矮星系中锶的增丰

锶等轻 trans-iron 元素是理解重元素天体物理起源地的关键。对贫金属星的光谱研究揭示了 [Sr/Ba] 比值存在很大的星间弥散，这表明锶的产生存在多个天体物理场所。本文通过一系列恒星质量为 3 $\times$ 10$^{6}$ $M_{\odot}$ 的矮星系的 $N$ 体/光滑粒子流体动力学模拟，给出了锶的增丰历史。我们表明，双中子星并合（NSM）和渐近巨星支（AGB）星分别贡献于金属丰度范围 [Fe/H] $\gtrsim$ $-$3 和 [Fe/H] $\gtrsim$ $-$1 内的锶增丰。然而，仅考虑这些场所似乎不足以解释锶的整体观测趋势。我们发现，除 NSM 和 AGB 外，包含电子俘获超新星（ECSN）和旋转大质量星（RMS）的模型能合理再现矮星系中锶的增丰历史。正如在金属丰度 [Fe/H] $<$ $-2$ 范围内观测星所见的那样，ECSN 和 NSM 的贡献在 [Sr/Fe]、[Sr/Ba] 和 [Sr/Zn] 中造成了约 0.2 dex 的弥散。我们还发现，为避免过高预言 [Sr/Ba] 和 [Sr/Zn] 比值，ECSN 前身星的质量范围应远小于 $1\, M_\odot$（例如 0.1-$0.2\, M_\odot$）。我们的结果表明，尽管需要更多观测数据来厘清这些源的相对贡献，NSM、AGB、ECSN 和 RMS 均在本地群矮星系的增丰历史中发挥作用。