中子星并合可能并非银河系中 r 过程元素的唯一来源

探究宇宙中 r 过程元素的起源是一项多学科挑战。我们回顾了探测 r 过程源性质的观测证据，并使用星系化学演化模拟、双星星族合成模型和核合成计算加以讨论。我们的动机是确定哪些天体物理源对银河系中存在的 r 过程元素总质量有显著贡献。我们发现了与中子星（NS-NS）并合情景的矛盾。假设它们是唯一源，在考虑由短伽马射线暴和星族合成模型导出的并合时间延迟时间分布（DTD）（$\propto~t^{-1}$）时，无法重现银河系盘中 [Fe/H]\,$>-1$ 处 [Eu/Fe] 的下降趋势。更陡的 DTD 函数（$\propto~t^{-1.5}$）或幂律结合在 Ia 型超新星起始前的强并合爆发可以重现 [Eu/Fe] 趋势，但该情景与在早期型星系中发生的短伽马射线暴和 Ia 型超新星的相似比例不一致，并降低了在早期型星系中探测到 GW170817 的概率。一种解决方案是假设一个额外的 Eu 产生源，其在早期宇宙活跃，但随金属丰度增加而消退。如果这是正确的，该额外源可能在 Ia 型超新星起始前负责早期宇宙中约 50% 的 Eu 产生。稀有超新星类可能是这一额外的 r 过程源，但流体动力学模拟仍需确保稳健 r 过程模式的条件。