化学贫化后AGB/RGB双星中微弱盘演化的丰度分析：揭示盘耗散与恒星表面成分的关联

《Publications of the Astronomical Society of Australia》：Abundance Analysis of Chemically Depleted Post-AGB/Post-RGB Binaries with Faint Discs

本研究针对具有低红外超量的后AGB/RGB双星（即“微弱盘”目标），通过分析高分辨率光学光谱，系统研究了其光球层化学贫化特征与周盘演化的联系。研究人员利用E-iSpec和pySME等工具，均一化地推导了大气参数和29种元素的丰度，并计算了15种元素的NLTE修正。研究发现所有目标均呈现“饱和”的贫化模式，其转折温度（Tturn-off）的双峰分布表明微弱盘系统可类比于连续光学厚尘埃的全盘（Tturn-off > 1100 K）和具有内腔的过渡盘（Tturn-off < 1100 K）。该成果揭示了盘-双星相互作用的复杂性，并表明微弱盘可能代表了盘耗散的最终阶段，对理解晚期恒星与盘演化具有重要意义。

　　

在浩瀚的宇宙中，低质量和中等质量的恒星（0.8-8 M_⊙）在演化到渐近巨星支（AGB）或红巨星支（RGB）末期时，会通过星风损失掉大部分包层质量。而当这些恒星处于双星系统中时，其演化轨迹可能被尚未完全理解的二元相互作用所改变，导致AGB或RGB阶段提前终止，形成一颗后AGB星或后RGB星，并伴随一个稳定的环绕双星的盘状结构——周盘（Circumbinary Disc, CBD）。这些特殊的系统为我们研究盘与双星的相互作用及其对恒星表面化学组成的深刻影响提供了独一无二的窗口。

观测上，这些周盘的存在通过其光谱能量分布（SED）中宽广的近红外或中红外超量得到证实。更深入的研究甚至揭示了盘内复杂的尘埃结构，如空腔、环状结构和弧状特征。然而，并非所有此类系统都表现出强烈的红外信号。有一类被称为“微弱盘”的后AGB/RGB双星，其红外超量很弱，但它们的光球层却依然显示出清晰的化学贫化迹象——即难熔元素（如铁、钛、硅）相对于挥发性元素（如硫、锌）的丰度显著偏低。这种贫化被认为是恒星从周盘中吸积了富含挥发性气体的结果。这些“微弱盘”系统为何红外信号微弱？它们与红外超量明显的“全盘”和“过渡盘”系统有何演化关联？其化学贫化模式又能告诉我们哪些关于盘演化最终阶段的信息？这些问题正是本研究的核心驱动力。

为了解开这些谜团，由Maksym Mohorian领导的研究团队对6个银河系和2个大麦哲伦云（LMC）中的“微弱盘”目标进行了细致的化学丰度分析。这项研究发表在《Publications of the Astronomical Society of Australia》上，旨在通过均一、高精度的光谱分析，将“微弱盘”的化学特征置于更广阔的盘演化图景中，探讨其作为盘耗散最终阶段证据的可能性。

研究人员主要运用了几项关键技术来开展这项研究。首先，他们收集了目标恒星从紫外到远红外的多波段测光数据，构建了光谱能量分布（SED），并通过SED拟合和脉动周期-光度-颜色（PLC）关系来估算恒星的光度，这对于区分后AGB星（高光度）和后RGB星（低光度）至关重要。其次，研究的核心在于光谱分析：团队利用来自HERMES/Mercator和UVES/VLT的高分辨率光学光谱，采用自行改进的E-iSpec软件，均一化地推导了恒星的大气参数（有效温度T_eff、表面重力log g、金属丰度[Fe/H]、微湍流速度ξ_t）以及29种元素（从碳到铕）的丰度。为了获得更精确的结果，他们还使用pySME代码，基于预计算的非局部热动平衡（NLTE）偏离系数网格，对15种元素（从碳到钡）的丰度进行了NLTE修正，这尤其重要，因为后AGB/RGB星的大气通常偏离局部热动平衡假设。最后，为了量化化学贫化的效率，研究团队创新性地采用了一种贝叶斯拟合方法，用三段线性函数来表征贫化曲线，并定义了三个关键参数：初始金属丰度([M/H]₀)、标志元素贫化程度发生显著变化的转折温度(T_turn-off)、以及表征难熔元素贫化梯度的尺度(?_{100 K}，每100K的丰度变化 dex)。

样本选择与特性

本研究从已知的银河系和大麦哲伦云的后AGB/RGB双星样本中，根据其近红外（H-K < 0.4^m）和中红外（W1-W3 < 2.3^m）颜色，筛选出8个“微弱盘”目标（6个在银河系，2个在LMC）。这些目标的红外超量贡献（L_IR/L_*）均小于0.1，且其中红外超量起始波长通常晚于全盘和过渡盘系统。大多数目标为RV Tauri型脉动变星，其双星性质部分通过轨道参数证实，部分通过化学贫化这一双星相互作用的特征标志推断。

大气参数与元素丰度

分析显示，这些“微弱盘”目标具有多样的大气参数，有效温度T_eff范围从4740 K到7470 K，表面重力log g较低（0.00到1.96 dex），金属丰度[Fe/H]从-0.60 dex到极端的-3.80 dex，反映了显著的难熔元素贫化。挥发性元素与难熔元素的丰度比（如[Zn/Ti]）在样本中变化很大，从0.17 dex（R Sct，贫化较弱）到≥3 dex（CC Lyr，极强贫化）。所有目标的C/O比均小于1（0.03到0.81），表明它们是氧富集的环境，这确保了其尘埃凝结物与太阳系类似。

贫化模式的量化

对所有“微弱盘”目标的NLTE修正后贫化曲线进行拟合后发现，它们均呈现出“饱和”模式（即高凝结温度端难熔元素丰度随温度升高而线性下降）。通过引入的三个参数([M/H]₀, T_turn-off, ?_{100 K})可以很好地描述这些曲线。特别值得注意的是，T_turn-off的分布显示出双峰特征：一部分目标的T_turn-off约在1300 K，另一部分则集中在约900 K。

与全盘和过渡盘系统的比较

为了理解“微弱盘”在演化序列中的位置，研究者将本次样本与此前均一研究的全盘和过渡盘样本合并分析。比较发现，T_turn-off的双峰分布与盘类型密切相关：全盘系统通常具有较高的T_turn-off（~1300 K），而过渡盘系统则具有较低的T_turn-off（~900 K）。基于此，研究者将“微弱盘”样本划分为两类：“类全盘”目标（T_turn-off > 1100 K，如R Sct和AU Vul）和“类过渡盘”目标（T_turn-off < 1100 K，如SS Gem、V382 Aur等）。初始金属丰度([M/H]₀)和贫化梯度(?_{100 K})在合并样本中分布较为随机，未显示出与盘类型的明确系统趋势。此外，在过渡盘目标中，发现红外光度比(L_IR/L_*)与贫化梯度(?_{100 K})之间存在显著的负相关，这意味着盘质量或光学厚度较大的过渡盘系统可能具有更陡峭的贫化斜率。

本研究通过均一、高精度的光谱分析，证实了具有低红外超量的后AGB/RGB双星（“微弱盘”目标）虽然盘的物质信号微弱，但其光球层依然保留着强烈的化学贫化特征。研究的关键在于发现这些目标的化学贫化模式（特别是转折温度T_turn-off）可以清晰地划分为“类全盘”和“类过渡盘”两个子类，这强烈暗示“微弱盘”系统并非独立的类型，而是由全盘或过渡盘演化而来的最终阶段。它们红外信号的减弱很可能源于盘物质的耗散过程，例如尘埃颗粒的生长、径向漂移、以及光致蒸发等机制共同作用的结果，类似于年轻恒星原行星盘的耗散情景。这意味着我们观测到的“微弱盘”正处在它们周盘生命周期的尾声。

这一结论具有多方面的重要意义。首先，它将后AGB/RGB双星周盘的观测分类（基于红外颜色）与其物理演化状态（通过化学贫化特征揭示）直接联系起来，为理解盘-双星相互作用的完整生命周期提供了关键环节。其次，研究揭示的贫化参数多样性（如T_turn-off的双峰分布、?_{100 K}的随机性）凸显了盘演化路径和物理过程的复杂性，可能涉及不同的盘形成机制、气体-尘埃分馏效率、以及再吸积物质与恒星包层的混合过程。最后，对LMC目标的研究表明，初始金属丰度对贫化效率影响不大，这提示盘演化过程可能在不同金属丰度环境中遵循相似的物理规律。

当然，一些谜团仍然存在。例如，较冷的“微弱盘”目标AU Vul为何在相对较早的演化阶段就显示出显著的贫化？这是否意味着其盘耗散异常迅速？要回答这些问题，并最终厘清盘耗散、尘埃沉降、可能存在的行星形成以及化学贫化之间的复杂因果关系，未来需要将均一的化学丰度分析与高分辨率成像（如ALMA, VLTI）以及对周盘物理化学过程的详细建模相结合。这项研究为我们迈向这一目标奠定了坚实的数据基础和分析框架，深化了我们对恒星晚期演化、双星相互作用以及宇宙中物质循环的认识。