红巨星铍丰度的光谱学研究

我们对 200 颗红巨星（主要为晚 G 型和早 K 型）的铍丰度进行了广泛的光谱学研究，旨在调查这些演化巨星表面铍含量的性质；例如对恒星参数的依赖性、特殊性的程度及其起源和形成时机。铍丰度是基于 Subaru/HDS 获得的高色散光谱，利用近紫外 Be II 3131.066 谱线确定的。我们发现，与初始丰度相比，这些演化巨星的光球层中铍存在显著亏损（恒星间亏损程度差异很大），约为 ~1-3 dex（或更多）。虽然得出的铍丰度（A(Be)）似乎弱依赖于 $T_{\rm eff}$、$\log g$、[Fe/H]、$M$、年龄和 $v\sin i$，但这可能归因于 A(Be) 的金属丰度依赖性与这些恒星参数之间的相互相关性，因为在按金属丰度缩放的铍丰度（[Be/Fe]）中，这种趋势几乎消失。通过将铍丰度（及其与 Li 和 C 的相关性）与基于复杂恒星演化计算的最新理论预测进行比较，我们得出结论：仅靠红巨星包层中的标准第一次 dredge-up 理论难以解释如此巨大程度/多样性的铍亏损，必定存在某种额外的混合过程（如旋转混合或热盐混合）负责此事，该过程可能早在主序阶段就开始运作。这一观点得到了以下事实的支持：在主序附近的演化程度较低的中等质量 B-A 型恒星中也观察到了明显的铍耗竭。