中子星并合产生的 r 过程元素的化学演化：两相星际介质的作用

中子星并合（NM）是重 r 过程元素（如铕）的一个合理来源，但先前的化学演化模型要么未能重现银河系厚盘恒星（[Fe/H] ~ -1）的观测铕趋势，要么仅通过采用不切实际的极短并合时标才做到这一点。利用解析论证与数值模拟，我们证明具有单相星际介质（ISM）且产额与金属度无关的单相模型无法重现显示 [Eu/alpha] > 0 或对于 Mg、Si 等 alpha 元素有 [Eu/Fe] > [alpha/Fe] 的观测。然而，若允许两相 ISM，其热相冷却时间 \tau_{cool} 约为 1 Gyr，且相对于核坍缩超新星（ccSNe）的 alpha 元素产额，有更大比例的 NM 产额直接注入冷恒星形成相，则该问题轻易解决。我们在冷相注入比 f_{c,NM}/f_{c,ccSN} 约为 2、特征并合时标 \tau_NM=150 Myr 的模型中与观测吻合良好。我们表明，中等金属度处观测到的超太阳 [Eu/alpha] 意味着相当比例的 Eu 源自 NM 或除 ccSNe 外的另一来源，且这些非 ccSNe 产额在早期优先沉积于 ISM 的恒星形成相。