[论文解读] The subgiant branch of omega Cen seen through high-resolution spectroscopy. I. The first stellar generation in omega Centauri?

E. Pancino, A. Mucciarelli+5 more|arXiv (Cornell University)|Dec 21, 2010

Stellar, planetary, and galactic studies参考文献 76被引用 24

一句话总结

本研究首次对奥米茄中心星团中的六颗次巨星分支（SGB）恒星进行了高分辨率光谱分析，识别出一个极为金属贫乏（VMP）星族，其[Fe/H] ≈ –2.0 dex，[α/Fe] ≈ +0.4 dex，[s/Fe] ≈ 0 dex。该VMP星族可能代表了最早的恒星世代，解释了以往低分辨率年龄测定研究中的矛盾，并调和了SGB形态与红巨星分支子星族之间的不一致。

ABSTRACT

We analysed high-resolution UVES spectra of six stars belonging to the subgiant branch of omega Centauri, and derived abundance ratios of 19 chemical elements (namely Al, Ba, C, Ca, Co, Cr, Cu, Fe, La, Mg, Mn, N, Na, Ni, Sc, Si, Sr, Ti, and Y). A comparison with previous abundance determinations for red giants provided remarkable agreement and allowed us to identify the sub-populations to which our targets belong. We found that three targets belong to a low-metallicity population at [Fe/H]~-2.0 dex, [alpha/Fe]~+0.4 dex and [s/Fe]~0 dex. Stars with similar characteristics were found in small amounts by past surveys of red giants. We discuss the possibility that they belong to a separate sub-population that we name VMP (very metal-poor, at most 5% of the total cluster population), which - in the self-enrichment hypothesis - is the best-candidate first stellar generation in omega Cen. Two of the remaining targets belong to the dominant metal-poor population (MP) at [Fe/H]~-1.7 dex, and the last one to the metal-intermediate (MInt) one at [Fe/H]~-1.2 dex. The existence of the newly defined VMP population could help to understand some puzzling results based on low-resolution spectroscopy (Sollima et al., Villanova et al.) in their age differences determinations, because the metallicity resolution of these studies was probably not enough to detect the VMP population. The VMP could also correspond to some of the additional substructures of the subgiant-branch region found in the latest HST photometry (Bellini et al.). After trying to correlate chemical abundances with substructures in the subgiant branch of omega Cen, we found that the age difference between the VMP and MP populations should be small (0+/-2 Gyr), while the difference between the MP and MInt populations could be slightly larger (2+/-2~Gyr).

研究动机与目标

• 利用高分辨率光谱学识别并表征奥米茄中心星团中次巨星分支恒星的化学组成。
• 通过识别此前未被发现的极为金属贫乏（VMP）星族，解决低分辨率研究中年龄测定结果的不一致。
• 将SGB的亚结构与红巨星分支上光谱定义的子星族（MP、MInt、VMP）联系起来。
• 利用精确的元素丰度比约束奥米茄中心星团中不同恒星星族的相对年龄。
• 通过评估VMP星族是否可作为奥米茄中心星团的原始星族，检验自增丰假说。

提出的方法

• 利用欧洲南方天文台甚大望远镜（ESO VLT）获取奥米茄中心星团中六颗SGB恒星的高分辨率UVES和FLAMES光谱。
• 通过合成谱拟合方法对19种元素（Al、Ba、C、Ca、Co、Cr、Cu、Fe、La、Mg、Mn、N、Na、Ni、Sc、Si、Sr、Ti、Y）进行详细的丰度分析。
• 将推导出的丰度与现有红巨星的高分辨率数据进行比较，以将恒星归类至已知子星族（MP、MInt、VMP）。
• 使用等人序模型（Padova与BaSTI）估算年龄，并将SGB形态与化学星族关联解释。
• 评估氦元素丰度变化与s-过程增丰对年龄测定可靠性的影响。
• 通过误差传播与模型一致性检验，评估VMP、MP与MInt星族之间年龄差异的统计显著性。

实验结果

研究问题

• RQ1 奥米茄中心星团的次巨星分支中是否存在一个极为金属贫乏（VMP）恒星星族，且能否通过光谱学手段识别？
• RQ2 SGB恒星的化学丰度与已知子星族中红巨星的丰度相比如何，这对星族归属有何启示？
• RQ3 VMP星族的存在能否调和以往对奥米茄中心星团低分辨率研究中相互矛盾的年龄测定结果？
• RQ4 SGB的亚结构与红巨星分支上光谱定义的子星族之间是否存在一一对应关系？
• RQ5 VMP、MP与MInt星族的相对年龄如何，是否支持奥米茄中心星团形成过程中的自增丰情景？

主要发现

• 六颗SGB恒星中有三颗属于极为金属贫乏（VMP）星族，其[Fe/H] ≈ –2.0 dex，[α/Fe] ≈ +0.4 dex，[s/Fe] ≈ 0 dex，与原始恒星世代一致。
• 估计VMP星族占奥米茄中心星团总恒星数量的最多5%，与作为第一代恒星的预期相符。
• VMP与MP星族之间的年龄差为0 ± 2 Gyr，与零一致，表明可能由大质量II型超新星迅速增丰。
• MP与MInt星族之间的年龄差略大，为2 ± 2 Gyr，可能允许中等质量AGB恒星贡献s-过程元素。
• VMP星族缺乏s-过程增强，与MP星族形成对比，支持其起源于第一代恒星，而非场星族。
• VMP星族的存在有助于调和以往低分辨率研究中的矛盾，例如Sollima等人（2005b）与Villanova等人（2007）报告的冲突年龄弥散，通过解释未分辨的金属丰度差异得以澄清。