贫金属星中r-过程产物碲丰度的测定
(在最近的国内科技媒介上看见了关于这篇文章的介绍，好玩的是，这些翻译的资料都把接受采访的美女天文学家Anna当成了工作的主导者，其实文章的一作是Carnegie的一个博后Ian Roederer，这位低调的帅哥专供宇宙中各种痕量重元素在恒星中的表现，对各种我都没听过的元素，各种球状星团，各种奇异谱线如数家珍。今天正好介绍一下他的工作吧)
文章： Detection of the Second r-process Peak Element Tellurium in Metal-Poor Stars
- 作者：JIan U. Roederer, James E. Lawler, John J. Cowan, Timothy C. Beers, Anna Frebel, Inese I. Ivans, Hendrik Schatz, Jennifer S. Sobeck, Christopher Sneden
- 论文索引： astro-ph:1202.2378
- 编辑整理：南京大学 黄崧
Take Home Message：
宇宙中的恒星是一组巨大的炼金炉，几乎所有的重于He的元素都是在恒星的演化过程中产生的，但是恒星内部的核聚变反应最多只能产生到铁元素；所有比铁重的元素都是通过复杂的中子俘获过程产生的，这些过程按照其反应链中不稳定原子核的beta衰变时标，可以分成快和慢中子过程，也就是天体物理核合成中常说的r-process和s-process。这些元素在宇宙中的丰度一般都非常的低，所以研究起来有各种困难，但他们的丰度有对研究恒星演化，化学增丰历史以及核合成模型有着重要的意义。一般来说，从观测上，可以利用陨石中的元素分析，太阳光球层光谱观测和银河系晕族低金属丰度恒星的光谱观测来研究。太阳系中给出的对快过程元素的丰度分布，通常是通过总丰度中扣除了慢反应给出的丰度分布之后的剩余丰度来分析的，这个过程可以通过理论计算和模拟得到；这样的理论预测给出了一个预测，就是中子数等于50，82和126的原子，因为有着降低的中子俘获截面，应该在丰度分布上出现一个峰值，这个峰值的观测，对于验证模型有着很大的意义。可惜的是，对应于第2个和第3个峰值的元素在银河系Halo恒星中的吸收线都位于紫外端，几乎很难从地面给出观测限制。本文中，作者利用HST上面的STIS紫外光谱仪对银河系Halo中三颗有r过程元素增丰迹象的恒星的观测，找到了对应第二个r过程元素丰度分布峰值的碲(Te, Z=52)元素的吸收线探测，对其在恒星中的丰度给出了限制。
图一：3颗恒星在Te I 2835埃吸收线附近的光谱与合成谱的比较。
本文的观测其实是在1998年就利用HST上面已经退役了的STIS光谱仪在高分辨率模式下做到的；三颗恒星分别是：BD +17 3248, HD 108317和HD 128279。其中HD 108317和HD 128279有着非常相似的恒星性质，不过重元素丰度不太一样。在这三颗恒星的紫外光谱中，大多数的吸收线都来自恒星表面的重元素。这些复杂的谱线特征的认证和测量本身就是一件很复杂的工作。本文在得到了仔细校准的光谱测量后，还利用了ATLAS9恒星模型估计了不同元素的丰度，使用了局部热动平衡假设，在这3颗星中，得到了Te元素的丰度以及相对于Fe元素的丰度，并结合之前的观测和这次观测中得到的其他重元素的丰度，构建了r和s过程元素丰度的分布。Te元素几乎是目前能够利用实验数据进行丰度校准的最重的r过程产物，这也是第一次明确的在银河系Halo中找到了形成早期r过程作用的证据，这样的观测对于进一步研究r过程元素合成模型有着重要的目的。
图二：三颗恒星的重元素丰度分布，其中r过程和s过程的贡献被区分出来。