中子星并合能否解释球状星团中的 r-过程元素富集？
高能天体物理现象
2019-11-15 v3 星系天体物理
摘要
在大量年老、贫金属的球状星团中观测到了 r-过程元素的星与星之间的弥散。我们研究了早期中子星并合作为这种富集机制的可能性。通过数值建模和分析论证，我们表明，即使在关于中子星分层的最大胆假设下，中子星并合也无法在星团历史的早期通过动力学相互作用被诱发。因此，如果中子星并合是球状星团中 r-过程弥散的主要机制，它们很可能源于星团中孤立、原初双星的演化。通过星族建模，我们发现，只有在大量双中子星前身星体经历 Case BB 物质转移时，中等比例的球状星团出现富集才成为可能——在各种关于球状星团初始性质的假设下，如果这种物质转移稳定（不稳定）进行，具有富集潜力的中子星并合将在约 15-60%（约 30-90%）的球状星团中发生。由于超新星中的质量损失导致的超新星前轨道间距与超新星后系统速度之间的强反相关性，导致大多数富集候选体被有效地从其宿主星团中弹出。因此，大多数富集事件发生在双中子星诞生后不久。这要求球状星团在初始恒星形成爆发后 30-50 Myr 内存在能够吸收 r-过程抛射物的恒星形成气体。如果重新分布球状星团中气体的情景无法在这些时标上起作用，中子星并合富集候选体的数量将严重下降，那么很可能另一种机制，例如坍缩星（collapsars）的 r-过程富集，在起作用。
引用
@article{arxiv.1906.11299,
title = {Can Neutron-Star Mergers Explain the r-process Enrichment in Globular Clusters?},
author = {Michael Zevin and Kyle Kremer and Daniel M. Siegel and Scott Coughlin and Benny T. -H. Tsang and Christopher P. L. Berry and Vicky Kalogera},
journal= {arXiv preprint arXiv:1906.11299},
year = {2019}
}
备注
Published in ApJ. 22 pages, 7 figures, 1 table