碳氧富集热亚矮星的形成起源：sdB并合情景

《Monthly Notices of the Royal Astronomical Society》：On the origin of carbon- and oxygen-rich hot subdwarfs: an sdB merger scenario

　　

碳氧富集热亚矮星（CO-sdO stars）代表了一类极为罕见的富氦热亚矮星亚型。近期对PG 1654+322、PG 1528+025和UCAC4 108的观测揭示了异常高的表面碳、氧质量分数，这难以用现有形成情景加以解释。研究人员探索了涉及sdB星的并合事件能否为这些天体提供可行的形成通道。利用恒星演化程序mesa，研究人员对两条并合通道的并合后演化进行了建模：两条sdB星之间的并合，以及氦白矮星（He WD）与sdB星之间的并合。sdB星核心氦燃烧期间合成的碳和氧，若在并合过程中发生有效混合，可提供天然的化学元素储库。所得的演化轨迹与这三颗星观测到的有效温度、表面重力及光度大体一致，暗示其残骸质量约为0.8–1.0 M⊙。研究人员的计算表明，涉及sdB星的并合可能构成CO富集热亚矮星的一条可行形成路径。

研究背景与科学问题

热亚矮星是一类致密、炽热的恒星，光谱主要分为B型（sdB）和O型（sdO），典型有效温度介于20 000至80 000 K，表面重力log(g)?4.5–6.5。经典sdB星质量约为0.5 M_⊙，由核心氦燃烧恒星及其极薄的氢包层（M_env<0.01 M_⊙）构成。核心氦耗尽后，这类恒星通常不经历渐近巨星分支阶段，而是直接演化至白矮星冷却序列，最终成为CO白矮星。由于极高的表面重力及元素扩散效应，热亚矮星表面以氢为主，但其中一部分表现出富氦大气，甚至几乎完全由氦组成，据此可分为富氢、中等富氦和富氦亚型。在富氦热亚矮星中，约半数表现出显著的碳增丰，log(β_c)约为?2.4至?1.5。近年来发现的三颗极端碳增丰富氦热亚矮星——PG 1654+322、PG 1528+025和UCAC4 108——其碳质量分数高达25%[log(β_c)～?0.6]，氧也增丰至23%，远超普通碳增丰热亚矮星的水平，对现有热亚矮星形成模型构成重大挑战。

热亚矮星主要通过低质量恒星在红巨星分支演化或红巨星分支顶端的氦闪后，经多种机制损失大部分氢包层而形成。双星演化中，洛希瓣物质转移可使恒星损失或吸积伴星物质，红巨星双星主要通过稳定洛希瓣物质转移、公共包层抛射和双白矮星并合三条通道形成热亚矮星系统。对于富氦热亚矮星，已有研究提出双氦白矮星并合可重新点燃氦燃烧产生热亚矮星，但双氦白矮星并合情景难以解释CO-sdO星观测到的碳增丰水平。另有研究提出更高质量的He白矮星与质量较低的CO白矮星并合形成CO富集sdO星，但由于吸积物质源于CO白矮星，其碳氧丰度显著高于观测值。在He WD+sdB系统中，随着核心氦燃烧持续，sdB星半径增大直至核心氦燃烧结束进入壳层氦燃烧阶段，若两星足够靠近，在系统演化为双白矮星之前可能发生不稳定物质转移，He WD吸积sdB星物质，此过程有望产生富氦热亚矮星，且由于不稳定物质转移及吸积过程中的氦闪，sdB核心新合成的碳氧可能充分混合至外层包层，形成CO-sdO星。另一可能情景是两条sdB星在sdB阶段并合，双sdB系统理论上可通过公共包层演化形成，并已有观测实例PG 1544+488。

本研究旨在考察涉及sdB星的并合残骸能否解释新近发现的CO富集热亚矮星的观测性质，考虑两条通道：双sdB并合与He WD+sdB并合，检验这些情景能否同时再现CO富集表面组成及三颗星在Kiel图和HR图中的观测位置，评估sdB物质能否天然提供所需的CO化学储库，检验sdB并合情景的物理一致性及其作为CO富集热亚矮星形成路径的可行性。

研究方法与技术

研究人员采用恒星演化程序mesa（版本24.08.01）模拟两条并合通道的并合后演化。核燃烧采用agb.net反应网络，包含21种核素。对流不稳定性采用依赖组成的Ledoux判据，对流处理采用Cox混合长理论，混合长参数α_MLT=2.0。半对流混合采用Langer et al. (1985)方案，α_sc=0.1；热盐混合采用Kippenhahn et al. (1980)方案。对流预混合和指数越混均被启用，核心对流区f=0.016、f₀=0.008，壳层燃烧区f=0.0174、f₀=0.0087。整个计算包含元素扩散处理。sdB模型质量取0.4、0.45和0.5 M_⊙，由初始质量2.5 M_⊙、金属丰度Z=0.02的零龄主序星演化而来，在红巨星阶段利用relax_mass去除几乎全部氢包层。He WD模型质量取0.4和0.45 M_⊙，由初始质量1.2 M_⊙、Z=0.02的零龄主序星演化至氦核达到目标质量后去除氢包层。双sdB并合模型假设两前身星物质完全混合，残骸质量取0.8至1.0 M_⊙共六种组合。He WD+sdB并合模型模拟以10^?3 M_⊙ yr^?1的高吸积率向He WD快速吸积，吸积物质组成与sdB施主完全混合组成相同，考虑0.40+0.45、0.40+0.50和0.45+0.50 M_⊙三种代表性组合。

研究结果

3.1 sdB平均丰度

研究人员计算了质量0.4、0.45和0.5 M_⊙的sdB星从氦零龄主序到核心氦燃烧结束期间的平均元素丰度。结果显示，随演化推进，碳和氧丰度稳步增加，平均质量分数相应上升，氦丰度则逐渐下降。核心氦燃烧开始约10⁷ yr后碳氧显著增丰，至10⁸ yr时碳氧质量分数达到约0.2，与CO-sdO星观测值相当。此外，sdB星半径从点A增至点B后减小至点C，若发生并合，物质转移最可能发生在A–B阶段。

3.2 sdB+sdB并合

3.2.1 诞生率

双sdB系统可能通过双核公共包层事件形成，要求两颗近同时演化的红巨星进入公共包层并抛射氢包层，留下两颗非简并氦核。此通道对初始质量和轨道间距要求极为严格，双核公共包层演化的详细物理仍高度不确定。基于双星族综合结果，研究人员估算双核热亚矮星系统形成率约为每3000颗正常sdB星形成1个，该估算仅为数量级估计，实际发生双sdB并合的比例预计更低。观测上，PG 1544+488提供了双热亚矮星紧密双星可形成的直接原理证明。

3.2.2 物质转移稳定性

近等质量双sdB双星因初始质量比而经历动力学不稳定物质转移的可能性较低，但现有稳定性判据主要描述质量损失施主在动力学或准绝热时标上的响应，未跟踪吸积星的详细结构响应。引力波辐射可使轨道间距在sdB阶段显著减小，典型双sdB系统（0.45+0.40 M_⊙，a=0.60 R_⊙）的引力波并合时标t_GW?1.27×10⁸ yr，与sdB星核心氦燃烧寿命相当。研究人员利用mesa双星模块自洽演化双星两成员，仅考虑引力波辐射引起的轨道角动量损失。初始间距小于约0.65 R_⊙的系统在核心氦燃烧寿命内被引力波辐射驱动至洛希瓣接触。以0.45+0.40 M_⊙、初始间距0.60 R_⊙的代表性系统为例，洛希瓣物质转移开始时两成员均处于热亚矮星/核心氦燃烧区域，确认相互作用发生在双sdB阶段而非核心氦耗尽之后。

讨论与结论

研究结果表明，sdB星核心氦燃烧期间合成的碳和氧为CO-sdO星提供了天然的化学元素储库。双sdB并合和He WD+sdB并合两条通道的演化轨迹与三颗CO-sdO星的观测性质大体一致，暗示残骸质量约0.8–1.0 M_⊙。双sdB并合通道要求双核公共包层演化形成紧密双sdB系统，其形成率较低，但PG 1544+488的存在提供了原理证明。He WD+sdB并合通道中，不稳定物质转移和可能的氦闪可使sdB核心新合成的碳氧充分混合至外层包层。研究人员的计算表明，涉及sdB星的并合可能构成CO富集热亚矮星的一条可行形成路径，这些计算主要作为sdB并合情景物理一致性的检验，有助于阐明其作为CO富集热亚矮星可能形成通道的可行性。