[论文解读] Understanding the origin of CEMP-no stars through ultra-faint dwarfs

M. Rossi, Stefania Salvadori+2 more|arXiv (Cornell University)|Feb 20, 2023

Stellar, planetary, and galactic studies被引用 4

一句话总结

本研究为小狮座 I 星流构建了一个数据校准的多源化学演化模型，以追溯 CEMP-no 恒星的起源，识别出来自第一星族和第二星族恒星的显著化学特征。结果表明，A(C) > 6 的 CEMP-no 恒星主要由第二星族 AGB 恒星富集，而 A(C) ≤ 6 的恒星则很可能是真正的第一星族后代，其 [C/Mg] 比值恒定，为通过 [C/Mg] 比值区分其起源提供了新诊断方法。

ABSTRACT

The origin of Carbon Enhanced Metal-Poor (CEMP-no) stars with low abundances of neutron-capture elements is still unclear. These stars are ubiquitous, found primarily in the Milky Way halo and ultra-faint dwarf galaxies (UFDs). To make a major step forward, we developed a data-calibrated model for Böotes I that simultaneously includes all carbon sources: supernovae and asymptotic giant branch (AGB) stars both from first (Pop III) stars, and subsequent normal star formation (Pop II). We demonstrate that each of these sources leave a specific chemical signature in the gas, allowing us to identify the origin of present day CEMP-no stars through their location in the A(C)-[Fe/H] diagram. The CEMP stars with A(C)>6 are predominantly enriched by AGB Pop II stars. We identify a new class of 'moderate CEMP-s' stars with A(C)~ 7 and 0<[Ba/Fe]<+1 , imprinted by winds from AGB stars. True Pop III descendants are predicted to have A(C)<6 and a constant [C/Mg] with [Fe/H], in perfect agreement with observations in Böotes I and the Milky Way halo. For the first time we now have a complete picture of the origins of CEMP-no stars which can and will be verified with future observations.

研究动机与目标

• 解决碳增强金属贫金属（CEMP-no）恒星的未解之谜，特别是在超低光度矮星系（UFDs）中的起源问题。
• 确定 CEMP-no 恒星是否源自第一星族或第二星族恒星群体，以及哪些富集机制（超新星或 AGB 风）起主导作用。
• 利用化学诊断方法，区分由第一代（第一星族）恒星富集与第二代（第二星族）恒星富集的 CEMP-no 恒星。
• 通过小狮座 I 和银河系晕中观测到的 CEMP-no 恒星对模型进行验证，为未来观测测试提供依据。

提出的方法

• 采用半解析、数据校准的化学演化模型，模拟从小狮座 I 的引力势能坍缩至今的恒星形成与化学富集过程。
• 模型包含多个碳源：第一星族超新星、第一星族 AGB 恒星、第二星族超新星和第二星族 AGB 恒星，每种来源具有独特的核合成产额。
• 模型通过初始质量函数和气体冷却追踪富集历史，恒星形成速率与可用气体质量成正比。
• 基于主导富集来源，预测 CEMP-no 恒星的 A(C)-[Fe/H] 和 [C/Mg]-[Fe/H] 分布。
• 利用小狮座 I 和银河系晕中观测到的恒星金属丰度和元素丰度对模型进行校准。
• 使用 [C/Mg] 作为关键诊断工具，以区分仅由第一星族或主要由第二星族富集的恒星。

Figure 1: The A(C)-[Fe/H] diagram of our simulated stellar populations (1000 realisations) of Boötes I. The black line corresponds to [C/Fe] = +0.7. Yellow star symbols identify the observed CEMP-no stars in Boötes I, while the green and blue ellipses correspond to the CEMP-no groups by (Yoon et al.

实验结果

研究问题

• RQ1 在超低光度矮星系中，A(C) > 6 的 CEMP-no 恒星的主要富集来源是第一星族还是第二星族？
• RQ2 当 CEMP-no 恒星由第一星族或第二星族恒星富集时，其化学特征在 [C/Mg] 和 [Fe/H] 空间中的差异是什么？
• RQ3 观测到的 A(C)-[Fe/H] 和 [C/Mg]-[Fe/H] 图中的双峰分布是否可由不同的恒星群体和富集机制解释？
• RQ4 A(C) ≤ 6 的 CEMP-no 恒星的起源是什么？它们是否代表真正的第一星族后代？
• RQ5 [C/Mg] 能否作为可靠诊断工具，用于区分 CEMP-no 恒星中第一星族与第二星族的富集来源？

主要发现

• A(C) > 6 的 CEMP-no 恒星主要由第二星族 AGB 恒星富集，[C/Mg] 与 [Fe/H] 之间存在强相关性，且在低金属度时随 [Fe/H] 降低而增加。
• 预测存在一类新的中等程度 CEMP-s 恒星，其 A(C) ≈ 7 且 0 < [Ba/Fe] < +1，由 AGB 风富集，不涉及双星质量转移。
• 真正的第一星族后代被预测具有 A(C) < 6 且 [Fe/H] 恒定的 [C/Mg] 比值，与小狮座 I 和银河系晕中的观测结果一致。
• 仅由第二星族 AGB 恒星富集的 [Fe/H] ≤ -4 恒星，其贡献超过 95%，导致 [C/Mg] 值较高且镁元素丰度较低。
• [C/Mg] 比值是关键诊断指标：恒定的 [C/Mg] 表明仅由第一星族富集，而 [C/Mg] 随 [Fe/H] 降低而增加则表明第二星族 AGB 主导富集。
• 模型预测，低铁（[Fe/H] < -4）且带有第一星族印记的 CEMP-no 恒星很可能存在于超低光度矮星系中，尽管目前仍处于观测不可见状态。

Figure 2: The A(C) versus [Fe/H] diagram for different CEMP-no stellar populations. Colors highlight CEMP-no stars enriched to a level higher than $75\%$ by different stellar populations: in the columns we distinguish between Pop III (left) and Pop II stars (right) and in each panel we differentiate