劉劍宇，張 帆

(北京師范大學(xué) 天文系，北京100875)

1 引言

Thorne-˙Zytkow Object(簡(jiǎn)稱T˙ZO)最初是由Thorne和˙Zytkow兩人共同在理論上提出的一種天體[1]。根據(jù)理論推測(cè)，在一顆紅巨星或紅超巨星的中心有一顆簡(jiǎn)并的中子星核(而在普通的紅巨星或紅超巨星中不會(huì)存在中子星核，這也是T˙ZO區(qū)別于普通的紅巨星和紅超巨星的特征)。然而，雖然T˙ZO與紅巨星和紅超巨星有區(qū)別，但無(wú)論是在化學(xué)元素豐度還是光譜上其性質(zhì)都與紅巨星或紅超巨星有很多相似之處。對(duì)于T˙ZO形成的可能性，許多研究者提出了不同的模型和結(jié)論。目前普遍認(rèn)為，T˙ZO能在兩種不同的環(huán)境下形成：(1)在一個(gè)球狀星團(tuán)內(nèi)，一個(gè)中子星與一個(gè)正常演化的天體(矮星或巨星)發(fā)生直接碰撞，導(dǎo)致兩個(gè)天體相互俘獲并結(jié)合成一個(gè)天體，而碰撞的起因可能是由于雙星系統(tǒng)不穩(wěn)定的質(zhì)量轉(zhuǎn)移，亦或是雙星系統(tǒng)中一顆恒星先演變到超新星爆發(fā)階段，在此階段中由于超新星爆發(fā)作用是不對(duì)稱的，因此最終形成的中子星受到超新星爆發(fā)的作用推向另一顆天體并相互俘獲并合[2]。(2)在大質(zhì)量X射線雙星系統(tǒng)中，正常的大質(zhì)量恒星的演化可能會(huì)使它吞噬中子星伴星，產(chǎn)生一個(gè)共同包層，逐漸旋進(jìn)并最終完全并合。前者能夠產(chǎn)生小質(zhì)量T˙ZO，而后者則會(huì)產(chǎn)生大于14M⊙的大質(zhì)量T˙ZO[3]，而在這兩個(gè)質(zhì)量界限之間(8.5M⊙～14M⊙)會(huì)產(chǎn)生一個(gè)比較大的間隔，目前的模型還不能完美地解釋此間隔的產(chǎn)生。不少研究人員針對(duì)這兩種環(huán)境提出了不同的具體形成和演化機(jī)制。

在觀測(cè)方面，由于T˙ZO與紅巨星或紅超巨星有著非常相似的性質(zhì)，因此它很難通過其直觀的特點(diǎn)被直接確認(rèn)為候選體。而快質(zhì)子俘獲過程(rp-process)和慢中子俘獲過程(s-process)產(chǎn)生元素的不同為觀測(cè)上尋找T˙ZO候選體提供了方法。目前觀測(cè)到的最受關(guān)注的T˙ZO候選體是在小麥哲倫星云(SMC)中的HV2112[4]，而它成為候選體的理由主要也是通過與普通紅超巨星的元素豐度對(duì)比而提出的。除了HV2112，還有一些其他的T˙ZO候選體和可能經(jīng)歷過T˙ZO演化階段的天體。

第2章主要著重于從理論上統(tǒng)述大質(zhì)量T˙ZO的結(jié)構(gòu)與演化，包括恒星結(jié)構(gòu)演化中幾種重要的核過程，以及大質(zhì)量T˙ZO的形成和其演化的不同可能結(jié)果及其相關(guān)過程。第3章主要注重于大質(zhì)量T˙ZO在觀測(cè)上的相關(guān)發(fā)現(xiàn)，包括可能為大質(zhì)量T˙ZO演化過后的遺跡，尤其是在小麥哲倫星云中HV2112的化學(xué)性質(zhì)，并對(duì)其通過不同的學(xué)說進(jìn)行了解釋分析。第4章主要對(duì)當(dāng)前的相關(guān)工作進(jìn)行總結(jié)，并對(duì)未來(lái)進(jìn)一步的研究方向提出展望。

2 結(jié)構(gòu)與演化

2.1 重要核過程

理論上，初始質(zhì)量足夠大星體的穩(wěn)定燃燒階段，最多能夠通過核合成產(chǎn)生直至Fe峰(iron peak)的元素；而比Fe更加重的核素，因?yàn)槠淦骄Y(jié)合能比Fe低，所以是不能通過穩(wěn)定燃燒的核合成生成的，而是通過快中子俘獲過程(r-process)、慢中子俘獲過程(s-process)，或快質(zhì)子俘獲過程(rp-process)來(lái)產(chǎn)生。

(1)慢中子俘獲過程(s-process)

慢中子捕獲過程是天體物理中在星體上發(fā)生的一系列核合成反應(yīng)中的一種，特別是發(fā)生在AGB(漸進(jìn)巨星支)上。s-process創(chuàng)造了星體中大約一半的比Fe重的元素，在星系化學(xué)演化中占據(jù)非常重要的地位。在s-process中，原子的核心進(jìn)行中子捕獲的速率低于β負(fù)衰變的速率。處于穩(wěn)態(tài)下的同位素捕獲中子，但是產(chǎn)生的放射性同位素在另一次中子捕獲前就衰變?yōu)榉€(wěn)定的原子核，這樣經(jīng)由β穩(wěn)定的過程，使同位素沿著同位素列表的槽線移動(dòng)。

(2)快中子俘獲過程(r-process)

快中子捕獲過程是在核心發(fā)生坍縮的超新星或雙中子星并合環(huán)境中創(chuàng)造富含中子且比Fe重的元素的過程，同樣創(chuàng)造了大約一半的重于Fe的元素。需要以Fe為最初的核進(jìn)行連續(xù)的快中子捕獲。r-procss是由爆炸核合成產(chǎn)生的，例如在核坍縮超新星或雙中子星并合后，有高溫以及大量的中子通量，因此中子捕獲過程的速率比β衰變速率快并且穩(wěn)定，這意味著r-process沿著中子滴線進(jìn)行。

(3)快質(zhì)子俘獲過程(rp-process)

快質(zhì)子俘獲過程是一連串的質(zhì)子被初始核捕獲形成重元素的過程。其結(jié)合了s-process和r-process特點(diǎn)的核合成過程，rp-process能夠合成最重的元素，雖然其反應(yīng)終點(diǎn)以現(xiàn)有知識(shí)還不能確定。rp-process需要非常高的溫度和富含H的環(huán)境，其最初的原子核可能在CNO循環(huán)期間產(chǎn)生。

可能進(jìn)行rp-process的場(chǎng)所一般被認(rèn)為處于有致密伴星(小質(zhì)量的黑洞或中子星)的雙星系統(tǒng)中，在包含劇烈吸積過程的地點(diǎn)。在這些系統(tǒng)中，通常另外一顆天體是諸如紅巨星這種具有富氫大氣的天體。這個(gè)系統(tǒng)中的恒星(通常是紅巨星)供應(yīng)致密星體吸積所需要的物質(zhì)，由于這些物質(zhì)來(lái)自共生恒星的表面，因此富含H與He，同時(shí)由于致密星體的強(qiáng)引力場(chǎng)，物質(zhì)會(huì)以高速落向這顆致密星，而在此過程中通常會(huì)與其他物質(zhì)碰撞形成吸積盤。這樣的情況下物質(zhì)會(huì)在伴星表面累積并有極高的溫度，成為電子簡(jiǎn)并物質(zhì)。由于電子簡(jiǎn)并物質(zhì)在高熱的大氣中會(huì)達(dá)到開爾文-亥姆霍茲不穩(wěn)定(K-H)的狀態(tài)(主要用于描述線性氣流的不穩(wěn)定性)，在這種不穩(wěn)定的狀態(tài)下溫度的增加將會(huì)引發(fā)熱核爆炸，產(chǎn)生rp-process(見圖1)。

圖1 快質(zhì)子俘獲過程

綜上所述，對(duì)于s-process，通常認(rèn)為在恒星進(jìn)行He燃燒的時(shí)候，在高能中子相對(duì)富集的地方，就能夠產(chǎn)生s-process所能產(chǎn)生的元素；而rp-process則是在高能質(zhì)子相對(duì)富集的地方，通常認(rèn)為是在有致密伴星的雙星系統(tǒng)中產(chǎn)生。T˙ZO的平衡結(jié)構(gòu)會(huì)產(chǎn)生快質(zhì)子俘獲過程中能夠產(chǎn)生的元素，而在紅巨星中并沒有這一過程的發(fā)生；因此能夠在T˙ZO上找到相應(yīng)的元素豐度的顯著提升，這就為區(qū)分T˙ZO與紅巨星提供了方法。

接下來(lái)主要統(tǒng)述大質(zhì)量T˙ZO的相關(guān)理論，包含其形成、演化過程以及最終可能的結(jié)局分析。為全面和公正起見，本章并不僅限于介紹支持T˙ZO的理論，同時(shí)還介紹了相關(guān)的不支持T˙ZO形成的理論。同時(shí)在本章開始之前會(huì)先做一個(gè)定性，以方便后續(xù)的定義：將大質(zhì)量X射線雙星系統(tǒng)中率先演化到中子星階段的星體的伴星稱為胖星。

II型超新星又叫核坍縮超新星，是大質(zhì)量恒星坍縮引發(fā)的劇烈爆炸結(jié)果。II型超新星又能通過爆炸后的光變曲線被劃分成不同的類型。II型超新星的光譜通常都會(huì)展現(xiàn)出巴爾末吸收線，而這常用來(lái)區(qū)分II型超新星與I型超新星。

IIP型超新星：是II型超新星中的一種，其特點(diǎn)是光變曲線在下降時(shí)會(huì)有一個(gè)顯著的平滑結(jié)構(gòu)，這代表在一段時(shí)間內(nèi)，亮度以一個(gè)比較緩慢的速率下降。

IIn型超新星：具有一個(gè)特征，即其氫譜線的寬度相對(duì)比較狹窄。

大質(zhì)量T˙ZO主要是在大質(zhì)量X射線雙星系統(tǒng)中形成的[5,6]。在一般情況下，當(dāng)系統(tǒng)中的大質(zhì)量主星完全充滿洛希瓣時(shí)，質(zhì)量轉(zhuǎn)換速率會(huì)以幾個(gè)數(shù)量級(jí)的大小超過中子星的愛丁頓吸積率。因此，雙星系統(tǒng)中的大部分質(zhì)量無(wú)法完全被中子星吸收，而超出的質(zhì)量會(huì)在中子星周圍形成延伸的包層，最終充滿中子星的洛希瓣。這時(shí)大質(zhì)量X射線雙星系統(tǒng)會(huì)演化到共同包層階段，中子星會(huì)被胖星的包層所吞并，由于氣體阻力的作用，向著系統(tǒng)的中心旋進(jìn)。在大質(zhì)量X射線雙星演化過程中的第一種情況下，在此過程中軌道能量釋放得足夠多，使得雙星的共同包層被完全噴射出，并留下一個(gè)距離非常相近，周期為3或4 h，包含一顆大于3的He核燃燒的胖星和一顆原始的中子星。觀測(cè)發(fā)現(xiàn)胖星可能進(jìn)一步發(fā)生超新星爆發(fā)并留下一個(gè)中子星殘骸，同時(shí)在這個(gè)過程中并沒有破壞整個(gè)雙星系統(tǒng)，并最終演化為距離非常相近的雙中子星，這一演化過程說明，一些大質(zhì)量X射線雙星能夠在經(jīng)歷共同包層旋進(jìn)過程的演化進(jìn)程時(shí)避免并合。T˙ZO的形成過程見圖2。

圖2 T˙ZO的形成過程

而在另一種形成T˙ZO的方式中(見引言部分)，發(fā)生在超新星爆發(fā)后，中子星受到不對(duì)稱的超新星爆發(fā)的作用，使得雙星系統(tǒng)直接并合。

大質(zhì)量T˙ZO主要通過在中子核附近的快質(zhì)子俘獲過程(rp-process)來(lái)支撐它們的包層，因此T˙ZO能以帶有特殊化學(xué)豐度的紅巨星或紅超巨星的形式被觀測(cè)到。例如HV2112就被認(rèn)為是大質(zhì)量T˙ZO的候選體，由于它異常的化學(xué)現(xiàn)象符合理論預(yù)測(cè)(但也有不少研究提出了不同的可能性，在本文中也將特別指用T˙ZO來(lái)解釋HV2112的一些缺陷)。當(dāng)大質(zhì)量T˙ZO的rp-process的初始元素耗盡及質(zhì)量流失使T˙ZO低于維持快質(zhì)子俘獲過程反應(yīng)所需要的質(zhì)量時(shí)，TO的結(jié)構(gòu)就不再穩(wěn)定，會(huì)發(fā)生坍縮，最終大質(zhì)量T˙ZO最終會(huì)爆炸，結(jié)束其短暫的一生。

具體而言，在中子核表面的核燃燒結(jié)束后，表面的物質(zhì)將會(huì)繼續(xù)收縮，同時(shí)溫度會(huì)不斷升高，釋放出中微子并造成能量的流失。由于中微子的有效冷卻，向中子核的吸積不再受愛丁頓率的限制，轉(zhuǎn)而取決于自由落體吸積率。相關(guān)研究認(rèn)為在T˙ZO包層中的有效對(duì)流會(huì)使T˙ZO自轉(zhuǎn)非?？靃7,8]，當(dāng)離心力開始占據(jù)主導(dǎo)地位時(shí)，自由落體吸積率相應(yīng)地被抑制了。在這個(gè)時(shí)間點(diǎn)，約10?3M⊙的質(zhì)量已經(jīng)被吸積到中子核上，但中子核還沒有坍縮成為黑洞。一個(gè)薄的吸積盤將會(huì)在中央的中子核處形成，隨后的吸積時(shí)間將由吸積盤中不確定的粘度決定，然而即便如此，在保持超愛丁頓吸積的情況下[9]，吸積率仍然遠(yuǎn)大于10?3M⊙·a?1。與此同時(shí)，在這一階段中子核處的吸積盤會(huì)引發(fā)大范圍噴流。如果超愛丁頓吸積繼續(xù)下去，在塌縮后的幾月或幾年后，大約1M⊙的物質(zhì)會(huì)被吸積到中子星核上，這時(shí)中心的中子核會(huì)坍縮成為黑洞，如果此時(shí)吸積盤依然存在，那么超愛丁頓吸積依然存在并會(huì)繼續(xù)產(chǎn)生大范圍噴流。

隨后T˙ZO會(huì)進(jìn)入爆炸階段，對(duì)于典型的大質(zhì)量T˙ZO，它們的結(jié)合能大約在1040J數(shù)量級(jí)。例如，對(duì)于一個(gè)質(zhì)量為16M⊙、中子核為1M⊙的T˙ZO，其結(jié)合能為5×1040J。由于在T˙ZO坍縮過程中，中心的致密物體附近可能會(huì)形成一個(gè)超愛丁頓吸積的吸積盤，這個(gè)吸積盤會(huì)發(fā)射大范圍的噴流，同時(shí)由于T˙ZO的結(jié)合能很小，這些噴流很容易被推回到坍縮的T˙ZO中并引發(fā)爆炸。T˙ZO爆炸后的觀測(cè)性質(zhì)很大程度取決于吸積盤所釋放出的能量，而爆炸會(huì)產(chǎn)生幾種不同的可能猜測(cè)結(jié)果。

如果吸積在結(jié)合能(1040J)釋放之后的短時(shí)間內(nèi)被抑制了，那爆炸的能量不會(huì)超過1040J，這個(gè)爆炸可能會(huì)以一個(gè)低能量的IIP型超新星爆發(fā)的形式被觀測(cè)到。如果采用Kasen和Woosley[10]的理論，最高的熱光度預(yù)計(jì)能到-7.1 mag并持續(xù)約900 d。由于此光度與祖星的光度相當(dāng)，T˙ZO看起來(lái)可能像是還沒有發(fā)生爆炸就消失了。而爆發(fā)的能量與那些失敗的超新星爆發(fā)[11]的能量類似，因此一個(gè)低能量的超新星爆發(fā)可能會(huì)與T˙ZO爆發(fā)相混淆。如果T˙ZO周圍包含稠密的星際介質(zhì)，那么發(fā)射的物質(zhì)會(huì)與稠密的星際介質(zhì)相互反應(yīng)，這可能會(huì)被認(rèn)為是低光度的IIn型超新星爆發(fā)。目前觀測(cè)到的II型超新星爆發(fā)并不排除有可能是低能量T˙ZO爆發(fā)的產(chǎn)物，具體需要進(jìn)一步分析其遺跡中的化學(xué)豐度。

但如果吸積沒有被抑制而吸積盤上的星風(fēng)依然存在，那么吸積盤能夠釋放更大的噴流，這些噴流會(huì)使得T˙ZO的能量爆發(fā)更高，其爆炸的能量就能達(dá)到甚至超越超新星爆發(fā)的能量。假設(shè)吸積以一個(gè)標(biāo)準(zhǔn)的能量轉(zhuǎn)換效率流失，那么爆發(fā)產(chǎn)生的能量最高能到達(dá)1046J，這與大型II型超新星或富氫超光度超新星爆發(fā)所產(chǎn)生的能量相近。這個(gè)爆炸會(huì)造成黑洞的形成，隨著黑洞的形成，一個(gè)強(qiáng)烈的噴流會(huì)隨之產(chǎn)生，爆炸的T˙ZO可能會(huì)以極長(zhǎng)的γ射線暴的形式被觀測(cè)到[12]。如果噴流能夠穿透包層，也可能會(huì)產(chǎn)生瞬態(tài)的超光度超新星爆發(fā)。

星系中的T˙ZO產(chǎn)生率大約為2×10?4a?1[8]，而在星系中T˙ZO爆炸的比率接近于產(chǎn)生率。按照比率計(jì)算大約每10 000個(gè)超新星爆發(fā)中就可能有一個(gè)T˙ZO爆發(fā)，與超光度超新星爆發(fā)的比率相當(dāng)。由于T˙ZO爆發(fā)產(chǎn)生的預(yù)計(jì)能量可能與超新星爆發(fā)相近，因此想?yún)^(qū)分T˙ZO爆發(fā)和超新星爆發(fā)是一個(gè)很棘手的工作。區(qū)分這兩者的最有效方法在于甄別兩者的金屬性，超新星晚期會(huì)通過其祖星的核中產(chǎn)生強(qiáng)烈的金屬線，而T˙ZO不會(huì)產(chǎn)生如此強(qiáng)烈的金屬線。另外，大質(zhì)量T˙ZO中特有的豐度含量也可能會(huì)成為一個(gè)重要的線索。

如今只有很少的T˙ZO候選體被發(fā)現(xiàn)，這表明T˙ZO如果真的存在，其壽命會(huì)非常短暫?？赡苁怯捎谫|(zhì)量的大量流失，T˙ZO過早到達(dá)了能夠產(chǎn)生irp-process(間斷的快質(zhì)子捕獲過程)的質(zhì)量下限，當(dāng)T˙ZO低于質(zhì)量下限后，irp-process會(huì)終止進(jìn)而結(jié)束T˙ZO過程。如果質(zhì)量流失是造成T˙ZO中irp-process終止的主要原因，那么相應(yīng)的T˙ZO的爆發(fā)應(yīng)當(dāng)更加普遍，由于T˙ZO爆發(fā)的特殊性，這也需要進(jìn)一步的觀測(cè)，特別是對(duì)于II型超新星爆發(fā)所產(chǎn)生遺跡的化學(xué)特征。隨著T˙ZO的爆發(fā)，會(huì)有大量的特殊元素進(jìn)入星際，因此這可能是宇宙的化學(xué)演變中非常重要的一部分。

2.4 對(duì)T˙ZO形成理論的挑戰(zhàn)

對(duì)于T˙ZO的形成與演化一直存在著不同的模型與觀點(diǎn)。Papish等人[13]認(rèn)為，如果來(lái)自中子星的吸積能夠超過愛丁頓率，大量的吸積能量會(huì)直接傳入噴流中，并吹散巨星的包層，因此T˙ZO不能通過共同包層的方式形成(見圖3)。此理論采用了噴流反饋模型[14?16]，即噴流沉積的能量會(huì)使整個(gè)包層以及一部分核心物質(zhì)被發(fā)射出去，并在共同包層演化的最后階段出現(xiàn)噴流與核心物質(zhì)的強(qiáng)烈相互作用。而針對(duì)具體觀測(cè)候選體HV2112，這個(gè)觀點(diǎn)認(rèn)為其不是一個(gè)T˙ZO，因?yàn)槠湫纬裳莼倪^程并不能真實(shí)存在。

圖3 T˙ZO無(wú)法通過共同包層形成的理論[17]

通過確定快中子俘獲過程(r-process)核合成的具體發(fā)生地點(diǎn)，可以獲得支持這個(gè)論點(diǎn)的一個(gè)可觀測(cè)證據(jù)。A≤130的元素誕生于比較強(qiáng)烈的快中子俘獲過程，而對(duì)于這個(gè)過程的發(fā)生地點(diǎn)有兩種不同的觀點(diǎn)[17]，一種認(rèn)為是在雙中子星并合中產(chǎn)生的[18]，而另一種則認(rèn)為是新生的快速旋轉(zhuǎn)的中子星所發(fā)出的噴流中產(chǎn)生[19]。具體而言，在最初的中子星與紅超巨星的研究中，Taam等人[20]認(rèn)為當(dāng)中子星旋進(jìn)進(jìn)入紅超巨星包層的時(shí)候會(huì)有兩種結(jié)果，包層會(huì)噴發(fā)并且核心與中子星合并，但這并沒有考慮到噴流的作用。

而現(xiàn)在認(rèn)為中子星的強(qiáng)吸積作用會(huì)產(chǎn)生噴流。一種模型認(rèn)為大量的r-process的元素會(huì)在中子星產(chǎn)生的噴流中形成，并在共同包層的演化中使得星體爆炸。另一種經(jīng)典的模型基于快速旋轉(zhuǎn)的核會(huì)使得磁場(chǎng)放大的磁旋轉(zhuǎn)機(jī)制[21?23]，這個(gè)機(jī)制會(huì)在新生的中子星附近產(chǎn)生兩極噴流，這也會(huì)使得星體爆炸；但這一模型要求的恒星自轉(zhuǎn)速率遠(yuǎn)大于恒星演化模型所給出的自轉(zhuǎn)速率，所以這個(gè)模型只適用于一些很特殊的情況。

綜上所述，當(dāng)中子星旋進(jìn)進(jìn)入紅巨星的核心并發(fā)射出噴流時(shí)，強(qiáng)烈的r-process核合成過程也可能出現(xiàn)，這些噴流會(huì)使能量堆積在包層內(nèi)并最終使整個(gè)星體爆炸。這是一種較為罕見的演化路線，并與大量的有關(guān)這些元素被發(fā)現(xiàn)的事實(shí)相吻合。中子星在與紅超巨星旋進(jìn)的過程中，吸積率非常大，遠(yuǎn)超過愛丁頓吸積率，因此大量積攢的能量進(jìn)入包層；同時(shí)旋進(jìn)的中子星會(huì)釋放噴流并將包層驅(qū)散掉，一個(gè)星體核心處在這樣的情況下有可能無(wú)法通過共同包層的演化路線形成T˙ZO。

3 觀測(cè)

3.1 可能的T˙ZO爆發(fā)后的遺跡

2015年Liu[24]發(fā)現(xiàn)了一個(gè)周期為6.67 h的X射線源1E161348-5055，處在年輕的超新星遺跡RCW103中。這是一個(gè)非常有趣的發(fā)現(xiàn)，因?yàn)榇诉z跡可能是T˙ZO演化而來(lái)的。一個(gè)T˙ZO在形成過程會(huì)經(jīng)歷這樣一個(gè)階段：一個(gè)快速自轉(zhuǎn)的中子星核和一個(gè)緩慢旋轉(zhuǎn)的包層階段，理論認(rèn)為通過中子星核的磁場(chǎng)與包層之間的演化，中子星核能夠減速并以一個(gè)極大的周期旋轉(zhuǎn)，而包層可能會(huì)被蘊(yùn)含巨大能量的爆發(fā)或星風(fēng)給驅(qū)散掉。如果在中子核減速后包層被驅(qū)散掉，那將會(huì)留下一個(gè)極長(zhǎng)周期的致密天體，被包含在一個(gè)類似于超新星遺跡的外殼中以非常小的速度徑動(dòng)，而這些特點(diǎn)都符合1E161438-5055。而T˙ZO應(yīng)當(dāng)會(huì)富含極高豐度的Li以及rp-process元素，這些元素會(huì)留在遺跡中，能夠幫助檢驗(yàn)這個(gè)演化過程的正確性。

這個(gè)X射線源1E161348-5055位于超新星遺跡RCW103的中心，在X射線波段具有極強(qiáng)的光度，但在射電、紅外以及光學(xué)波段并沒有發(fā)現(xiàn)明顯的能量，而最耐人尋味的是它6.67 h的自轉(zhuǎn)周期，而造成這一原因的猜測(cè)有如下幾個(gè)：

(1)由于小質(zhì)量雙星系統(tǒng)中有一個(gè)光度極低的次級(jí)伴星，這一伴星具有極低的X射線光度，軌道周期為6.67 h[25,26]。但這很難解釋這一對(duì)相距極近的雙星是如何在超新星爆發(fā)中存活下來(lái)并能屏蔽掉大量波段的觀測(cè)。

(2)1E1613是一顆磁星[27]，并由于自由落體盤的作用減速到一個(gè)長(zhǎng)的周期。但這一演化方式與所有已知的磁星候選體、不規(guī)則脈沖星在觀測(cè)上都不相同，這些天體的自轉(zhuǎn)周期都在2～12 s內(nèi)，遠(yuǎn)小于6.67 h。

(3)1E1613是T˙ZO演化的致密核，它在演化過程中自轉(zhuǎn)周期下降到了非常長(zhǎng)的周期。

T˙ZO致密核的減速：在之前的理論中，只考慮了吸積物質(zhì)過程中的角動(dòng)量，沒有考慮中子核磁場(chǎng)和包層之間的相互作用。由于包層是對(duì)流且高電離的，其中的等離子體會(huì)對(duì)磁場(chǎng)自轉(zhuǎn)產(chǎn)生相互作用。在T˙ZO包層中，在靠近中子核的地方，磁場(chǎng)會(huì)變得足夠大使得等離子體隨著中子核共同運(yùn)動(dòng)。這一過程可能在T˙ZO完全形成之前就已經(jīng)開始了，在中子星通過包層旋進(jìn)伴星中心的過程中，磁場(chǎng)與等離子體相互作用，同時(shí)物質(zhì)被星體吸積會(huì)產(chǎn)生相反的扭矩，總的扭矩由磁場(chǎng)和物質(zhì)的吸積共同決定，使得致密天體在旋進(jìn)的過程中就已經(jīng)開始減速。

T˙ZO包層的瓦解：包層會(huì)被星風(fēng)耗散，或是在中子核轉(zhuǎn)變?yōu)楹诙粗坝捎谝恍┚薮竽芰康谋l(fā)所瓦解。中子核進(jìn)而能以一個(gè)緩慢速度自轉(zhuǎn)，并在一個(gè)類似超新星遺跡中的中心被觀測(cè)到。

總之，1E1613的形成過程可能是一個(gè)大質(zhì)量雙星系統(tǒng)經(jīng)歷了一次超新星爆發(fā)，產(chǎn)生了RCW103和一顆致密星，這顆致密天體受到合適的超新星爆發(fā)的作用直接與其伴星結(jié)合成為了T˙ZO；接著致密核自轉(zhuǎn)減速，而其包層被星風(fēng)或爆發(fā)所驅(qū)散；最終包層與RCW103超新星遺跡相結(jié)合，而核則成為1E1613。假設(shè)RCW103真的經(jīng)歷了T˙ZO的過程，那么它的徑動(dòng)應(yīng)該非常小，這與觀測(cè)相符。另一方面，RCW103作為T˙ZO的遺跡應(yīng)該會(huì)與正常的SNR遺跡有所不同，因?yàn)樵赥˙ZO階段產(chǎn)生的rp-process元素應(yīng)該還留存在遺跡中，這有待未來(lái)的觀測(cè)檢驗(yàn)。

3.2 T˙ZO候選體HV2112

3.2.1 HV2112的性質(zhì)

在T˙ZO觀測(cè)領(lǐng)域最振奮人心的是對(duì)于HV2112的觀測(cè)。在大質(zhì)量T˙ZO中，對(duì)流包層幾乎到達(dá)中子星的表面，因此極高溫的H燃燒會(huì)通過irp-process合成質(zhì)子數(shù)很高的元素。然而由于T˙ZO的產(chǎn)生率非常低，同時(shí)它們的壽命又非常短，因此在觀測(cè)上T˙ZO能否存在也是一個(gè)問題。

HV2112是T˙ZO的第一顆觀測(cè)候選體，對(duì)于它的距離一直有不同的解釋，而這些不同距離又引發(fā)了不同的假設(shè)。對(duì)于HV2112，其成為一顆T˙ZO候選體的前提取決于它是小麥哲倫星云(SMC)中的一員[28]。早期有工作認(rèn)為HV2112若在SMC中，自行速度會(huì)達(dá)到3 000 km·s?1，遠(yuǎn)超過SMC的逃逸速度，他們認(rèn)為HV2112更有可能是銀河系銀暈上距離約為3 kpc的星體[29]；這意味著其沒有足夠的光度成為一顆紅巨星，更不用說T˙ZO候選體了。而在后續(xù)的研究中證實(shí)HV2112是SMC中的一員[30]，并且符合SMC中東翼的子結(jié)構(gòu)，SMC的東翼有星體誕生于50～200 Ma之間的證據(jù)，有著與HV2112相聯(lián)系的年輕的致密天體；并且HV2112的徑動(dòng)速度(157 km·s?1)與SMC的徑動(dòng)速度(145.6 km·s?1)很符合，同時(shí)HV2112的視線徑向速度約為13 km·s?1，與暈星和SMC都相符。而在2MASS顏色量級(jí)圖表中清楚地表明HV2112位于SMC中M型超巨星范圍。將上述信息整合，坐標(biāo)位置、自行、徑向速度都很符合SMC，并且光學(xué)測(cè)量顯示其處在SMC超巨星范圍，這也是HV2112為SMC中一員的有力證據(jù)。通過研究Gaia的二期數(shù)據(jù)也證實(shí)HV2112的自行完全符合它是小麥哲倫星云中的一員，同時(shí)視線速度也符合，這一觀測(cè)數(shù)據(jù)排除了所有關(guān)于HV2112在太陽(yáng)幾kpc內(nèi)的演化學(xué)說。

T˙ZO代表了一個(gè)全新的恒星結(jié)構(gòu)理論，其相關(guān)irp-process更是一個(gè)創(chuàng)新的恒星內(nèi)部的核反應(yīng)模型。目前還沒有一個(gè)非常好的辦法能夠從外觀區(qū)分T˙ZO和普通的M型紅超巨星，在觀測(cè)上能用來(lái)區(qū)分的特征只有他們的大氣化學(xué)元素豐度。由于中子星核與完全對(duì)流的包層之間的接觸面上具有極高的壓強(qiáng)，irp-process會(huì)產(chǎn)生很多不同尋常的化學(xué)元素豐度[3]，盡管紅超巨星的譜線大部分由氧化銻(TiO)的吸收線所占據(jù)，一些特殊的irp-process的產(chǎn)物應(yīng)該還是能夠在T˙ZO的大氣表面被觀測(cè)到，其中包含Rb I,Sr I，Sr II,Y II,Zr I,Mo I[1]，除此之外，Li的豐度在T˙ZO中也應(yīng)該大量地超過正常值。

3.2.2 HV2112為T˙ZO的論點(diǎn)

在對(duì)HV2112的研究中[4]，紅超巨星的大氣模型會(huì)受到諸如大氣幾何學(xué)、光深的變化、質(zhì)量損失效應(yīng)以及宿主星系的化學(xué)豐度變化的影響。為了避免這些大氣模型的假設(shè)所帶來(lái)的偏差，各種研究相應(yīng)地截取了感興趣的化學(xué)元素的光學(xué)譜線的等效寬度比。為了在光譜中找尋類似T˙ZO的不同尋常的元素豐度，將Li,Rb以及Mo這些在T˙ZO中被認(rèn)為會(huì)顯著增加的元素豐度譜線特征，與那些被認(rèn)為在T˙ZO中不會(huì)顯著增加的元素豐度，如K,Ca,Fe,Ni這些元素相比較。

在比較宿主星系中紅超巨星的T˙ZO元素的比例時(shí)，小麥哲倫星云中的HV2112被發(fā)現(xiàn)在Rb/Ni,Li/K,Li/Ca和Mo/Fe上具有異乎尋常高的比率。

圖4給出了在SMC(小麥哲倫星云)中包含HV2112在內(nèi)的所有樣本，與正常的Ni/Fe,K/Ca比率相結(jié)合并進(jìn)行分析，能夠清晰地得出Rb,Li以及Mo在HV2112的大氣中具有非常明顯的提升。在此圖中，樣本都在SMC中，橫坐標(biāo)為有效溫度，縱坐標(biāo)為元素之間的比率值，這些比率包含T˙ZO中應(yīng)該顯著提高的比率以及控制變量的比率。深色線展示了對(duì)于各個(gè)元素，其對(duì)應(yīng)不同的有效溫度，其比率最符合觀測(cè)的擬合值線。在光譜中HV2112的比率被標(biāo)記為紅色。

圖4 HV2112樣本豐度比例[4]

圖5給出了HV2112和典型的SMC中的紅超巨星的光譜，HV2112的光譜有顯著的T˙ZO特征。雖然在有些恒星中能觀測(cè)到Mo或Rb元素，并且他們的存在被歸因于s-process，但并沒有先前的觀測(cè)或預(yù)期的s-process理論過程能在一顆Li豐度額外高的星體上同時(shí)產(chǎn)生這兩種元素。Li的存在也提供了另一種論點(diǎn)，在溫度低的進(jìn)行s-process的星體中沒有發(fā)現(xiàn)過同時(shí)存在的Rb和Li增強(qiáng)[31]。這三種元素同時(shí)出現(xiàn)也從來(lái)沒有在任何s-process星體上觀測(cè)到過。還可以進(jìn)一步考慮Ba II吸收線的強(qiáng)度。由于Ba是s-process中非常普遍的產(chǎn)物，這提供了一種論證在HV2112中元素豐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的強(qiáng)度與樣本中其他SMC紅超巨星相比并沒有展現(xiàn)出更強(qiáng)的s-process的跡象。

圖5 HV2112光譜對(duì)比[4]

通過計(jì)算發(fā)現(xiàn)Mbol=-7.82±0.2，這與初始質(zhì)量為15M⊙的紅超巨星相契合，同時(shí)這遠(yuǎn)超過AGB的最大質(zhì)量上限。擁有相近軌道的大質(zhì)量雙星更常見于貧金屬環(huán)境下[33]，這預(yù)測(cè)了T˙ZO的雙星演化首先可能會(huì)出現(xiàn)在貧金屬環(huán)境下，比如小麥哲倫星云。

然而，在觀測(cè)到的HV2112的譜線比率中有一些與預(yù)期不符。盡管Rb/Ni在HV2112中的比率遠(yuǎn)遠(yuǎn)高于在SMC紅超巨星中測(cè)到的，但Rb/Fe比率卻正常。HV2112中Ni/Fe的比率與紅超巨星樣本相比也很正常，這排除了過高的Fe豐度的可能性。Mo,Li和Rb的特征也是一目了然，并沒有顯著提升到基于預(yù)測(cè)的T˙ZO中會(huì)出現(xiàn)的大量豐度的值[1,3,7,8]。這樣相對(duì)微弱的元素提升可能暗示著HV2112正處于T˙ZO的早期或者其T˙ZO存在階段非常短暫[7,8]。在HV2112中Ca/Fe的比率同樣異乎尋常地高，但這個(gè)豐度比率的提升并沒有與T˙ZO相聯(lián)系的理論解釋。

對(duì)于任何T˙ZO的確定性探測(cè)將為全新的恒星內(nèi)部模型提供直接證據(jù)，同時(shí)能確認(rèn)理論上預(yù)測(cè)的大型恒星雙星系統(tǒng)的命運(yùn)以及核合成環(huán)境的存在，這些環(huán)境為宇宙中重元素和Li的產(chǎn)生提供了新的渠道。但是，對(duì)于HV2112，現(xiàn)今眾說紛紜，除了T˙ZO，接下來(lái)列舉其可能的其他星體結(jié)構(gòu)，雖然目前其主要爭(zhēng)議結(jié)構(gòu)為T˙ZO或SAGB，但下文在對(duì)HV2112是否可能為SAGB結(jié)構(gòu)進(jìn)行分析的同時(shí)，依舊對(duì)HV2112是否有可能是AGB結(jié)構(gòu)進(jìn)行了分析并給出了揚(yáng)棄原因。

3.2.3 HV2112是AGB的論點(diǎn)

對(duì)于HV2112到底是否是T˙ZO依然還有很大的爭(zhēng)議，有相關(guān)研究認(rèn)為HV2112是一顆AGB而不是T˙ZO。對(duì)于HV2112是T˙ZO的判斷主要是基于星體具有(lg(L/L⊙)≥5)一個(gè)溫度極低的表面，以及表面富含Li,Ca以及一系列irp-process元素。

一些新的研究宣稱，在采用新觀測(cè)方法后，發(fā)現(xiàn)HV2112的熱光度在lg(L/L⊙)=4.70～4.91的區(qū)間內(nèi)[34]，比之前的觀測(cè)數(shù)據(jù)要低，且符合AGB的特征。通過將HV2112與SMC中晚型高光度的星體的光譜作比較后，并沒有發(fā)現(xiàn)明確證據(jù)說明Rb,Ca或K的顯著提高，但確實(shí)發(fā)現(xiàn)Li豐度的顯著提高。因此認(rèn)為這是一顆質(zhì)量為5M⊙的AGB。

在之前的研究中[4]，也能夠明顯地發(fā)現(xiàn)，Rb/Ni的比率說明Rb的豐度有顯著升高，而Rb/Fe的比率卻很正常，同時(shí)Ni/Fe的比率也在正常范圍內(nèi)，這是不自洽的。另外在其研究中所選的其他樣本的有效溫度和lg(g)值是不一樣的，而這些化學(xué)元素的豐度很可能對(duì)這些參數(shù)非常敏感。同時(shí)在之前研究中也說明了，譜線會(huì)被TiO的譜線覆蓋產(chǎn)生空白，而譜線對(duì)有效溫度和大氣結(jié)構(gòu)也非常敏感；因此也認(rèn)為不能直接將HV2112認(rèn)為是一顆T˙ZO。

3.2.4 HV2112是SAGB的論點(diǎn)

對(duì)于HV2112還有一種說法，由于它的光度接近或超過105L⊙，因此認(rèn)為這也可能是一顆SAGB，是由電子簡(jiǎn)并支撐O/Ne核并且正在經(jīng)歷第三次掘取階段的熱脈沖恒星。T˙ZO和SAGB在宇宙中都非常罕見，迄今為止，HV2112大氣中的元素豐度并不能使用最新的模型來(lái)區(qū)分這兩種可能性。Mo和Rb的豐度提升可能是由T˙ZO中的irp-process提供，也有可能由SAGB環(huán)境中的s-process提供，Li豐度的提升也有可能是共同包層中的底部熱燃燒所導(dǎo)致的。但SAGB無(wú)法合成Ca元素，而Ca元素可能會(huì)在形成T˙ZO的最后階段產(chǎn)生，因此HV2112中顯著提升的Ca豐度很重要。

較早的研究[4]并沒有清楚地討論SAGB星的可能性。SAGB是一些初始質(zhì)量為8M⊙～10M⊙的恒星在演化的晚期，依賴于在He燃燒過程中對(duì)流超調(diào)的假設(shè)，在第二次掘取反應(yīng)(恒星演化深層的物質(zhì)通過反應(yīng)掘取到上層)發(fā)生前點(diǎn)燃中心的C核[35]。中等質(zhì)量的恒星通過在主序上H核燃燒而演化，當(dāng)中心H耗盡時(shí)，H燃燒移向殼，恒星變成紅巨星。它的對(duì)流包層加深并掘取了一部分氫燃燒的產(chǎn)物到表面。當(dāng)溫度足夠高時(shí)，3α過程將使核心中的He燃燒，對(duì)流燃燒成C和O。核心中的He耗盡后，在緊靠H燃燒產(chǎn)生的外殼中的外殼燃燒。這些雙殼燃燒的恒星位于AGB(漸近巨星分支)上。在更大質(zhì)量的AGB恒星中，當(dāng)深層的對(duì)流包層滲透到暫時(shí)耗盡的H燃燒殼的時(shí)候，會(huì)發(fā)生第二次掘取反應(yīng)。這會(huì)帶來(lái)新的H燃料使得僅在He燃燒殼層外百分之幾M⊙的H殼層再次點(diǎn)燃。富He區(qū)域的稀薄程度，加上3α反應(yīng)的強(qiáng)烈溫度敏感性，會(huì)導(dǎo)致脈沖中不穩(wěn)定的He燃燒，在兩次脈沖之間會(huì)發(fā)生第三次掘取反應(yīng)，將He燃燒的產(chǎn)物帶到表面，其中的慢中子俘獲同位素能夠解釋在HV2112中觀察到比Fe重的元素。更高質(zhì)量的SAGB在第二次掘取發(fā)生之前會(huì)點(diǎn)燃C核，并會(huì)以類似的形式發(fā)生熱脈沖并發(fā)生掘取反應(yīng)過程。第二次掘取發(fā)生之前，SAGB的核心質(zhì)量更高，這會(huì)賦予它們?cè)缙诮咏t超巨星和T˙ZO的光度。一旦開始熱脈沖和第三次掘取后，核心以及由此產(chǎn)生的光度將增長(zhǎng)得更加緩慢。在觀測(cè)到的所有化學(xué)元素豐度中，SAGB和T˙ZO幾乎都能說明豐度的增加，但Ca的增加是一個(gè)例外。

在宇宙中SAGB和T˙ZO都很罕見，在SMC的金屬性下，SAGB的形成質(zhì)量在6.5M⊙～8M⊙，SAGB的壽命很短，同時(shí)由于其前身星體的壽命也較短，因此幾乎每1 000個(gè)符合質(zhì)量的星體里只有一個(gè)SAGB。在獲取的大約250個(gè)年齡大約300 Ma的星團(tuán)中，Glatt等人[36]發(fā)現(xiàn)星團(tuán)的平均質(zhì)量約為4 000M⊙，而只有在總質(zhì)量約為106M⊙的星團(tuán)中才有可能誕生SAGB。如果將這些數(shù)據(jù)整合，得到當(dāng)前在SMC中SAGB的總數(shù)應(yīng)為1左右。在此計(jì)算的精度范圍內(nèi)，這與HV2112是迄今為止在SMC中發(fā)現(xiàn)的唯一SAGB相吻合。

HV2112擁有高的Rb和Mo豐度，這可以是由T˙ZO中的irp-process產(chǎn)生[3]，也可以由SAGB中的s-process產(chǎn)生[37]。后者最初會(huì)形成較輕的元素，其中Rb和Mo都是屬于s-process中形成的較輕的元素。之后隨著中子暴露程度，形成了包括Ba在內(nèi)的較重元素。

現(xiàn)在將注意力轉(zhuǎn)向Li。Li元素在AGB的演化早期能夠通過熱對(duì)流燃燒產(chǎn)生[38]。在第二次掘取反應(yīng)發(fā)生后，SAGB包層的基礎(chǔ)溫度能夠達(dá)到6×107K，這能夠產(chǎn)生熱對(duì)流燃燒并合成Li。首先，7Be能夠由如下反應(yīng)產(chǎn)生：

然后7Be能夠抓取一個(gè)電子形成7Li，

熱對(duì)流燃燒產(chǎn)生的一些Li能夠通過對(duì)流傳輸?shù)奖砻?，因此在很短的時(shí)間內(nèi)，Li豐度會(huì)有顯著提升，在許多模型中會(huì)提升10倍以上。那些混合或殘留在熱燃燒區(qū)域的Li隨后會(huì)因質(zhì)子捕獲而破壞：當(dāng)3He耗盡時(shí)Li的產(chǎn)生停止，因此表面上的Li豐度會(huì)在AGB早期階段達(dá)到峰值后降低。

因?yàn)長(zhǎng)i在任何熱脈沖之前都會(huì)明顯升高，所以SAGB的表面在s-process之前就已經(jīng)富含Li了，在最初的幾個(gè)脈沖中，s-process中較輕的同位素元素被傳輸?shù)奖砻?，而大多?shù)之前產(chǎn)生的Li會(huì)被毀壞。s-process對(duì)元素的提升會(huì)持續(xù)104～105a[39]，取決于最初的質(zhì)量和包層的對(duì)流。而同時(shí)富Li階段在6M⊙中將會(huì)持續(xù)105a，這說明Li和Rb可以同時(shí)存在并具有比較高的豐度。

另一方面，T˙ZO可以通過同樣的機(jī)制合成Li，在這種情況下，其場(chǎng)所在簡(jiǎn)并核上方的對(duì)流包層中，但由于對(duì)流的影響，不會(huì)產(chǎn)生式(3)的過程。對(duì)于一個(gè)標(biāo)準(zhǔn)模型，Li豐度能夠在開始105a提升，并且能夠在106a后繼續(xù)提升，超過了認(rèn)為T˙ZO能夠存在的最大壽命。因此在T˙ZO中同時(shí)發(fā)現(xiàn)Rb,Mo和Li也沒有問題。

值得注意的是在HV2112中發(fā)現(xiàn)了Ca豐度的明顯提升。Ca的產(chǎn)生是在恒星核壽命的最后階段，即光致蛻變過程中捕獲α粒子產(chǎn)生的，而α捕獲會(huì)在超新星爆發(fā)前將Si28轉(zhuǎn)化為Ni56。在SAGB和T˙ZO中都沒有發(fā)現(xiàn)會(huì)增強(qiáng)Ca的核合成。而在SAGB的更早期中，也不會(huì)有任何時(shí)期能達(dá)到能從內(nèi)部合成Ca的條件，因此只能解釋為偶然的外部污染。

而對(duì)于T˙ZO，有一種可能性是當(dāng)簡(jiǎn)并的核與中子星合并時(shí)，吸積盤中的條件能夠達(dá)到更高溫度促成Ca的產(chǎn)生。Metzger[40]計(jì)算出瓦解的白矮星產(chǎn)生的吸積盤在吸積過程中的核合成。對(duì)于一個(gè)0.6M⊙的白矮星(這是他的模型中與HV2112最接近的模型)，大約10?3M⊙的Ca會(huì)從吸積盤中逃逸出來(lái)；這超過了在HV2112表面上顯著提升Ca豐度所需要污染包層的質(zhì)量。即使考慮由星風(fēng)所造成的質(zhì)量流失，依然至少有1/10的Ca的質(zhì)量會(huì)污染包層，這個(gè)圖景符合所知道的其他具有相對(duì)論性吸積盤系統(tǒng)并能夠解釋Ca豐度的增加。但是這項(xiàng)研究依然有很大的不足，采用的Metzger的模型只是一個(gè)用于白矮星的模型，其只有中子星吸積的1/10，并且這依賴于穩(wěn)定的中子星會(huì)繼續(xù)作為中心物體而不是坍縮成為黑洞這樣的假設(shè)。

3.3 對(duì)麥哲倫星系中類似HV2112星體的觀測(cè)分析

與此同時(shí)，也有研究者[41]從另一個(gè)角度來(lái)探索HV2112。HV2112有600 d的光變周期，并且在周期中視星等會(huì)改變[42]。同時(shí)在一個(gè)周期內(nèi)，HV2112會(huì)出現(xiàn)兩次峰值。根據(jù)這些特點(diǎn)，可以在HV2112所處的麥哲倫星系(SMC和LMC)中，通過類似的條件篩選到11個(gè)與HV2112各方面性質(zhì)極其類似的星體(HLOs)，并對(duì)它們的觀測(cè)性質(zhì)，物理性質(zhì)，包括其產(chǎn)生率和壽命進(jìn)行分析預(yù)測(cè)。

HLOs的視星等振幅大于2.5，周期大于400 d，平均絕對(duì)星等處于-2.5～5 mag之間，其紅外波段的顏色表明大氣中富O。HLOs的有效溫度為3 250～3 600 K，光度lg(L/L⊙)為4.15～5.15，質(zhì)量損失率為1×10?7M⊙·a?1～4×10?6M⊙·a?1，預(yù)期質(zhì)量為6M⊙～11M⊙?？紤]到HLOs可能是6.5M⊙～11M⊙的星體(SAGB演化路徑)或由大質(zhì)量X射線雙星系統(tǒng)(T˙ZO演化路徑)演化而來(lái)，HLOs階段的壽命為104a。這與SAGB階段的預(yù)期壽命相符，比T˙ZO階段的預(yù)期壽命小了一個(gè)數(shù)量級(jí)。

對(duì)HLOs的類別進(jìn)行分析所得結(jié)論如下：(1)由于HLOs的性質(zhì)與RSGs的觀測(cè)性質(zhì)(星等變化和顏色)以及理論預(yù)測(cè)都有非常大的分歧，很明顯HLOs應(yīng)該不屬于紅巨星。(2)通過與AGB性質(zhì)的對(duì)比，發(fā)現(xiàn)樣本中的一顆星體(LMC-3)非常符合，可以被認(rèn)為是AGB；而剩下的10個(gè)樣本與AGB在許多性質(zhì)上都不同，在質(zhì)量和光度上都超過了典型的AGB。(3)HLOs的高光度和質(zhì)量都與SAGB的預(yù)測(cè)相吻合，不過在SAGB演化的后期，會(huì)產(chǎn)生大量的質(zhì)量損失率或超強(qiáng)星風(fēng)，超過10?5M⊙·a?1[43]，這在HLOs中并沒有發(fā)現(xiàn)，HLOs展現(xiàn)出10?7～10?8M⊙·a?1[43]的損失率。Doherty等人[39]提出，一個(gè)處于超強(qiáng)星風(fēng)階段的SAGB應(yīng)該滿足以下兩個(gè)條件中的一種：具有超過850 d的周期，或者超過500 d的周期且C/O的比率應(yīng)該大于1。由于所有的HLOs周期都小于850 d，并且根據(jù)紅外波段的顏色表明其大氣中富O；因此HLOs可能還處在C核燃燒階段，并沒有到達(dá)超強(qiáng)星風(fēng)階段，在超強(qiáng)階段之前，理論上的質(zhì)量損失率是符合HLOs的。同時(shí)HLOs的當(dāng)前質(zhì)量和預(yù)期壽命都符合SAGB的演化預(yù)期。因此，如果HLOs處在超強(qiáng)星風(fēng)前C燃燒階段，那么它們與SAGB的預(yù)測(cè)相符，由于迄今為止只有一顆被證明的SAGB候選體，這一發(fā)現(xiàn)會(huì)大大增加已知的SAGB的數(shù)量。(4)HLOs的有效溫度、質(zhì)量損失率、光度都與T˙ZO非常符合。然而在T˙ZO的預(yù)期與HLOs的觀測(cè)中有一重大分歧，那就是一個(gè)穩(wěn)定結(jié)構(gòu)的大質(zhì)量T˙ZO應(yīng)不小于14M⊙[3]。而在脈沖模型中通過對(duì)HLOs光度、有效溫度、周期進(jìn)行分析顯示，目前其質(zhì)量為6M⊙～11M⊙，低于質(zhì)量下限。當(dāng)一個(gè)大質(zhì)量T˙ZO在低于其質(zhì)量下限的情況下維持核聚變，它將經(jīng)歷中微子損失并最終破壞穩(wěn)定性[7,8]。所以只有三種可能：大質(zhì)量T˙ZO的質(zhì)量下限需要被修正，觀測(cè)到的HLOs質(zhì)量被低估，或HLOs不是T˙ZO。

4 結(jié)論

4.1 討論

T˙ZO是一種理論上預(yù)測(cè)的具有奇異性質(zhì)的天體，由一顆紅巨星以及其內(nèi)部的中子星核組成。大質(zhì)量T˙ZO的總質(zhì)量不小于11.5M⊙，并主要由發(fā)生在對(duì)流包層基底的核合成反應(yīng)提供能量。T˙ZO被認(rèn)為是由兩顆距離非常近的大質(zhì)量雙星演化而成，當(dāng)中子星形成的時(shí)候，另一顆更大質(zhì)量的星體演化到紅巨星階段，在系統(tǒng)經(jīng)歷一系列演化后，伴星膨脹的包層會(huì)變成共同包層，中子星會(huì)旋進(jìn)到其伴星的中心。還有另一種可能是中子星受到一個(gè)超新星爆發(fā)的作用力，而徑直向其伴星方向移動(dòng)并最終被吞并。

T˙ZO的能量來(lái)源主要是由irp-process產(chǎn)生，因此相應(yīng)會(huì)產(chǎn)生irp-process過程才會(huì)產(chǎn)生的獨(dú)特元素。對(duì)于T˙ZO在宇宙中是否真實(shí)存在一直有爭(zhēng)議，非常需要觀測(cè)來(lái)解決，但由于T˙ZO的壽命非常短，形成條件也比較苛刻，因此T˙ZO的出現(xiàn)預(yù)計(jì)非常罕見，同時(shí)在觀測(cè)上由于T˙ZO各方面都與紅超巨星非常相似，對(duì)其進(jìn)行甄別也是巨大的挑戰(zhàn)，只有通過檢測(cè)T˙ZO候選體的詳細(xì)化學(xué)特征才有可能。如irp-process會(huì)產(chǎn)生的化學(xué)元素特征：Mo,Ru,Th,Pd,Ag，都會(huì)比正常情況下增強(qiáng)1 000倍以上，第二個(gè)特征元素是Li豐度的提高。

而在Levesque等人[4]針對(duì)HV2112的研究中，HV2112有效溫度約為3 450 K，視星等為13.7 mag，絕對(duì)星等為-7.82 mag，超過了SMC中星體的林忠四郎極限，也超過了普通AGB的極限，并且由于所觀測(cè)元素都是通過比率的對(duì)比來(lái)說明其中某一元素的高豐度，而并沒有給出相應(yīng)元素的具體數(shù)值是否達(dá)到了irp-process會(huì)產(chǎn)生的元素?cái)?shù)量。使用比率造成了很多潛在的問題，例如，如果用來(lái)做對(duì)比的元素豐度本身就極低，就會(huì)使得試圖證明的高豐度元素的豐度并沒有特別高。與此同時(shí)，該研究的自洽性依然是個(gè)問題，不難發(fā)現(xiàn)相應(yīng)元素之間的比例難以自圓其說，這也是通過元素之間的比率來(lái)說明元素豐度所造成的弊端。同時(shí)該研究也暴露了其他問題，例如，元素豐度的提升比預(yù)期的要小很多，雖然這也有可能是由于HV2112相對(duì)年輕造成的。另外，在該研究中發(fā)現(xiàn)的很高的Ca/Fe并沒有在現(xiàn)在的模型中預(yù)測(cè)到?？傊F(xiàn)今最主要宣稱HV2112為T˙ZO的研究有不少缺憾。

4.2 展望

在未來(lái)的研究和探測(cè)中應(yīng)當(dāng)更加注重具體的豐度細(xì)節(jié)，探測(cè)irp-process會(huì)產(chǎn)生的元素以及子元素的消耗。以HV2112為例的典型候選體，被解釋為SAGB和T˙ZO都并非沒有爭(zhēng)議。想要區(qū)分T˙ZO和SAGB，與SAGB相關(guān)的C核燃燒產(chǎn)物Mg變得很關(guān)鍵，目前在這方面迫切需要對(duì)核坍縮進(jìn)行觀測(cè)分析。同時(shí)對(duì)于以前的研究也依然有進(jìn)一步提升的空間，在未來(lái)通過具體的元素豐度代替元素之間的比率進(jìn)行計(jì)算也會(huì)使得結(jié)果更令人信服，當(dāng)然具體豐度的探測(cè)也有排除HV2112為T˙ZO的可能性，一切都等待著進(jìn)一步的觀測(cè)和探索。

另一方面O’Grady等人[41]從另一個(gè)角度探索T˙ZO，指出了另一種可能性。值得注意的是T˙ZO在8.5M⊙～14M⊙之間存在質(zhì)量溝壑，因此，能夠發(fā)生irp-process反應(yīng)的大質(zhì)量T˙ZO的質(zhì)量下限大于所有麥哲倫星云中的類HV2112星體。在目前的模型下，大質(zhì)量T˙ZO的質(zhì)量下限是由對(duì)流效率、混合長(zhǎng)度(MLT)參數(shù)以及中子星的質(zhì)量所共同決定的，Cannon[3]發(fā)現(xiàn)，能夠通過調(diào)整給定的假設(shè)使質(zhì)量下限達(dá)到10M⊙～11M⊙。但若要更進(jìn)一步探索T˙ZO，顯然需要對(duì)對(duì)流模型進(jìn)行更多更細(xì)致的修正。

同時(shí)需要指出的是，目前針對(duì)T˙ZO還沒有一個(gè)與脈動(dòng)周期直接相關(guān)的模型。因此如果想要更廣泛的研究和觀測(cè)，還需要探索出一個(gè)細(xì)致的能滿足光度lg(L/L⊙)為4.5～5.1和周期大于500 d的恒星結(jié)構(gòu)。

總而言之，希望通過這個(gè)綜述讓更多有實(shí)測(cè)能力的研究者知悉此天體，并投入觀測(cè)時(shí)間尋找。也希望理論學(xué)者能對(duì)T˙ZO產(chǎn)生興趣，因?yàn)樵?977年被提出后，理論上對(duì)它形成的可能性、途徑以及演化方式提出了諸多不同的模型與結(jié)論，尚需分析完善。而另一方面，由于它與紅巨星或紅超巨星在觀測(cè)上有著非常類似的特點(diǎn)，想要找到并確認(rèn)其候選體也非常具有挑戰(zhàn)性，需要對(duì)其觀測(cè)特征有成熟和詳細(xì)的理論預(yù)測(cè)作為先行前提。T˙ZO相關(guān)研究的未來(lái)充滿著挑戰(zhàn)，其對(duì)雙星系統(tǒng)研究和恒星結(jié)構(gòu)建模都有巨大的推動(dòng)作用。無(wú)論是在理論還是觀測(cè)上，更多的工作和探索都是不可或缺的。