Thorne-ytkow Objects观测和研究进展

刘剑宇，张 帆

(北京师范大学 天文系，北京100875)

1 引言

Thorne-˙Zytkow Object(简称T˙ZO)最初是由Thorne和˙Zytkow两人共同在理论上提出的一种天体[1]。根据理论推测，在一颗红巨星或红超巨星的中心有一颗简并的中子星核(而在普通的红巨星或红超巨星中不会存在中子星核，这也是T˙ZO区别于普通的红巨星和红超巨星的特征)。然而，虽然T˙ZO与红巨星和红超巨星有区别，但无论是在化学元素丰度还是光谱上其性质都与红巨星或红超巨星有很多相似之处。对于T˙ZO形成的可能性，许多研究者提出了不同的模型和结论。目前普遍认为，T˙ZO能在两种不同的环境下形成：(1)在一个球状星团内，一个中子星与一个正常演化的天体(矮星或巨星)发生直接碰撞，导致两个天体相互俘获并结合成一个天体，而碰撞的起因可能是由于双星系统不稳定的质量转移，亦或是双星系统中一颗恒星先演变到超新星爆发阶段，在此阶段中由于超新星爆发作用是不对称的，因此最终形成的中子星受到超新星爆发的作用推向另一颗天体并相互俘获并合[2]。(2)在大质量X射线双星系统中，正常的大质量恒星的演化可能会使它吞噬中子星伴星，产生一个共同包层，逐渐旋进并最终完全并合。前者能够产生小质量T˙ZO，而后者则会产生大于14M⊙的大质量T˙ZO[3]，而在这两个质量界限之间(8.5M⊙～14M⊙)会产生一个比较大的间隔，目前的模型还不能完美地解释此间隔的产生。不少研究人员针对这两种环境提出了不同的具体形成和演化机制。

在观测方面，由于T˙ZO与红巨星或红超巨星有着非常相似的性质，因此它很难通过其直观的特点被直接确认为候选体。而快质子俘获过程(rp-process)和慢中子俘获过程(s-process)产生元素的不同为观测上寻找T˙ZO候选体提供了方法。目前观测到的最受关注的T˙ZO候选体是在小麦哲伦星云(SMC)中的HV2112[4]，而它成为候选体的理由主要也是通过与普通红超巨星的元素丰度对比而提出的。除了HV2112，还有一些其他的T˙ZO候选体和可能经历过T˙ZO演化阶段的天体。

第2章主要着重于从理论上统述大质量T˙ZO的结构与演化，包括恒星结构演化中几种重要的核过程，以及大质量T˙ZO的形成和其演化的不同可能结果及其相关过程。第3章主要注重于大质量T˙ZO在观测上的相关发现，包括可能为大质量T˙ZO演化过后的遗迹，尤其是在小麦哲伦星云中HV2112的化学性质，并对其通过不同的学说进行了解释分析。第4章主要对当前的相关工作进行总结，并对未来进一步的研究方向提出展望。

2 结构与演化

2.1 重要核过程

理论上，初始质量足够大星体的稳定燃烧阶段，最多能够通过核合成产生直至Fe峰(iron peak)的元素；而比Fe更加重的核素，因为其平均结合能比Fe低，所以是不能通过稳定燃烧的核合成生成的，而是通过快中子俘获过程(r-process)、慢中子俘获过程(s-process)，或快质子俘获过程(rp-process)来产生。

(1)慢中子俘获过程(s-process)

慢中子捕获过程是天体物理中在星体上发生的一系列核合成反应中的一种，特别是发生在AGB(渐进巨星支)上。s-process创造了星体中大约一半的比Fe重的元素，在星系化学演化中占据非常重要的地位。在s-process中，原子的核心进行中子捕获的速率低于β负衰变的速率。处于稳态下的同位素捕获中子，但是产生的放射性同位素在另一次中子捕获前就衰变为稳定的原子核，这样经由β稳定的过程，使同位素沿着同位素列表的槽线移动。

(2)快中子俘获过程(r-process)

快中子捕获过程是在核心发生坍缩的超新星或双中子星并合环境中创造富含中子且比Fe重的元素的过程，同样创造了大约一半的重于Fe的元素。需要以Fe为最初的核进行连续的快中子捕获。r-procss是由爆炸核合成产生的，例如在核坍缩超新星或双中子星并合后，有高温以及大量的中子通量，因此中子捕获过程的速率比β衰变速率快并且稳定，这意味着r-process沿着中子滴线进行。

(3)快质子俘获过程(rp-process)

快质子俘获过程是一连串的质子被初始核捕获形成重元素的过程。其结合了s-process和r-process特点的核合成过程，rp-process能够合成最重的元素，虽然其反应终点以现有知识还不能确定。rp-process需要非常高的温度和富含H的环境，其最初的原子核可能在CNO循环期间产生。

可能进行rp-process的场所一般被认为处于有致密伴星(小质量的黑洞或中子星)的双星系统中，在包含剧烈吸积过程的地点。在这些系统中，通常另外一颗天体是诸如红巨星这种具有富氢大气的天体。这个系统中的恒星(通常是红巨星)供应致密星体吸积所需要的物质，由于这些物质来自共生恒星的表面，因此富含H与He，同时由于致密星体的强引力场，物质会以高速落向这颗致密星，而在此过程中通常会与其他物质碰撞形成吸积盘。这样的情况下物质会在伴星表面累积并有极高的温度，成为电子简并物质。由于电子简并物质在高热的大气中会达到开尔文-亥姆霍兹不稳定(K-H)的状态(主要用于描述线性气流的不稳定性)，在这种不稳定的状态下温度的增加将会引发热核爆炸，产生rp-process(见图1)。

图1 快质子俘获过程

综上所述，对于s-process，通常认为在恒星进行He燃烧的时候，在高能中子相对富集的地方，就能够产生s-process所能产生的元素；而rp-process则是在高能质子相对富集的地方，通常认为是在有致密伴星的双星系统中产生。T˙ZO的平衡结构会产生快质子俘获过程中能够产生的元素，而在红巨星中并没有这一过程的发生；因此能够在T˙ZO上找到相应的元素丰度的显著提升，这就为区分T˙ZO与红巨星提供了方法。

接下来主要统述大质量T˙ZO的相关理论，包含其形成、演化过程以及最终可能的结局分析。为全面和公正起见，本章并不仅限于介绍支持T˙ZO的理论，同时还介绍了相关的不支持T˙ZO形成的理论。同时在本章开始之前会先做一个定性，以方便后续的定义：将大质量X射线双星系统中率先演化到中子星阶段的星体的伴星称为胖星。

II型超新星又叫核坍缩超新星，是大质量恒星坍缩引发的剧烈爆炸结果。II型超新星又能通过爆炸后的光变曲线被划分成不同的类型。II型超新星的光谱通常都会展现出巴尔末吸收线，而这常用来区分II型超新星与I型超新星。

IIP型超新星：是II型超新星中的一种，其特点是光变曲线在下降时会有一个显著的平滑结构，这代表在一段时间内，亮度以一个比较缓慢的速率下降。

IIn型超新星：具有一个特征，即其氢谱线的宽度相对比较狭窄。

大质量T˙ZO主要是在大质量X射线双星系统中形成的[5,6]。在一般情况下，当系统中的大质量主星完全充满洛希瓣时，质量转换速率会以几个数量级的大小超过中子星的爱丁顿吸积率。因此，双星系统中的大部分质量无法完全被中子星吸收，而超出的质量会在中子星周围形成延伸的包层，最终充满中子星的洛希瓣。这时大质量X射线双星系统会演化到共同包层阶段，中子星会被胖星的包层所吞并，由于气体阻力的作用，向着系统的中心旋进。在大质量X射线双星演化过程中的第一种情况下，在此过程中轨道能量释放得足够多，使得双星的共同包层被完全喷射出，并留下一个距离非常相近，周期为3或4 h，包含一颗大于3的He核燃烧的胖星和一颗原始的中子星。观测发现胖星可能进一步发生超新星爆发并留下一个中子星残骸，同时在这个过程中并没有破坏整个双星系统，并最终演化为距离非常相近的双中子星，这一演化过程说明，一些大质量X射线双星能够在经历共同包层旋进过程的演化进程时避免并合。T˙ZO的形成过程见图2。

图2 T˙ZO的形成过程

而在另一种形成T˙ZO的方式中(见引言部分)，发生在超新星爆发后，中子星受到不对称的超新星爆发的作用，使得双星系统直接并合。

大质量T˙ZO主要通过在中子核附近的快质子俘获过程(rp-process)来支撑它们的包层，因此T˙ZO能以带有特殊化学丰度的红巨星或红超巨星的形式被观测到。例如HV2112就被认为是大质量T˙ZO的候选体，由于它异常的化学现象符合理论预测(但也有不少研究提出了不同的可能性，在本文中也将特别指用T˙ZO来解释HV2112的一些缺陷)。当大质量T˙ZO的rp-process的初始元素耗尽及质量流失使T˙ZO低于维持快质子俘获过程反应所需要的质量时，TO的结构就不再稳定，会发生坍缩，最终大质量T˙ZO最终会爆炸，结束其短暂的一生。

具体而言，在中子核表面的核燃烧结束后，表面的物质将会继续收缩，同时温度会不断升高，释放出中微子并造成能量的流失。由于中微子的有效冷却，向中子核的吸积不再受爱丁顿率的限制，转而取决于自由落体吸积率。相关研究认为在T˙ZO包层中的有效对流会使T˙ZO自转非常快[7,8]，当离心力开始占据主导地位时，自由落体吸积率相应地被抑制了。在这个时间点，约10−3M⊙的质量已经被吸积到中子核上，但中子核还没有坍缩成为黑洞。一个薄的吸积盘将会在中央的中子核处形成，随后的吸积时间将由吸积盘中不确定的粘度决定，然而即便如此，在保持超爱丁顿吸积的情况下[9]，吸积率仍然远大于10−3M⊙·a−1。与此同时，在这一阶段中子核处的吸积盘会引发大范围喷流。如果超爱丁顿吸积继续下去，在塌缩后的几月或几年后，大约1M⊙的物质会被吸积到中子星核上，这时中心的中子核会坍缩成为黑洞，如果此时吸积盘依然存在，那么超爱丁顿吸积依然存在并会继续产生大范围喷流。

随后T˙ZO会进入爆炸阶段，对于典型的大质量T˙ZO，它们的结合能大约在1040J数量级。例如，对于一个质量为16M⊙、中子核为1M⊙的T˙ZO，其结合能为5×1040J。由于在T˙ZO坍缩过程中，中心的致密物体附近可能会形成一个超爱丁顿吸积的吸积盘，这个吸积盘会发射大范围的喷流，同时由于T˙ZO的结合能很小，这些喷流很容易被推回到坍缩的T˙ZO中并引发爆炸。T˙ZO爆炸后的观测性质很大程度取决于吸积盘所释放出的能量，而爆炸会产生几种不同的可能猜测结果。

如果吸积在结合能(1040J)释放之后的短时间内被抑制了，那爆炸的能量不会超过1040J，这个爆炸可能会以一个低能量的IIP型超新星爆发的形式被观测到。如果采用Kasen和Woosley[10]的理论，最高的热光度预计能到-7.1 mag并持续约900 d。由于此光度与祖星的光度相当，T˙ZO看起来可能像是还没有发生爆炸就消失了。而爆发的能量与那些失败的超新星爆发[11]的能量类似，因此一个低能量的超新星爆发可能会与T˙ZO爆发相混淆。如果T˙ZO周围包含稠密的星际介质，那么发射的物质会与稠密的星际介质相互反应，这可能会被认为是低光度的IIn型超新星爆发。目前观测到的II型超新星爆发并不排除有可能是低能量T˙ZO爆发的产物，具体需要进一步分析其遗迹中的化学丰度。

但如果吸积没有被抑制而吸积盘上的星风依然存在，那么吸积盘能够释放更大的喷流，这些喷流会使得T˙ZO的能量爆发更高，其爆炸的能量就能达到甚至超越超新星爆发的能量。假设吸积以一个标准的能量转换效率流失，那么爆发产生的能量最高能到达1046J，这与大型II型超新星或富氢超光度超新星爆发所产生的能量相近。这个爆炸会造成黑洞的形成，随着黑洞的形成，一个强烈的喷流会随之产生，爆炸的T˙ZO可能会以极长的γ射线暴的形式被观测到[12]。如果喷流能够穿透包层，也可能会产生瞬态的超光度超新星爆发。

星系中的T˙ZO产生率大约为2×10−4a−1[8]，而在星系中T˙ZO爆炸的比率接近于产生率。按照比率计算大约每10 000个超新星爆发中就可能有一个T˙ZO爆发，与超光度超新星爆发的比率相当。由于T˙ZO爆发产生的预计能量可能与超新星爆发相近，因此想区分T˙ZO爆发和超新星爆发是一个很棘手的工作。区分这两者的最有效方法在于甄别两者的金属性，超新星晚期会通过其祖星的核中产生强烈的金属线，而T˙ZO不会产生如此强烈的金属线。另外，大质量T˙ZO中特有的丰度含量也可能会成为一个重要的线索。

如今只有很少的T˙ZO候选体被发现，这表明T˙ZO如果真的存在，其寿命会非常短暂。可能是由于质量的大量流失，T˙ZO过早到达了能够产生irp-process(间断的快质子捕获过程)的质量下限，当T˙ZO低于质量下限后，irp-process会终止进而结束T˙ZO过程。如果质量流失是造成T˙ZO中irp-process终止的主要原因，那么相应的T˙ZO的爆发应当更加普遍，由于T˙ZO爆发的特殊性，这也需要进一步的观测，特别是对于II型超新星爆发所产生遗迹的化学特征。随着T˙ZO的爆发，会有大量的特殊元素进入星际，因此这可能是宇宙的化学演变中非常重要的一部分。

2.4 对T˙ZO形成理论的挑战

对于T˙ZO的形成与演化一直存在着不同的模型与观点。Papish等人[13]认为，如果来自中子星的吸积能够超过爱丁顿率，大量的吸积能量会直接传入喷流中，并吹散巨星的包层，因此T˙ZO不能通过共同包层的方式形成(见图3)。此理论采用了喷流反馈模型[14−16]，即喷流沉积的能量会使整个包层以及一部分核心物质被发射出去，并在共同包层演化的最后阶段出现喷流与核心物质的强烈相互作用。而针对具体观测候选体HV2112，这个观点认为其不是一个T˙ZO，因为其形成演化的过程并不能真实存在。

图3 T˙ZO无法通过共同包层形成的理论[17]

通过确定快中子俘获过程(r-process)核合成的具体发生地点，可以获得支持这个论点的一个可观测证据。A≤130的元素诞生于比较强烈的快中子俘获过程，而对于这个过程的发生地点有两种不同的观点[17]，一种认为是在双中子星并合中产生的[18]，而另一种则认为是新生的快速旋转的中子星所发出的喷流中产生[19]。具体而言，在最初的中子星与红超巨星的研究中，Taam等人[20]认为当中子星旋进进入红超巨星包层的时候会有两种结果，包层会喷发并且核心与中子星合并，但这并没有考虑到喷流的作用。

而现在认为中子星的强吸积作用会产生喷流。一种模型认为大量的r-process的元素会在中子星产生的喷流中形成，并在共同包层的演化中使得星体爆炸。另一种经典的模型基于快速旋转的核会使得磁场放大的磁旋转机制[21−23]，这个机制会在新生的中子星附近产生两极喷流，这也会使得星体爆炸；但这一模型要求的恒星自转速率远大于恒星演化模型所给出的自转速率，所以这个模型只适用于一些很特殊的情况。

综上所述，当中子星旋进进入红巨星的核心并发射出喷流时，强烈的r-process核合成过程也可能出现，这些喷流会使能量堆积在包层内并最终使整个星体爆炸。这是一种较为罕见的演化路线，并与大量的有关这些元素被发现的事实相吻合。中子星在与红超巨星旋进的过程中，吸积率非常大，远超过爱丁顿吸积率，因此大量积攒的能量进入包层；同时旋进的中子星会释放喷流并将包层驱散掉，一个星体核心处在这样的情况下有可能无法通过共同包层的演化路线形成T˙ZO。

3 观测

3.1 可能的T˙ZO爆发后的遗迹

2015年Liu[24]发现了一个周期为6.67 h的X射线源1E161348-5055，处在年轻的超新星遗迹RCW103中。这是一个非常有趣的发现，因为此遗迹可能是T˙ZO演化而来的。一个T˙ZO在形成过程会经历这样一个阶段：一个快速自转的中子星核和一个缓慢旋转的包层阶段，理论认为通过中子星核的磁场与包层之间的演化，中子星核能够减速并以一个极大的周期旋转，而包层可能会被蕴含巨大能量的爆发或星风给驱散掉。如果在中子核减速后包层被驱散掉，那将会留下一个极长周期的致密天体，被包含在一个类似于超新星遗迹的外壳中以非常小的速度径动，而这些特点都符合1E161438-5055。而T˙ZO应当会富含极高丰度的Li以及rp-process元素，这些元素会留在遗迹中，能够帮助检验这个演化过程的正确性。

这个X射线源1E161348-5055位于超新星遗迹RCW103的中心，在X射线波段具有极强的光度，但在射电、红外以及光学波段并没有发现明显的能量，而最耐人寻味的是它6.67 h的自转周期，而造成这一原因的猜测有如下几个：

(1)由于小质量双星系统中有一个光度极低的次级伴星，这一伴星具有极低的X射线光度，轨道周期为6.67 h[25,26]。但这很难解释这一对相距极近的双星是如何在超新星爆发中存活下来并能屏蔽掉大量波段的观测。

(2)1E1613是一颗磁星[27]，并由于自由落体盘的作用减速到一个长的周期。但这一演化方式与所有已知的磁星候选体、不规则脉冲星在观测上都不相同，这些天体的自转周期都在2～12 s内，远小于6.67 h。

(3)1E1613是T˙ZO演化的致密核，它在演化过程中自转周期下降到了非常长的周期。

T˙ZO致密核的减速：在之前的理论中，只考虑了吸积物质过程中的角动量，没有考虑中子核磁场和包层之间的相互作用。由于包层是对流且高电离的，其中的等离子体会对磁场自转产生相互作用。在T˙ZO包层中，在靠近中子核的地方，磁场会变得足够大使得等离子体随着中子核共同运动。这一过程可能在T˙ZO完全形成之前就已经开始了，在中子星通过包层旋进伴星中心的过程中，磁场与等离子体相互作用，同时物质被星体吸积会产生相反的扭矩，总的扭矩由磁场和物质的吸积共同决定，使得致密天体在旋进的过程中就已经开始减速。

T˙ZO包层的瓦解：包层会被星风耗散，或是在中子核转变为黑洞之前由于一些巨大能量的爆发所瓦解。中子核进而能以一个缓慢速度自转，并在一个类似超新星遗迹中的中心被观测到。

总之，1E1613的形成过程可能是一个大质量双星系统经历了一次超新星爆发，产生了RCW103和一颗致密星，这颗致密天体受到合适的超新星爆发的作用直接与其伴星结合成为了T˙ZO；接着致密核自转减速，而其包层被星风或爆发所驱散；最终包层与RCW103超新星遗迹相结合，而核则成为1E1613。假设RCW103真的经历了T˙ZO的过程，那么它的径动应该非常小，这与观测相符。另一方面，RCW103作为T˙ZO的遗迹应该会与正常的SNR遗迹有所不同，因为在T˙ZO阶段产生的rp-process元素应该还留存在遗迹中，这有待未来的观测检验。

3.2 T˙ZO候选体HV2112

3.2.1 HV2112的性质

在T˙ZO观测领域最振奋人心的是对于HV2112的观测。在大质量T˙ZO中，对流包层几乎到达中子星的表面，因此极高温的H燃烧会通过irp-process合成质子数很高的元素。然而由于T˙ZO的产生率非常低，同时它们的寿命又非常短，因此在观测上T˙ZO能否存在也是一个问题。

HV2112是T˙ZO的第一颗观测候选体，对于它的距离一直有不同的解释，而这些不同距离又引发了不同的假设。对于HV2112，其成为一颗T˙ZO候选体的前提取决于它是小麦哲伦星云(SMC)中的一员[28]。早期有工作认为HV2112若在SMC中，自行速度会达到3 000 km·s−1，远超过SMC的逃逸速度，他们认为HV2112更有可能是银河系银晕上距离约为3 kpc的星体[29]；这意味着其没有足够的光度成为一颗红巨星，更不用说T˙ZO候选体了。而在后续的研究中证实HV2112是SMC中的一员[30]，并且符合SMC中东翼的子结构，SMC的东翼有星体诞生于50～200 Ma之间的证据，有着与HV2112相联系的年轻的致密天体；并且HV2112的径动速度(157 km·s−1)与SMC的径动速度(145.6 km·s−1)很符合，同时HV2112的视线径向速度约为13 km·s−1，与晕星和SMC都相符。而在2MASS颜色量级图表中清楚地表明HV2112位于SMC中M型超巨星范围。将上述信息整合，坐标位置、自行、径向速度都很符合SMC，并且光学测量显示其处在SMC超巨星范围，这也是HV2112为SMC中一员的有力证据。通过研究Gaia的二期数据也证实HV2112的自行完全符合它是小麦哲伦星云中的一员，同时视线速度也符合，这一观测数据排除了所有关于HV2112在太阳几kpc内的演化学说。

T˙ZO代表了一个全新的恒星结构理论，其相关irp-process更是一个创新的恒星内部的核反应模型。目前还没有一个非常好的办法能够从外观区分T˙ZO和普通的M型红超巨星，在观测上能用来区分的特征只有他们的大气化学元素丰度。由于中子星核与完全对流的包层之间的接触面上具有极高的压强，irp-process会产生很多不同寻常的化学元素丰度[3]，尽管红超巨星的谱线大部分由氧化锑(TiO)的吸收线所占据，一些特殊的irp-process的产物应该还是能够在T˙ZO的大气表面被观测到，其中包含Rb I,Sr I，Sr II,Y II,Zr I,Mo I[1]，除此之外，Li的丰度在T˙ZO中也应该大量地超过正常值。

3.2.2 HV2112为T˙ZO的论点

在对HV2112的研究中[4]，红超巨星的大气模型会受到诸如大气几何学、光深的变化、质量损失效应以及宿主星系的化学丰度变化的影响。为了避免这些大气模型的假设所带来的偏差，各种研究相应地截取了感兴趣的化学元素的光学谱线的等效宽度比。为了在光谱中找寻类似T˙ZO的不同寻常的元素丰度，将Li,Rb以及Mo这些在T˙ZO中被认为会显著增加的元素丰度谱线特征，与那些被认为在T˙ZO中不会显著增加的元素丰度，如K,Ca,Fe,Ni这些元素相比较。

在比较宿主星系中红超巨星的T˙ZO元素的比例时，小麦哲伦星云中的HV2112被发现在Rb/Ni,Li/K,Li/Ca和Mo/Fe上具有异乎寻常高的比率。

图4给出了在SMC(小麦哲伦星云)中包含HV2112在内的所有样本，与正常的Ni/Fe,K/Ca比率相结合并进行分析，能够清晰地得出Rb,Li以及Mo在HV2112的大气中具有非常明显的提升。在此图中，样本都在SMC中，横坐标为有效温度，纵坐标为元素之间的比率值，这些比率包含T˙ZO中应该显著提高的比率以及控制变量的比率。深色线展示了对于各个元素，其对应不同的有效温度，其比率最符合观测的拟合值线。在光谱中HV2112的比率被标记为红色。

图4 HV2112样本丰度比例[4]

图5给出了HV2112和典型的SMC中的红超巨星的光谱，HV2112的光谱有显著的T˙ZO特征。虽然在有些恒星中能观测到Mo或Rb元素，并且他们的存在被归因于s-process，但并没有先前的观测或预期的s-process理论过程能在一颗Li丰度额外高的星体上同时产生这两种元素。Li的存在也提供了另一种论点，在温度低的进行s-process的星体中没有发现过同时存在的Rb和Li增强[31]。这三种元素同时出现也从来没有在任何s-process星体上观测到过。还可以进一步考虑Ba II吸收线的强度。由于Ba是s-process中非常普遍的产物，这提供了一种论证在HV2112中元素丰度的提升是否是由于s-process而不是irp-process[32]的方法，而HV2112中Ba II的强度与样本中其他SMC红超巨星相比并没有展现出更强的s-process的迹象。

图5 HV2112光谱对比[4]

通过计算发现Mbol=-7.82±0.2，这与初始质量为15M⊙的红超巨星相契合，同时这远超过AGB的最大质量上限。拥有相近轨道的大质量双星更常见于贫金属环境下[33]，这预测了T˙ZO的双星演化首先可能会出现在贫金属环境下，比如小麦哲伦星云。

然而，在观测到的HV2112的谱线比率中有一些与预期不符。尽管Rb/Ni在HV2112中的比率远远高于在SMC红超巨星中测到的，但Rb/Fe比率却正常。HV2112中Ni/Fe的比率与红超巨星样本相比也很正常，这排除了过高的Fe丰度的可能性。Mo,Li和Rb的特征也是一目了然，并没有显著提升到基于预测的T˙ZO中会出现的大量丰度的值[1,3,7,8]。这样相对微弱的元素提升可能暗示着HV2112正处于T˙ZO的早期或者其T˙ZO存在阶段非常短暂[7,8]。在HV2112中Ca/Fe的比率同样异乎寻常地高，但这个丰度比率的提升并没有与T˙ZO相联系的理论解释。

对于任何T˙ZO的确定性探测将为全新的恒星内部模型提供直接证据，同时能确认理论上预测的大型恒星双星系统的命运以及核合成环境的存在，这些环境为宇宙中重元素和Li的产生提供了新的渠道。但是，对于HV2112，现今众说纷纭，除了T˙ZO，接下来列举其可能的其他星体结构，虽然目前其主要争议结构为T˙ZO或SAGB，但下文在对HV2112是否可能为SAGB结构进行分析的同时，依旧对HV2112是否有可能是AGB结构进行了分析并给出了扬弃原因。

3.2.3 HV2112是AGB的论点

对于HV2112到底是否是T˙ZO依然还有很大的争议，有相关研究认为HV2112是一颗AGB而不是T˙ZO。对于HV2112是T˙ZO的判断主要是基于星体具有(lg(L/L⊙)≥5)一个温度极低的表面，以及表面富含Li,Ca以及一系列irp-process元素。

一些新的研究宣称，在采用新观测方法后，发现HV2112的热光度在lg(L/L⊙)=4.70～4.91的区间内[34]，比之前的观测数据要低，且符合AGB的特征。通过将HV2112与SMC中晚型高光度的星体的光谱作比较后，并没有发现明确证据说明Rb,Ca或K的显著提高，但确实发现Li丰度的显著提高。因此认为这是一颗质量为5M⊙的AGB。

在之前的研究中[4]，也能够明显地发现，Rb/Ni的比率说明Rb的丰度有显著升高，而Rb/Fe的比率却很正常，同时Ni/Fe的比率也在正常范围内，这是不自洽的。另外在其研究中所选的其他样本的有效温度和lg(g)值是不一样的，而这些化学元素的丰度很可能对这些参数非常敏感。同时在之前研究中也说明了，谱线会被TiO的谱线覆盖产生空白，而谱线对有效温度和大气结构也非常敏感；因此也认为不能直接将HV2112认为是一颗T˙ZO。

3.2.4 HV2112是SAGB的论点

对于HV2112还有一种说法，由于它的光度接近或超过105L⊙，因此认为这也可能是一颗SAGB，是由电子简并支撑O/Ne核并且正在经历第三次掘取阶段的热脉冲恒星。T˙ZO和SAGB在宇宙中都非常罕见，迄今为止，HV2112大气中的元素丰度并不能使用最新的模型来区分这两种可能性。Mo和Rb的丰度提升可能是由T˙ZO中的irp-process提供，也有可能由SAGB环境中的s-process提供，Li丰度的提升也有可能是共同包层中的底部热燃烧所导致的。但SAGB无法合成Ca元素，而Ca元素可能会在形成T˙ZO的最后阶段产生，因此HV2112中显著提升的Ca丰度很重要。

较早的研究[4]并没有清楚地讨论SAGB星的可能性。SAGB是一些初始质量为8M⊙～10M⊙的恒星在演化的晚期，依赖于在He燃烧过程中对流超调的假设，在第二次掘取反应(恒星演化深层的物质通过反应掘取到上层)发生前点燃中心的C核[35]。中等质量的恒星通过在主序上H核燃烧而演化，当中心H耗尽时，H燃烧移向壳，恒星变成红巨星。它的对流包层加深并掘取了一部分氢燃烧的产物到表面。当温度足够高时，3α过程将使核心中的He燃烧，对流燃烧成C和O。核心中的He耗尽后，在紧靠H燃烧产生的外壳中的外壳燃烧。这些双壳燃烧的恒星位于AGB(渐近巨星分支)上。在更大质量的AGB恒星中，当深层的对流包层渗透到暂时耗尽的H燃烧壳的时候，会发生第二次掘取反应。这会带来新的H燃料使得仅在He燃烧壳层外百分之几M⊙的H壳层再次点燃。富He区域的稀薄程度，加上3α反应的强烈温度敏感性，会导致脉冲中不稳定的He燃烧，在两次脉冲之间会发生第三次掘取反应，将He燃烧的产物带到表面，其中的慢中子俘获同位素能够解释在HV2112中观察到比Fe重的元素。更高质量的SAGB在第二次掘取发生之前会点燃C核，并会以类似的形式发生热脉冲并发生掘取反应过程。第二次掘取发生之前，SAGB的核心质量更高，这会赋予它们早期接近红超巨星和T˙ZO的光度。一旦开始热脉冲和第三次掘取后，核心以及由此产生的光度将增长得更加缓慢。在观测到的所有化学元素丰度中，SAGB和T˙ZO几乎都能说明丰度的增加，但Ca的增加是一个例外。

在宇宙中SAGB和T˙ZO都很罕见，在SMC的金属性下，SAGB的形成质量在6.5M⊙～8M⊙，SAGB的寿命很短，同时由于其前身星体的寿命也较短，因此几乎每1 000个符合质量的星体里只有一个SAGB。在获取的大约250个年龄大约300 Ma的星团中，Glatt等人[36]发现星团的平均质量约为4 000M⊙，而只有在总质量约为106M⊙的星团中才有可能诞生SAGB。如果将这些数据整合，得到当前在SMC中SAGB的总数应为1左右。在此计算的精度范围内，这与HV2112是迄今为止在SMC中发现的唯一SAGB相吻合。

HV2112拥有高的Rb和Mo丰度，这可以是由T˙ZO中的irp-process产生[3]，也可以由SAGB中的s-process产生[37]。后者最初会形成较轻的元素，其中Rb和Mo都是属于s-process中形成的较轻的元素。之后随着中子暴露程度，形成了包括Ba在内的较重元素。

现在将注意力转向Li。Li元素在AGB的演化早期能够通过热对流燃烧产生[38]。在第二次掘取反应发生后，SAGB包层的基础温度能够达到6×107K，这能够产生热对流燃烧并合成Li。首先，7Be能够由如下反应产生：

然后7Be能够抓取一个电子形成7Li，

热对流燃烧产生的一些Li能够通过对流传输到表面，因此在很短的时间内，Li丰度会有显著提升，在许多模型中会提升10倍以上。那些混合或残留在热燃烧区域的Li随后会因质子捕获而破坏：当3He耗尽时Li的产生停止，因此表面上的Li丰度会在AGB早期阶段达到峰值后降低。

因为Li在任何热脉冲之前都会明显升高，所以SAGB的表面在s-process之前就已经富含Li了，在最初的几个脉冲中，s-process中较轻的同位素元素被传输到表面，而大多数之前产生的Li会被毁坏。s-process对元素的提升会持续104～105a[39]，取决于最初的质量和包层的对流。而同时富Li阶段在6M⊙中将会持续105a，这说明Li和Rb可以同时存在并具有比较高的丰度。

另一方面，T˙ZO可以通过同样的机制合成Li，在这种情况下，其场所在简并核上方的对流包层中，但由于对流的影响，不会产生式(3)的过程。对于一个标准模型，Li丰度能够在开始105a提升，并且能够在106a后继续提升，超过了认为T˙ZO能够存在的最大寿命。因此在T˙ZO中同时发现Rb,Mo和Li也没有问题。

值得注意的是在HV2112中发现了Ca丰度的明显提升。Ca的产生是在恒星核寿命的最后阶段，即光致蜕变过程中捕获α粒子产生的，而α捕获会在超新星爆发前将Si28转化为Ni56。在SAGB和T˙ZO中都没有发现会增强Ca的核合成。而在SAGB的更早期中，也不会有任何时期能达到能从内部合成Ca的条件，因此只能解释为偶然的外部污染。

而对于T˙ZO，有一种可能性是当简并的核与中子星合并时，吸积盘中的条件能够达到更高温度促成Ca的产生。Metzger[40]计算出瓦解的白矮星产生的吸积盘在吸积过程中的核合成。对于一个0.6M⊙的白矮星(这是他的模型中与HV2112最接近的模型)，大约10−3M⊙的Ca会从吸积盘中逃逸出来；这超过了在HV2112表面上显著提升Ca丰度所需要污染包层的质量。即使考虑由星风所造成的质量流失，依然至少有1/10的Ca的质量会污染包层，这个图景符合所知道的其他具有相对论性吸积盘系统并能够解释Ca丰度的增加。但是这项研究依然有很大的不足，采用的Metzger的模型只是一个用于白矮星的模型，其只有中子星吸积的1/10，并且这依赖于稳定的中子星会继续作为中心物体而不是坍缩成为黑洞这样的假设。

3.3 对麦哲伦星系中类似HV2112星体的观测分析

与此同时，也有研究者[41]从另一个角度来探索HV2112。HV2112有600 d的光变周期，并且在周期中视星等会改变[42]。同时在一个周期内，HV2112会出现两次峰值。根据这些特点，可以在HV2112所处的麦哲伦星系(SMC和LMC)中，通过类似的条件筛选到11个与HV2112各方面性质极其类似的星体(HLOs)，并对它们的观测性质，物理性质，包括其产生率和寿命进行分析预测。

HLOs的视星等振幅大于2.5，周期大于400 d，平均绝对星等处于-2.5～5 mag之间，其红外波段的颜色表明大气中富O。HLOs的有效温度为3 250～3 600 K，光度lg(L/L⊙)为4.15～5.15，质量损失率为1×10−7M⊙·a−1～4×10−6M⊙·a−1，预期质量为6M⊙～11M⊙。考虑到HLOs可能是6.5M⊙～11M⊙的星体(SAGB演化路径)或由大质量X射线双星系统(T˙ZO演化路径)演化而来，HLOs阶段的寿命为104a。这与SAGB阶段的预期寿命相符，比T˙ZO阶段的预期寿命小了一个数量级。

对HLOs的类别进行分析所得结论如下：(1)由于HLOs的性质与RSGs的观测性质(星等变化和颜色)以及理论预测都有非常大的分歧，很明显HLOs应该不属于红巨星。(2)通过与AGB性质的对比，发现样本中的一颗星体(LMC-3)非常符合，可以被认为是AGB；而剩下的10个样本与AGB在许多性质上都不同，在质量和光度上都超过了典型的AGB。(3)HLOs的高光度和质量都与SAGB的预测相吻合，不过在SAGB演化的后期，会产生大量的质量损失率或超强星风，超过10−5M⊙·a−1[43]，这在HLOs中并没有发现，HLOs展现出10−7～10−8M⊙·a−1[43]的损失率。Doherty等人[39]提出，一个处于超强星风阶段的SAGB应该满足以下两个条件中的一种：具有超过850 d的周期，或者超过500 d的周期且C/O的比率应该大于1。由于所有的HLOs周期都小于850 d，并且根据红外波段的颜色表明其大气中富O；因此HLOs可能还处在C核燃烧阶段，并没有到达超强星风阶段，在超强阶段之前，理论上的质量损失率是符合HLOs的。同时HLOs的当前质量和预期寿命都符合SAGB的演化预期。因此，如果HLOs处在超强星风前C燃烧阶段，那么它们与SAGB的预测相符，由于迄今为止只有一颗被证明的SAGB候选体，这一发现会大大增加已知的SAGB的数量。(4)HLOs的有效温度、质量损失率、光度都与T˙ZO非常符合。然而在T˙ZO的预期与HLOs的观测中有一重大分歧，那就是一个稳定结构的大质量T˙ZO应不小于14M⊙[3]。而在脉冲模型中通过对HLOs光度、有效温度、周期进行分析显示，目前其质量为6M⊙～11M⊙，低于质量下限。当一个大质量T˙ZO在低于其质量下限的情况下维持核聚变，它将经历中微子损失并最终破坏稳定性[7,8]。所以只有三种可能：大质量T˙ZO的质量下限需要被修正，观测到的HLOs质量被低估，或HLOs不是T˙ZO。

4 结论

4.1 讨论

T˙ZO是一种理论上预测的具有奇异性质的天体，由一颗红巨星以及其内部的中子星核组成。大质量T˙ZO的总质量不小于11.5M⊙，并主要由发生在对流包层基底的核合成反应提供能量。T˙ZO被认为是由两颗距离非常近的大质量双星演化而成，当中子星形成的时候，另一颗更大质量的星体演化到红巨星阶段，在系统经历一系列演化后，伴星膨胀的包层会变成共同包层，中子星会旋进到其伴星的中心。还有另一种可能是中子星受到一个超新星爆发的作用力，而径直向其伴星方向移动并最终被吞并。

T˙ZO的能量来源主要是由irp-process产生，因此相应会产生irp-process过程才会产生的独特元素。对于T˙ZO在宇宙中是否真实存在一直有争议，非常需要观测来解决，但由于T˙ZO的寿命非常短，形成条件也比较苛刻，因此T˙ZO的出现预计非常罕见，同时在观测上由于T˙ZO各方面都与红超巨星非常相似，对其进行甄别也是巨大的挑战，只有通过检测T˙ZO候选体的详细化学特征才有可能。如irp-process会产生的化学元素特征：Mo,Ru,Th,Pd,Ag，都会比正常情况下增强1 000倍以上，第二个特征元素是Li丰度的提高。

而在Levesque等人[4]针对HV2112的研究中，HV2112有效温度约为3 450 K，视星等为13.7 mag，绝对星等为-7.82 mag，超过了SMC中星体的林忠四郎极限，也超过了普通AGB的极限，并且由于所观测元素都是通过比率的对比来说明其中某一元素的高丰度，而并没有给出相应元素的具体数值是否达到了irp-process会产生的元素数量。使用比率造成了很多潜在的问题，例如，如果用来做对比的元素丰度本身就极低，就会使得试图证明的高丰度元素的丰度并没有特别高。与此同时，该研究的自洽性依然是个问题，不难发现相应元素之间的比例难以自圆其说，这也是通过元素之间的比率来说明元素丰度所造成的弊端。同时该研究也暴露了其他问题，例如，元素丰度的提升比预期的要小很多，虽然这也有可能是由于HV2112相对年轻造成的。另外，在该研究中发现的很高的Ca/Fe并没有在现在的模型中预测到。总之，现今最主要宣称HV2112为T˙ZO的研究有不少缺憾。

4.2 展望

在未来的研究和探测中应当更加注重具体的丰度细节，探测irp-process会产生的元素以及子元素的消耗。以HV2112为例的典型候选体，被解释为SAGB和T˙ZO都并非没有争议。想要区分T˙ZO和SAGB，与SAGB相关的C核燃烧产物Mg变得很关键，目前在这方面迫切需要对核坍缩进行观测分析。同时对于以前的研究也依然有进一步提升的空间，在未来通过具体的元素丰度代替元素之间的比率进行计算也会使得结果更令人信服，当然具体丰度的探测也有排除HV2112为T˙ZO的可能性，一切都等待着进一步的观测和探索。

另一方面O’Grady等人[41]从另一个角度探索T˙ZO，指出了另一种可能性。值得注意的是T˙ZO在8.5M⊙～14M⊙之间存在质量沟壑，因此，能够发生irp-process反应的大质量T˙ZO的质量下限大于所有麦哲伦星云中的类HV2112星体。在目前的模型下，大质量T˙ZO的质量下限是由对流效率、混合长度(MLT)参数以及中子星的质量所共同决定的，Cannon[3]发现，能够通过调整给定的假设使质量下限达到10M⊙～11M⊙。但若要更进一步探索T˙ZO，显然需要对对流模型进行更多更细致的修正。

同时需要指出的是，目前针对T˙ZO还没有一个与脉动周期直接相关的模型。因此如果想要更广泛的研究和观测，还需要探索出一个细致的能满足光度lg(L/L⊙)为4.5～5.1和周期大于500 d的恒星结构。

总而言之，希望通过这个综述让更多有实测能力的研究者知悉此天体，并投入观测时间寻找。也希望理论学者能对T˙ZO产生兴趣，因为在1977年被提出后，理论上对它形成的可能性、途径以及演化方式提出了诸多不同的模型与结论，尚需分析完善。而另一方面，由于它与红巨星或红超巨星在观测上有着非常类似的特点，想要找到并确认其候选体也非常具有挑战性，需要对其观测特征有成熟和详细的理论预测作为先行前提。T˙ZO相关研究的未来充满着挑战，其对双星系统研究和恒星结构建模都有巨大的推动作用。无论是在理论还是观测上，更多的工作和探索都是不可或缺的。