截面非常小，相应地，它们的中子辐照也不同于一般的核。因此，中子辐照不是单值，而应是一系列不同的值，而且这些值的分布应该呈指数形式。这就是人们常说的指数辐照理论。

根据指数辐照理论，人们发现：在一个天体物理场所中不可能得到所有必需的中子流，因此，应该依据不同元素的质量划分区域。相应地， s- 过程被分为三个分量：

弱分量：生成 Fe-Sr 的 s- 核素； 主要分量：在 AGB 星内生成 Sr-Pb 的 s- 核素； 强分量：生成约占宇宙中将近一半 208Pb 。

s-s- 过程的三个分量过程的三个分量

对流核合成模型对流核合成模型

20世纪 80 年代， Iben 等提出了一个适合于低金属丰度、低质量 AGB 星的 13C 形成机制，并在此基础上提出了一个 13C 在热脉冲的对流状态下释放中子的 AGB 星核合成模型。这就是对流核合成模型。 这个模型包含双脉冲 ( 13C 和 22Ne ) 中子源。它对极低金属丰度的恒星很有效，但不适用于星族 I 的恒星。

辐射核合成模型

Straniero 等进一步指出： 13C 中子源，不是在热脉冲的对流状态下，而是在脉冲间隔的辐射状态下释放中子并合成新核素的。从这种机制出发，他们提出了一个新的 AGB 星核合成模型——辐射核合成模型。 这个模型预言， s- 过程弱分量的产生场所可能是大质量星。而 s- 过程强分量将导致恒星上的 Pb 的丰度高出其他所有重核素的丰度，即预言了 Pb 星的存在。最近，天文观测发现确实存在 Pb 星。

1998 年， Gallino 等预言：金属丰度< -1.3 、富 s- 过程的 AGB 星都是铅星

2001 年，欧洲南部天文台利用 3.6 米望远镜首次观测到 3颗铅星： HD187861 、 HD224959 和 HD196944

铅星的发现铅星的发现

«Nature»«Nature» 上有关发现铅星的报道上有关发现铅星的报道

AGBAGB 星慢中子俘获元素星慢中子俘获元素 贫金属星中子俘获元素贫金属星中子俘获元素 产生铅星的物理条件产生铅星的物理条件

我们的一些工作我们的一些工作

AGBAGB 星慢中子俘获元素星慢中子俘获元素

太阳系元素丰度分布与 太阳系元素丰度分布与 AGBAGB 星慢星慢

中子俘获元素中子俘获元素对模型计算结果的分析对模型计算结果的分析 结果与结论结果与结论

20世纪 70 年代以前：所有恒星的丰度模式都是太阳系丰度模式按比例的简单缩放。即： Ni=NiZ/Z

1978年， Spite and Spite指出：星族 II恒星的丰度模式与太阳系的不相似。

太阳系的丰度模式是否具有代表性？是否适用于所有恒星？

(1)(1) 太阳系元素丰度分布与太阳系元素丰度分布与 AGBAGB 星慢中子俘获元素星慢中子俘获元素

1995年， Woolf等进一步指出：一些星族 I恒星的中子俘获元素的丰度也明显偏离上式。

矛盾

元素丰度元素丰度

12)/lg()(lg HX NNX

)/lg()/lg(]/[ HFeHFeHFe

恒星的金属丰度：

应用 3M⊙、 [Fe/H]=-0.3 的标准AGB 恒星演化模型，可以非常好地重现太阳系 s-过程主要分量元素的丰度分布。

对模型计算结果的分析对模型计算结果的分析

2M 2M ⊙⊙ 标准标准 AGBAGB 星演化模型的结星演化模型的结果果

-3 -2 -1 0-1

0

1

2

3

Sm

Eu

log

(Xi/X

0)

[Fe/H](a)

La Ba Ce Nd Pr Sm Eu

重新归一到重新归一到 s-s- 主要分量的结果主要分量的结果

-3 -2 -1 0-1

0

1

2

3

log(

Xi/X

sm0)

[Fe/H] (b)

La Ba Ce Nd Pr Sm Eu

1.5M1.5M⊙⊙ 标准标准 AGBAGB 星演化模型的结星演化模型的结果果

1.5M1.5M⊙⊙ 标准标准 AGBAGB 星演化模型的结星演化模型的结果果

重新归一到重新归一到 s-s- 主要分量的结果主要分量的结果

30 40 50 60 70 80

3

4

2

3

1

2

1

2

[Fe/H]=-0.6

Atomic Number Z

[Fe/H]=-0.3

log

(Xi/X

sm0) [Fe/H]=0

[Fe/H]=0.3

重新归一到重新归一到 s-s- 主要分量的结果主要分量的结果

30 40 50 60 70 80

3

4

3

4

3

4

4

5

[Fe/H]=-3

Atomic Number Z

[Fe/H]=-2

[Fe/H]=-1.3

log(

Xi/X

sm0)

[Fe/H]=-1

由于不同金属丰度的 AGB 恒星演化模型得出的 SMH 元素丰度分布，都与太阳系相应的 s- 过程主要分量元素丰度分布成比例，因此不同金属丰度 AGB 星的 SMH 元素丰度分布都与相应的太阳系 s- 过程主要分量元素丰度分布相似。

为了检验以上结论，我们选出了 51颗 AGB 星样本。这些样本的金属丰度范围从 -2.74 到0.33 ，其中包含了各种类型的 AGB 星。另外，每颗样本星中至少有 4种 SMH 元素的丰度已测定。我们将这些 AGB 星的元素丰度都归一到对应的太阳系 s- 过程主要分量元素丰度后重新进行了分析。

5151 颗颗 AGBAGB 星样本的丰度分布星样本的丰度分布

40 50 60

0

1

0

1

0

1

0

1

2

0

1

BD-10o4311 [Fe/H]=-0.58

log(

Xi/X

sm0)

Atomic Number Z

HD109061 [Fe/H]=-0.21

Z Psc [M/H]=-0.01

UMi [Fe/H]=-0.03

WX Cyg [Fe/H]=0.3

40 50 60 70 80 90-2

-1

0

1

-3

-2

-1

-1

0

1

-1

0

0

1

LP625-44 [Fe/H]=-2.71

log(

Xi/X

sm0)

Atomic Number Z

HD2796 [Fe/H]=-2.3

HD224959 [Fe/H]=-1.7

HD104340 [Fe/H]=-1.15

BD-11o3853 [Fe/H]=-0.78

计算结果： 86% 样本的单个元素丰度偏离重元素平均丰度的最大值小于 0.2dex；其中占所有样本 51% 的样本其最大偏离值为 0；最大值大于 0.3dex 的样本只有两个。

结论：由于不同质量、不同金属丰度的 AGB 星 SMH 元素丰度的分布都与太阳系 SMH 元素丰度的分布相似，因此，不同质量、不同金属丰度的多代恒星的 SMH 元素丰度分布的迭加结果也与太阳系的相似。这样，尽管太阳系整个的元素丰度分布模式不能作为一个标准，但太阳系 s- 过程主要分量对应的重元素丰度分布模式却是一个典型的分布，可以作为自由参数用于任意单星的丰度计算。

结果与结论结果与结论

贫金属星中子俘获元素贫金属星中子俘获元素

分量系数公式

贫金属晕星元素丰度的拟合

简单结论简单结论

(1) (1) 分量系数公式分量系数公式

]/[,, 10)( HFesisriri NCNCN

⊙ ⊙

(2) 贫金属星元素丰度拟合结果

30 40 50 60 70 80 90

-2.0

-1.5

-1.0

-0.5

0.0

0.5

1.0

1.5

CS22892-052 [Fe/H]=-3.1

log

()(d

ex)

Z

除部分样本的 La 和 Nd 元素丰度出现较大偏差外，计算结果能够很好地拟合贫金属星重中子俘获元素的观测丰度。

轻中子俘获元素的整体拟合效果不理想，但在 -0.75 < [Fe/H] < -1.1 的贫金属星，其轻中子俘获元素观测丰度与理论计算结果拟合得非常好。

从分量系数看， 64颗贫金属星中有 53颗星的分量系数满足 Cr > Cs 的关系；余下的 11颗恒星中，只有两颗星的 Cs – Cr > 1 ，其他 9 颗星 Cs 和 Cr 的数值相差不大。

在没有考虑 s- 过程强分量的情况下，理论计算得到的元素丰度可以很好地重现极贫金属星CS22892-052除 Th 元素以外的 s- 过程第三峰 ( Pb 峰 ) 元素的丰度。

(3) (3) 简单简单结论结论

贫金属星中子俘获元素的主要来源确实是 r- 过程 , s-过程一般只起次级作用；此外， [Fe/H]<-2.5 的贫金属星的重中子俘获元素产量基本上来自于纯 r- 过程。

重中子俘获元素与轻中子俘获元素来自于不同的天体物理场所。在金属丰度小于 -1.1 的情况下，前者可能主要产生于 II型超新星，而后者的大部分产量可能由s- 过程弱分量或 r- 过程轻分量提供。

分量系数公式有待进一步改进，必须以恰当的方式加入其他核合成过程的贡献。

产生铅星的物理条件产生铅星的物理条件

问题的提出问题的提出

参数化热脉冲模型参数化热脉冲模型

计算的结果计算的结果

问题的提出问题的提出

[Fe/H]-1.3, 富s-过程的 AGB星 铅星

[Fe/H]<-2.7 Pb/Ba>100

Nature(2001,412:793-795)首次公布发现三颗铅星： HD187861、HD196944和 HD224959;

标准恒星模型预言

天文观测与实验：

约束铅星形成的其他物理条件？

[Fe/H]<-2.7、富s-过程的两颗 AGB星 LP625-44、LP706-7 的 Pb/Ba1

自洽 矛盾

在热脉冲机制下，核素最终的丰度与四个物理量有关：每个脉冲的中子辐照量 -- 脉冲重叠因子 -- r

发生 s-过程的必须温度 --

9T中子数密度 -- nn

ttnv nT )(

nT mkTv /2 9

为方便起见，定义平均中子辐照量：rln/0

参数化热脉冲模型参数化热脉冲模型

)()(

)(2

exp

2exp2

free

cal

KKN

NN

误差公式

模型参数（分叉）

r (mb-1) 0(mb-1)

HD187861 0.575 0.71 1.28

HD224959 0.575 1.03 1.86

HD196944 0.625 0.61 1.29

LP625-44 0.1 0.71 0.16

LP706-7 0.1 0.80 0.35

模型参数（无分叉）

r (mb-1) 0(mb-1)

HD187861 0.700 0.52 1.46

HD224959 0.725 0.62 1.90

HD196944 0.725 0.47 1.46

LP625-44 0.100 0.69 0.30

LP706-7 0.100 0.81 0.35

要产生铅星，除标准模型预言的条件外，还必须有很大的平均中子辐照量 (0>1) 和较小的挖掘程度 (r>0.5) 。

(3) (3) 计算的结果计算的结果

模型拟合结果 -- 铅星 HD187861

40 50 60 70 80 90-1

0

1

2

3

HD187861

log

Z(Atomic Number)

模型拟合结果 -- 铅星 HD196944

40 50 60 70 80 90

-1

0

1

2

HD196944

log

Z(Atomic Number)

模型拟合结果 -- 铅星 HD224959

40 50 60 70 80 90-1

0

1

2

3

HD224959

log

Z(Atomic Number)

模型拟合结果 --非铅星 LP625-44

40 50 60 70 80 90-1

0

1

2

3

LP625-44

log

Z(Atomic Number)

模型拟合结果 --非铅星 LP706-7

40 50 60 70 80 90-2

-1

0

1

2LP706-7

log

Z(Atomic Number)

0.0 0.1 0.2 0.3 0.4 0.5 0.6 0.7 0.8 0.90.01

0.1

1

10-1.5

-1.0

-0.5

0.0

0.5-1

0

1

2

3

2

r

log

(Ce/

Zr)

log

(Pb

/Ce)

重叠因子重叠因子 r r 对计算结果的影对计算结果的影响响

0.2 0.4 0.6 0.8 1.00.01

0.1

1

10-1.5-1.0-0.50.00.51.0

-1

0

1

2

3

2

log

(Ce/

Zr)

log

(Pb

/Ce)

每个脉冲中子辐照量 对计算结果的影响