The $R$-Process Alliance: The $R$-Process Enhancement of Stars from Chemodynamically Tagged Groups in the Milky Way Halo

技术摘要：银河系晕中化学动力学标记星群的 r-过程增强恒星

问题与动机
尽管中子星并合提供了 r-过程核合成的直接证据，但负责重元素（$Z > 30$）核合成的天体物理场所和物理机制仍部分不确定。富含 r-过程元素的贫金属恒星作为早期核合成和银河系（MW）组装历史的化石记录。虽然 r-过程联盟（RPA）已通过多步观测策略识别出数百颗 r-过程增强的贫金属恒星，但针对许多此类目标的光谱化学丰度测量仍然有限。具体而言，需要高分辨率“肖像”光谱来测量更广泛的中子俘获元素，包括轻元素（Mo、Ru、Rh、Pd、Ag）和重锕系元素（Th、U），以约束 r-过程事件的性质以及这些恒星在化学动力学标记星群（CDTGs）或动力学标记星群（DTGs）中的起源。

方法
本研究对 RPA 快照巡天中先前识别为 r-过程增强的三颗贫金属恒星进行了详细的丰度分析：2MASS J14592981−3852558（J1459−3852）、2MASS J15211026−0607566（J1521−0607）和 2MASS J19445483−4039459（J1944−4039）。

• 观测：使用拉斯坎帕纳斯天文台 Magellan-Clay 望远镜上的 Magellan Inamori Kyocera 阶梯光栅光谱仪（MIKE）获取了高分辨率（$R \sim 80,000$）、高信噪比（S/N）的光谱。
• 数据归约：数据使用卡内基 Python（CarPy）流程进行处理、归一化、移至静止参考系并合并。恒星参数（$T_{\text{eff}}$、$\log g$、$\xi$、[Fe/H]）取自即将发布的 RPA 快照数据（Hansen 等人，待发表），以确保一致性。
• 分析：使用 LTE 代码 MOOG（v2017）和 linemake 代码进行光谱合成。分析覆盖了 3380 Å 至 7950 Å 波长范围内的 29 种中子俘获元素（从 Sr 到 U）。通过最小化观测光谱与合成光谱之间的残差来推导丰度，同时考虑了超精细结构、同位素分裂和分子特征。
• 测年：假设 Schatz 等人（2002）的初始产生比率，利用 Th II 丰度相对于稳定 r-过程元素的丰度，估算了 r-过程物质的宇宙年代学年龄。

主要贡献与结果

1. 扩展的元素丰度：与先前的 RPA 快照分析相比，本工作显著增加了这些目标已测量元素的数量。本文首次在这些恒星中探测到 Mo、Ru、Rh、Pd 和 Ag，并测量了 Tb、Ho、Er、Tm、Yb、Lu、Hf、Ir 和 U（或上限）。
2. 分类：
   • J1459−3852 和 J1521−0607 被确认为 r-II 型恒星（[Eu/Fe] > +0.7，[Ba/Eu] < 0）。
   • J1944−4039 被发现略低于 r-I 型阈值，与其他两颗恒星相比，其 r-过程增强程度最小。
3. 裂变碎片特征：r-II 型恒星（J1459−3852 和 J1521−0607）相对于 J1944−4039 表现出裂变碎片（Ru、Rh、Pd）的轻微增强。这与以下趋势一致：r-过程增强程度较高的恒星接收了来自超铀元素裂变碎片的更大贡献。
4. 锕系元素与年龄：
   • 在两颗 r-II 型恒星中均探测到了 Th II；为 J1944−4039 设定了上限。为 J1459−3852 确定了 U 的上限。
   • 推导出的两颗 r-II 型恒星中 r-过程物质的年龄较老（$> 10$ Gyr），与银河系晕的早期组装一致。
   • 两颗 r-II 型恒星均未显示出锕系元素增强（Th/Eu 比率升高）的迹象。
5. 化学动力学背景：
   • 这三颗恒星已在运动学上与各种 CDTG/DTG（例如 CDTG-2、CDTG-27、DTG-1、DTG-16）相关联，并初步与 Thamnos 亚结构相关联。
   • 然而，这三颗恒星的化学丰度模式存在显著差异。J1944−4039 缺乏 r-II 型恒星中观察到的裂变碎片增强，并且具有不同的 [Ba/Eu] 和 [Sr/Ba] 比率。
   • 作者得出结论，虽然每颗恒星 individually 都符合起源于低质量矮星系的特征，但截然不同的化学成分表明，它们可能并非形成于相同的环境，或者不属于同一个特定的 CDTG/DTG 前身系统。

意义
本文提供了三颗 r-过程增强（或候选）恒星的高精度化学指纹，从而能够对 r-过程核合成模型进行更严格的检验，特别是关于较轻中子俘获元素和裂变碎片的产生。通过将详细的丰度数据与运动学数据相结合，该研究突显了将单个贫金属恒星与特定吸积结构（如 Thamnos 流）联系起来的复杂性。结果表明，虽然这些恒星共享指示吸积起源的运动学特征，但其化学多样性暗示它们可能形成于不同的环境，或者在其各自的前身系统中经历了不同的核合成历史。这项工作强调了高分辨率光谱学对于厘清银河系晕的化学演化及 r-过程增强的具体场所的必要性。