不同金属丰度恒星的初始 - 最终质量关系

继 Paczy\'{n}ski & Zi\'{o}lkowski (1968) 和 Han 等人 (1994) 之后，我们假设渐近巨星支 (AGB) 或第一巨星支 (FGB) 恒星的外包层在结合能为零 ($\Delta W=0$) 时丢失，并将该点 ($\Delta W=0$) 处 AGB 星或 FGB 星的核心质量视为最终质量。基于该假设，我们计算了不同金属丰度恒星的初始 - 最终质量关系 (IFMRs)。我们发现 IFMR 强烈依赖于金属丰度，即 $Z=0.0001, 0.0003, 0.001, 0.004, 0.01, 0.02, 0.03, 0.04, 0.05, 0.06, 0.08$ 和 $0.1$。从 $Z=0.04$ 开始，给定初始质量恒星的最终质量随金属丰度的增加或减少而增加。金属丰度导致的最终质量差异可达 $0.4 M_{\odot}$。对 NGC 2099 (M37) 中初始 - 最终质量关系的线性拟合显示了金属丰度对 IFMR 影响的潜在证据。本文获得的 $Z=0.02$ 恒星的 IFMR 与银河系中观测推断的结果吻合良好。对于 $Z\geq 0.02$，质量 $M_{\rm i}\leq 1.0 M_{\odot}$ 的恒星会形成氦白矮星，这一结果在富含金属的古老疏散星团 NGC 6791 中发现大量低质量白矮星的事实中得到了支持。利用本文获得的 $Z=0.02$ 恒星的 IFMR，我们重现了 Sloan DR4 中 DA 型白矮星的质量分布，除了一些超大质量白矮星外。白矮星平均质量随有效温度降低而减小的趋势可能源于恒星初始金属丰度的增加。我们预测，富含金属的低质量恒星可能演化为质量不足的白矮星。