低质量吸积后双星前身星的建模

质量数 A > 90 的所有重元素中，约有一半的质量是通过慢中子俘获过程 (s-process) 形成的，该过程发生在质量约为 1-6 $\rm{M_{\odot}}$ 的演化渐近巨星支 (AGB) 恒星中。通过模拟物质从 AGB 恒星吸积到双星钡 星、CH 星和碳增强贫金属 星系统上的过程，可以研究 s-process。通过将观测推导的表面参数和 s-process 元素的 1D-LTE 丰度模式与理论双星吸积模型进行比较，我们旨在理解吸积后系统的形成。我们探索了吸积物质的稀释程度，并描述了对流混合对观测表面丰度的影响。我们计算了一个包含 2700 个吸积模型的低质量吸积后系统新网格。通过极大似然比较，确定了 Ba、CH 和 CEMP-s 星观测样本的最佳拟合模型。在我们的吸积后双星样本中，我们发现 AGB 供体质量一致处于 2-3 $\rm{M_{\odot}}$ 质量范围内。我们发现弱 Ba 星的形成场景是一颗 AGB 恒星转移了适量的物质 ($\leq$0.5 $\rm{M_{\odot}}$)，最终形成一颗约 2.0-2.5 $\rm{M_{\odot}}$ 的恒星。强 Ba 星的最佳拟合具有较低的最终质量（约 1.0-2.0 $\rm{M_{\odot}}$）和显著的吸积质量（$\geq$0.5 $\rm{M_{\odot}}$）。CH 和 CEMP-s 星表现出较低的最终质量（约 1.0 $\rm{M_{\odot}}$）和少量的转移物质（约 0.1 $\rm{M_{\odot}}$）。我们发现 Ba 星通常比 CEMP-s 和 CH 星吸积更多的物质。我们还发现，强 Ba 星必须吸积超过 0.50 $\rm{M_{\odot}}$ 的物质才能解释其丰度模式，而在该极限下，我们无法重现强 Ba 星的观测质量分布。弱 Ba 星、CEMP-s 和 CH 星的质量分布在我们的模型中得到了很好的重现。