ω Centauri 球状星团中多重星族的光谱研究

(本文也是一篇讲星族研究的工作,仅以此文为例,介绍一些目前球状星团星族研究中有意思的进展,作为对课本上千篇一律介绍的补充,对于具体结论,希望大家分辨对待)

标题:Multiple populations in Omega Centauri: a cluster analysis of spectroscopic data
作者:Raffaele Gratton, Christian I. Johnson, Sara Lucatello, Valentina D’Orazi, Catherine A. Pilachowski
论文索引:astro-ph:1105.5544
编辑供稿: 黄崧 (南京大学)

背景介绍

远比我们想象的复杂的球状星团

像珠宝盒一样点缀在银河系中的球状星团不仅是爱好者追逐的对象,也是天体物理学研究的大功臣,Harlow Shapley用她们的空间分布得出了太阳系不在银河中心的重要结论;研究恒星演化的天文学家利用球状星团的赫罗图解释出了贫金属年老星族的特性。许多年来,我们的天体物理课本上一直将球状星团描述为一群在星系演化早期,在同一时间快速形成的一族恒星,拥有相同的年龄和金属丰度 (参见 Renzini&Buzzoni 1986),因此,很多恒星和星族演化的理论研究都是以球状星团作为基准进行校正的。不过,事情显然不会这么简单,随着观测的深入,天文学家们发现银河系内的球状星团显示出了丰富的星族特性,简单的说,就是球状星团并非是由单一年龄,单一金属丰度的简单星族组成的。

关于球状星团的多星族复杂特性已经有了测光和光谱的多重证据,感兴趣的同学可以参考这几篇文章中的综述和参考文献:Gratton et al. 2001; 2004; Piotto 2009。在一般质量的球状星团中,星族的差别主要是从轻元素的丰度关系上面看出来,比如在C和N,Na和O,Mg和Al之间存在着丰度的反相关可能反应出不同丰度的恒星形成于不同的阶段;此外,还有一些He元素丰度(Y值)变化的证据;不过这些星团中,Fe峰元素(Fe-Peak Element)的丰度基本没有弥散。


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Fig.1: 美丽的大珠宝盒:ω Centauri (推荐点开看大图)

然而在大质量的球状星团中,故事就完全不一样了,这些球状星团的质量介于球状星团的平均质量和一类被称为极致密矮星系(Ultra-Compact Dwarf)的小星系中间,甚至有证据显示他们位于相同的测光和动力学标度关系上。在这些星团的恒星中,不仅可以看到几乎所有元素的丰度都有很大的起伏,甚至在其赫罗图上,可以直接看到多个红巨星支(RGB),亚巨星支(SGB),甚至主序(MS),有时还能看到主序或者RGB像河流分叉一样在某个光度处一分为二,这样的球状星团,包括了著名的M22, M54,47Tuc(杜鹃座47)和不那么著名的 NGC1851, NGC2808, NGC6388, NGC6752,最近在大麦哲伦星云中的球状星团中也找到了这样的证据。

在这些显示出了明显多星族特性的大质量球状星团中,银河系球状星团的体重之王 ω Centauri(后面简称ωCen)无疑是一朵奇葩 (看她的名字就知道,居然是按照恒星命名的,可见亮度非常牛逼)。在ωCen中,前面提到的所有多星族证据都非常明显,尤其是那分成两股的主序和异常复杂的RGB,丰度研究上也揭示出了超过两个以上的星族存在的证据,早期的研究把其中恒星分解为了占绝大多数的贫金属星族 ([Fe/H]< -1.5)和少量的“富”金属星族([Fe/H]~-1.0;相对来说嘛),然而近期的观测显示在其红巨星支的红端有一族更富金属的星族([Fe/H]>-1.0),这些恒星实际应该属于渐进巨星支,但其性质比较异常,因而也被称为AGB-a星族(a:abnormal,异常)。还有比较有意思的是,在其两个明显的主序分支中,发现位于蓝短的主序明显的有较高的He丰度 (He-rich MS),这也解释出了He丰度在星族研究中的重要性,因为在早期的工作中,由于忽略了He元素丰度的影响,有些结论明显不可靠甚至相互矛盾。


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Fig.2: ω Centauri异常销魂的赫罗图,宽大的主序(其实是至少两支)和分叉的RGB清晰可见 (图片来自Bellini et al. 2009)

球状星团的星族研究手段和化学元素丰度的重要性

球状星团的星族研究主要是靠测光研究进行的,简单的说,多波段观测一个球状星团,把能分辨出来的恒星画在赫罗图上,与恒星演化模型给出的等年龄线相比较,估计星族参数是最常用的手段;但这显然需要相当的分辨率,好在目前HST的观测帮我们解决了这个问题,而且通过相隔几年的观测,还可以利用自行的测量减弱银河系场星的“污染”,得到比较纯净的球状星团赫罗图,然而,即便如此,从赫罗图完整的复原整个恒星形成历史还是比较困难的,原因是,球状星团中的主要星族还是比较年老的,其年龄远远超过了其形成时标和其中大部分恒星的寿命,这就像看一个老人的照片想象出他年轻时的英姿还是比较容易的,但是如果给你的是北京猿人头盖骨的一部分。。。。。此外,即便在HST的分辨率之下,想把系统内所有的双星都分辨出来肯定是不可能的,而未分辨的双星在赫罗图上的影响和多星族有些类似都会让主序变宽,所以问题是要估计双星的比例,这个比例还是依赖于在球状星团中的位置的,比如,有些人就认为球状星团中心处双星的比例就可以解释小质量球状星团的主序增宽问题,不需要引入多星族,当然这也是还在争论中的问题,而且即便知道了双星比例,考虑了双星的演化模型还未必非常的靠的住。

正因为如此,光谱研究提供的具体元素丰度信息就显得格外的珍贵,在早期,这是不可想象的,所有的球状星团光谱研究都是长缝光谱的观测,只能得到球状星团整体,或者最多是不同位置处的丰度信息;然而,现在,随着自适应光学和各种多目标光谱仪(尤其是基于光纤的)的成熟,观测球状星团中的单星已经成为可能。不过,目前阶段,只有比较明亮的红巨星和AGB星可以做这样的单独的光谱观测。本文的观测就是基于前人对ω Centauri中800多颗红巨星的光谱观测得到的,在比较高的分辨率下(~20000甚至更高),可以从恒星光谱中的吸收线得到各种元素的丰度估计,本文使用的有 O, Na, Al, Mg, Fe, La, Eu等。

之所以这些光谱提供的元素丰度的信息如此的重要就是因为,恒星中的元素核合成过程有非常多的过程,对应于不同质量的恒星,也就反应出了不同的时标,可以更加明确的给出恒星形成过程的时标和效率(比如星系星族研究中常用的alpha元素与铁峰元素之比);此外,后代的恒星形成不可避免的会受到前一代已经挂掉的恒星的影响(星际介质的金属“污染”),而不同的元素丰度模式可以指示出不同的前代恒星的贡献,比如,在大质量球状星团中像La这样的重元素通过被称为s过程的中子捕获过程形成,s过程的s是slow的意思,这种过程中,原子核每次捕获一个中子,中子衰变为质子后,原子核质子数随之加一,变成了新的元素,在这种过程下,新元素的形成过程像是在元素周期表上慢慢的向高核子数段“爬行”。和更加牛逼的r过程(rapid, 顾名思义,一次搞定很多中子,主要在超新星暴发中进行)不同,虽然同为中子捕获过程,s过程主要发生在小质量的渐进巨星支中,其观测证据为在这些AGB星中看到了很短命的s过程产物的同位素;这些小质量AGB星的演化时标很长,远远长于形成O(主要通过He燃烧)和Na(主要通过C燃烧)这样的元素丰度模式的时标,因而,像O和Na元素的反相关,必须从其他的角度入手;再比如,前面提到的He丰度高的主序,显然是受到了前代恒星中产He高手的污染,但谁是“污染源”却不能简单知道,其中的候选有,较大质量的AGB星(质量大到可以发生第二次挖掘过程,把底部Hot Bottom Burning过程产生的热气腾腾的He元素带到包层)和正在经历He燃烧的快速旋转的大质量恒星,唯一的区分方式,是要看次代恒星中C,N和O三种元素丰度有没有增高,按照理论,如果有明显的C+N+O增丰,显然对应于AGB星,如果没有,则是后者。

关于这部分的具体内容,复杂到了可以写好几本书的地步,感兴趣的同学应该在学习恒星结构演化的过程中注意补充;我们简单的把一些重要的元素形成过程的总结和综述放在了延伸阅读部分。

球状星团中多星族的常见解释

说了这么多,又是赫罗图又是元素丰度的,我觉得已经可以说服你相信球状星团中有多星族特征了,但什么样的过程形成了这样的复杂性质呢,目前还没有定论,而且很可能对应不同的球状星团有不同的解释,简单的总结如下:

  • 1. 自给自足型:第一代恒星形成后,快速演化掉的大质量恒星死掉,而球状星团中或者周围的恒星形成原材料还没有耗尽,受到了金属的污染,形成了第二代的恒星,有着不同的元素分布。而且,质量越大的星团多星族越明显也可以很好的解释,因为质量越大,越容易把这些增丰的气体保留住
  • 2. 星系残骸型: 正如前面介绍,这几个球状星团的巨无霸让天文学家们怀疑他们是被银河系在早期吃掉的小星系的核球或者核心部分,而在并合过程中,小星系被银河系各种摧残,原来分布在不同地方的恒星混合在一起,形成了看到的多星族。
  • 3. 星团并合型: 什么?多星族?1+1+1+。。不就好了,当然,星团的碰撞概率,你自己去算吧。。。
  • 4. 此外,还有人提出多星族可能来自球状星团形成一代星族后又从周围介质中吸积了部分气体形成新的恒星;还有人干脆就认为很多多星族证据不成立,而应该被看作是我们对恒星演化模型了解的不够透彻的证据,比如,旋转的影响,双星的影响,等等。。。
  • 总结一下,开放问题,模型们各有千秋,然后,还要说一句文章里经常看到的为模型们争得不亦乐乎的天文学家们都会说的最蛋疼的话:“很有可能,这些模型是共同作用的”


    fig2

    Fig.3: 利用k-mean成团分析得到了850颗红巨星中的7个group在[La/O] v.s. [Na/O] 平面上的分布。

    工作介绍

    说到这里,本文的工作还一点儿没讲呢,不过本来就没有打算特别的介绍,本文的工作基本上就是基于前人的观测结果进行数据挖掘,利用成团分析中的k-mean分析方法,将这800多颗红巨星客观的分类成不同的group,看各种性质间的相关和差异,主要是发现了3个主要的“族群”:

  • 1. 贫金属group,占了全部的1/3。元素丰度较为均匀,和典型的球状星团差别不大,有轻微的O-Na反相关;且O-poor恒星更加中心聚集; 整个group都缺乏La这样的r过程产生元素。
  • 2. 中等丰度group,占了观测红巨星中的绝大多数;这个group内部丰度弥散很大,有很明显的O-Na反相关,且有很多的O-poor和He-rich的第二代恒星;这些第二代恒星中心聚集的程度非常高;整个group都富La元素;这个group的简单解释就是在对应贫金属丰度星族形成后的几千万年后发生的主要的恒星形成过程。
  • 3. 一个很神秘的富金属group,显示出了O-Na之间的正相关。
  • 根据作者的个人意见,这三个星族可以利用 ω Centauri 是一个早期的矮星系的残留的模型进行解释。


    fig4

    Fig.4: (左):按照Fig.3中颜色代表的不同group在颜色-星等图(赫罗图)上的分布;(右): 在利用光谱得到的金属丰度[Fe/H]和利用测光颜色得到的金属丰度[m/H]平面上的分布,其中b.中为贫金属group; 其中c.为中等丰度group; d.为富金属丰度


    fig5

    Fig.5: 不同group在元素比值平面上的不同分布,颜色与,b,c,d子图的代表与Fig.4中右图相同。

    延伸阅读

  • 1. 恒星中元素演化核合成的s过程
  • 2. 恒星中元素演化核合成的r过程
  • 3. 恒星中元素演化核合成的C燃烧过程
  • 4. 恒星中元素演化核合成的O燃烧过程
  • 5. 恒星中元素演化核合成的Si燃烧过程
  • 6. Meyer关于元素核合成的r-, s-和p-过程的综述
  • 7. Harris的银河系球状星团数据库
  • 8. 2009年球状星团形成演化workshop报告下载
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    5 Replies to “ω Centauri 球状星团中多重星族的光谱研究”

    1. 快乐中微子

      Firefox 4.0.1 Windows 7

      除去此文说的大量观测事实表明星族的多样性外, 其实元素合成的理论也还有不确定性 (特别是s 和r 过程), 另外就是观测方面如何确定丰度也有不同的方法.

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