[论文解读] The intermediate neutron capture process. I. Development of the i-process in low-metallicity low-mass AGB stars

A. Choplin, L. Siess+1 more|arXiv (Cornell University)|Feb 17, 2021

Stellar, planetary, and galactic studies参考文献 59被引用 4

一句话总结

本研究表明，通过在第三次热脉动期间发生质子注入，低金属量、低质量的渐近巨星支（AGB）星中可高效发生中间中子俘获过程（i-过程），产生高达~4.3×10¹⁴ cm⁻³的中子密度，并重现r/s星中观测到的超铁元素丰度。该过程的核合成结果在不同数值分辨率下均表现稳健，最可靠的示踪指标为Ba、Nd、Sm和Eu的特定同位素比值。

ABSTRACT

Results from observations report a growing number of metal-poor stars showing an abundance pattern midway between the s- and r-processes. These so-called r/s-stars raise the need for an intermediate neutron capture process (i-process), which is thought to result from the ingestion of protons in a convective helium-burning region, but whose astrophysical site is still largely debated. We investigate whether an i-process during the asymptotic giant branch (AGB) phase of low-metallicity low-mass stars can develop and whether it can explain the abundances of observed r/s-stars. At the beginning of the AGB phase, during the third thermal pulse, the helium driven convection zone is able to penetrate the hydrogen-rich layers. The subsequent proton ingestion leads to a strong neutron burst with neutron densities of $\approx 4.3 imes 10^{14}$ cm$^{-3}$ at the origin of the synthesis of i-process elements. The nuclear energy released by proton burning in the helium-burning convective shell strongly affects the internal structure: the thermal pulse splits and after approximately ten years the upper part of the convection zone merges with the convective envelope. The surface carbon abundance is enhanced by more than 3 dex. This leads to an increase in the opacity, which triggers a strong mass loss and prevents any further thermal pulse. We show that specific isotopic ratios of Ba, Nd, Sm, and Eu can represent good tracers of i-process nucleosynthesis. Finally, an extended comparison with 14 selected r/s-stars show that the observed composition patterns can be well reproduced by our i-process AGB model.

研究动机与目标

• 探究低金属量、低质量恒星的早期AGB阶段是否可发生i-过程。
• 确定在氦燃烧对流区发生质子注入是否能产生r/s星中观测到的中间中子俘获过程元素丰度。
• 评估i-过程核合成对数值分辨率和输运过程的鲁棒性。
• 识别可区分i-过程与s-和r-过程核合成的独特同位素特征。
• 采用新的筛选方法，将模型预测与14颗r/s星的观测丰度模式进行比较。

提出的方法

• 采用STAREVOL代码对[Fe/H] = -2.5的1 M☉恒星进行恒星演化建模。
• 将包含最多1091种同位素的核反应网络与流体动力学及输运过程（包括扩散和对流）相耦合。
• 在第三次热脉动期间模拟质子注入，触发氦燃烧对流区的中子爆发。
• 通过改变时间与空间分辨率进行数值收敛性测试，以评估核合成结果的稳定性。
• 分析同位素比值（如¹³⁷Ba、¹⁴⁴Nd、¹⁵⁴Sm、¹⁵¹Eu、¹⁵³Eu）作为潜在的i-过程示踪指标。
• 利用Karinkuzhi等人（2021）提出的筛选方法，将模型丰度与观测到的r/s星丰度进行比较。

实验结果

研究问题

• RQ1 能否通过在氦燃烧对流区发生质子注入，在低金属量、低质量AGB星中启动并维持i-过程？
• RQ2 时间与空间分辨率如何影响预测的i-过程核合成及丰度产量？
• RQ3 哪些同位素比值可唯一标识恒星丰度中i-过程的贡献？
• RQ4 AGB星中的i-过程在多大程度上能重现r/s星中观测到的丰度模式？
• RQ5 混合、质量损失及核物理参数的不确定性如何影响i-过程的预测结果？

主要发现

• 第三次热脉动触发了显著的质子注入事件，产生中子密度峰值达~4.3×10¹⁴ cm⁻³的中子爆发。
• i-过程显著增强超铁元素丰度，预测值与观测到的r/s星丰度在~±0.3 dex误差范围内一致。
• 表面碳丰度增加超过3 dex，导致辐射不透明度上升，引发强烈质量损失，从而终止后续热脉动。
• 同位素比值f¹³⁷Ba、f¹⁴⁴Nd、f¹⁵⁴Sm、f¹⁵¹Eu和f¹⁵³Eu是i-过程核合成的稳健示踪指标，其值与s-和r-过程显著不同。
• 数值收敛性测试表明，i-过程并非数值误差所致，尽管由于分辨率影响，丰度存在±0.3 dex的不确定性。
• 该模型成功重现了14颗r/s星的丰度模式，但Sr、Y和Zr的丰度仍存在微小偏差，可能源于原子序数相近元素的细微差异。