来自成对稳定超新星的金属贫困之星

　　Lamost J1010+2358的高分辨率（r = 36,000）光谱观察通过使用Subaru/High Germanus光谱仪（HDS）30于2015年6月3日获得。高分辨率光谱涵盖波长范围为4,000–6,800Å的波长范围为5,330-5,5,5,5,430Å。通过使用1.0-arcsec缝隙和2×2 CCD像素箱获得R≈36,000的分解能力。4,300和5,000Å时的信噪比分别为50和70 。使用IRAF Echelle封装进行了数据降低，包括偏置校正，平面野外，散射的光减法和波长校准。　　J1010+2358的径向速度是从用于丰度分析的Fe I线中测量的。源自高分辨率光谱-101.8±0.7 km s-1的地层径向速度与杆光谱中的速度非常吻合。通过使用文献中编制的线列表31,32 ，通过将高斯轮廓与IRAF任务斑点拟合，测量了孤立的吸收系的EWS 。运动学分析表明，该恒星是逆行轨道上的银河系恒星。　　恒星参数，包括有效温度（TEFF），表面重力（log G）和微涡轮速度（VT），是根据基于LTE模型大气的Fe的分离吸收系线来确定的。12 。通过使用MOOG程序33得出单个Fe I和Fe II线的丰度。TEFF是通过强迫单个Fe I线的丰度独立于其激发潜力来决定的。我们还从（V – K）0 Colours34（Teff = 5,810 K）估算了TEFF，这与光谱分析非常吻合。表面重力来自Fe I和Fe II之间的电离平衡。通过要求派生的丰度独立于其EWS ，从单个Fe I线中估算了微涡轮速度。　　大多数元素的丰度比Zn轻的元素是根据采用的恒星参数确定的。NA，SC，Zn ，SR和BA丰度的上限是通过频谱合成估计的。此外，通过频谱合成也证实了通过EWS分析确定的Fe以外的其他元素的丰度。对于SC II，MN I和CO I的线，通过使用Kurucz数据库中的数据，超精细分裂的效果包括在丰度确定中。在5,889Å处的Na I线和5,895Å的线条太弱，无法进行EW测量。Na丰度的上限取决于Na I5,889Å线的合成。我们注意到，与其他金属贫困恒星相比，J1010+2358的Na丰度（[Na/Fe] <-2.02）极低。比较星lamost J0626+6032的一部分（Teff = 5,863 K，log G = 3.73，[Fe/H] = -2.39 ，[Na/fe] = +0.89）在扩展数据中显示在图1中。比较恒星的光谱是通过Subaru/hds具有相同设置的。具有可检测线的α元素包括Mg，Si，Ca和Ti。使用4,702、5,172和5,183Å处的Mg线来确定Mg丰度。Mg ，Ca和Ti的[X/Fe]比率是亚极性的，而[Si/Fe]略有增强。在光谱中未检测到中子捕获元件的吸收线。SR和BA的上限分别从SR II4,077Å和BA II4,554Å估计。在扩展数据中显示了J1010+2358周围J1010+2358频谱的一部分图1显示。无法从4,315Å的CH的分子带中检测到碳特征。估计非LTE校正对Na，Mg ，Si，Ca，Cr ，Mn和Fe的线（参考文献35,36,37,38）。Na I，mg i，si i ，mn i和fe I的非LTE校正小于+0.1 dex，而Ca I和Cr I的校正是+0.16 dex和+0.21 dex，分别。当观察到的丰度模式和SN产量模型之间的比较中，当非LTE校正包含在非LTE校正中时，PISN模型仍然是最合适的模型。　　搜索算法StarFit18比较了观察到的J1010+2358的丰度与文献中大量SN产量模型39,40,40,41,41,42,43,44，并确定最佳拟合模型是260毫米PISN，HE核心具有130毫米。J1010+2358的最重要特征之一是，其[Na/fe]和[mg/fe]比率远低于以类似金属性的银河系中其他金属贫困恒星的比率。通过假设CCSNE的贡献，由于常规CCSNE无法产生非常低的[α/Fe]比率45，因此不可能再现如此低的[Na/Fe]和[mg/fe]丰度模式。具有较高爆炸能量的CCSNE似乎能够降低[Na/Fe]和[mg/fe]的比率（即使在J1010+2358中仍然很难实现如此低的收益率），但是它们产生的[Si/Fe/Fe]太高[Si/Fe]和[Co/Fe]与J1010+2358（Ref）的观察保持一致。因此，可以排除CCSNE作为J1010+2358的富集来源的可能性。　　通常，先前已知的α势之星已经通过SN IA的核合成产量以及CCSN的贡献来解释。由于SN IA产生的铁增强，因此，SN IA和正常CCSN的组合预计会产生较低的[α/Fe]比，这是解释在J1010+2358中观察到的低[α/Fe]比率所必需的。但是，在J1010+2358中观察到的低[Na/Fe]，[Cr/Fe]和[Mn/Fe]比率与SN IA型号的产量46,47的期望相抵触（扩展数据图2）。值得注意的是，Hypernovae48和亚chandrasekhar-Mass sne ia（参考文献49,50）的组合可能会产生较低的[Mn/fe]。但是[Si/Fe]，[Ti/Fe]和[Co/Fe]的理论预测与观察到的J1010+2358的丰富性大不相同。此外，两个祖细胞之间的长间隔将导致正常CCSNE的富集，这与该恒星的观察到的丰度模式不一致。

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