閆宏亮 施建榮

(1 中國科學(xué)院國家天文臺光學(xué)重點(diǎn)實(shí)驗(yàn)室 北京 100101)

(2 中國科學(xué)院大學(xué)天文與空間科學(xué)學(xué)院 北京 100049)

1 引言

研究元素如何形成與演化， 是當(dāng)代天體物理學(xué)中一個(gè)基本的問題. 鋰(Li)元素最初是大爆炸核合成(Big Bang Nucleosynthesis， BBN)中所誕生的4種穩(wěn)定核素之一[1-2]， 但在很多種類天體中，其豐度的觀測值與理論預(yù)言值不符[3-5]. 例如，Spite等人發(fā)現(xiàn)銀河系中貧金屬暈族恒星中的鋰豐度(ALi?)穩(wěn)定在2.1 dex左右[3]， 顯著低于BBN的預(yù)言值. 這至今仍然是當(dāng)代觀測天體物理和核天體物理最熱門的課題之一. 再例如， 雖然貧金屬星中的Li豐度相對BBN預(yù)言是不足的， 但目前星際介質(zhì)中的Li卻有一半左右來源不明. 理論只能明確另外一半的來源(來自于BBN和宇宙線散裂星際原子)，Tajitsu等人通過觀測證明新星(Nova)是星際Li元素的貢獻(xiàn)源之一[4]， 將星際介質(zhì)中Li元素來源問題向前推進(jìn)了重要一步.

Li元素在恒星中的行為也同樣復(fù)雜. 和相對穩(wěn)定的重元素相比， Li會隨著恒星的演化經(jīng)歷一系列變化， 造成這一現(xiàn)象的一個(gè)重要原因是Li十分容易被消耗. 當(dāng)溫度超過～2.5× 106K時(shí)，7Li即會通過俘獲質(zhì)子發(fā)生7Li+ p→8Be→24He反應(yīng)而被分解[6]. 因此Li無法保存于恒星內(nèi)部， 只能留存在恒星表層大氣中. 很多恒星在主序階段就表現(xiàn)出Li衰竭. 而當(dāng)恒星離開主序后，內(nèi)部出現(xiàn)第1次挖掘過程(First Dredge Up，F(xiàn)DU). 大氣表層的Li通過對流被帶入恒星內(nèi)部， 因其無法承受高溫而被分解掉， 造成恒星表面的Li豐度出現(xiàn)急速下降， 這是標(biāo)準(zhǔn)恒星演化模型給出的預(yù)言[7-8]. 很多觀測與之符合得很好[9-12]. 一顆初始豐度與星際介質(zhì)Li豐度(ALi?3.3 dex[13])相近的恒星在演化到巨星階段后， 其大氣中Li豐度一般都不會高于1.5 dex[14-15]. 但是， 觀測發(fā)現(xiàn)少數(shù)巨星中的Li豐度會超過1.5 dex， 這些恒星被稱為富鋰巨星(從更精確的角度來說， 針對不同光譜型的恒星，富鋰標(biāo)準(zhǔn)應(yīng)有所變化[16]， 但1.5 dex這一標(biāo)準(zhǔn)因簡單和習(xí)慣性等原因仍然被廣泛使用). 其中有些甚至超過了太陽形成時(shí)星際介質(zhì)的值(3.3 dex)， 被稱為超富鋰巨星.

富鋰巨星的存在對標(biāo)準(zhǔn)恒星演化模型提出了嚴(yán)峻的挑戰(zhàn). 它說明必定還有額外的機(jī)制可以使得Li元素在恒星中進(jìn)行增豐. 找到這一機(jī)制并理解它， 對Li元素的形成以及恒星演化理論的完善具有重要意義， 但也是一項(xiàng)相當(dāng)有挑戰(zhàn)性的工作. 近40 yr以來， 針對富鋰巨星的研究工作已經(jīng)取得了一系列進(jìn)展. 本文將簡要概述富鋰巨星的研究歷史、現(xiàn)狀和展望， 從富鋰巨星的搜尋、富鋰巨星的觀測性質(zhì)、富鋰巨星的起源理論發(fā)展以及富鋰巨星研究的新趨勢與展望等方面做具體展開.

2 富鋰巨星的搜尋

第1顆富鋰巨星是由Wallerstein和Sneden在1982年研究富鋇的銀河系場星時(shí)偶然發(fā)現(xiàn)的[5]. 他們發(fā)現(xiàn)HD 112127這顆K型星在6707.8 ?A和6103.6 ?A處均有很強(qiáng)的吸收線(如圖1所示)， 這是兩條Li I線所在的位置. 最終他們發(fā)現(xiàn)這顆K巨星的Li豐度高達(dá)～3.2 dex. 這個(gè)發(fā)現(xiàn)令人感到不可思議， 并引起了天文界搜尋富鋰巨星的廣泛興趣. 其中最早的一批以Brown等人的工作為代表[9]， 他們分析了644顆G、K巨星中的Li豐度.首先他們確認(rèn)了絕大部分巨星中的Li豐度與標(biāo)準(zhǔn)恒星演化模型[7]所預(yù)言的一致， 即低于1.5 dex. 同時(shí)他們也發(fā)現(xiàn)了10顆富鋰巨星， 提出富鋰巨星占普通巨星的比例約為1%-2%， 這說明富鋰巨星是異常稀少的. 與之同時(shí)代的工作也證明了這一點(diǎn). 限于上世紀(jì)80-90年代相對有限的觀測資源， 即使將演化到更晚期的漸近巨星支(AGB)恒星也包含在內(nèi)，富鋰巨星的發(fā)現(xiàn)過程依然十分緩慢[17-28].

圖1 首顆富鋰巨星HD 112127與普通巨星μ Leo的高分辨率光譜對比. 其中位于下方的光譜來自HD 112127， 位于上方的光譜來自μ Leo(μ Leo光譜的相對流量被提高了0.25以和HD 112127區(qū)分開來). 在HD 112127光譜中， 6707.8 ?A (左圖)和6103.6 ?A (右圖)處各自有一條明顯的吸收線. 圖片根據(jù)Wallerstein等[5]中的數(shù)據(jù)重新繪制而來.Fig.1 Comparison between the high-resolution spectra of the first Li-rich giant HD 112127 and the Li-normal giant μ Leo. In each panel， spectrum of HD 112127 is shown at the bottom， and spectrum of μ Leo on the top (the relative flux of μ Leo was shifted by 0.25 for a clear comparison with HD 112127). Strong absorptions at 6707.8 ?A (left panel) and 6103.6 ?A (right panel)can be seen from the spectrum of HD 112127. The figure is plotted according to the original one from Wallerstein et al.[5].

想要研究富鋰巨星的性質(zhì)和起源， 必須繼續(xù)擴(kuò)充富鋰巨星數(shù)量有限的樣本. 進(jìn)入20世紀(jì)以來， 天文學(xué)家搜尋富鋰巨星的熱情越來越高. 隨著小規(guī)模光譜巡天型觀測的發(fā)展，不斷有新的富鋰巨星被發(fā)現(xiàn). 此時(shí)也能粗略窺探富鋰巨星的空間分布十分廣泛， 無論是在銀盤[e.g.，29]、銀暈[e.g.，30-31]、核球[e.g.，32]、球狀星團(tuán)[e.g.，33]、疏散星團(tuán)[e.g.，34]還是銀河系的矮星系中都有所發(fā)現(xiàn)[35]. 由于富鋰巨星十分稀少， 因此一些針對富鋰巨星的搜尋工作聚焦于某類具有固定特征的天體， 以期待提高富鋰巨星搜尋的成功率， 例如Drake等人在快自轉(zhuǎn)的恒星中搜尋富鋰巨星等[36]. 2010年后， 大型光譜巡天項(xiàng)目在富鋰巨星的搜尋方面逐漸發(fā)揮了威力， 其搜尋的規(guī)模也從上世紀(jì)80-90年代最多數(shù)百顆擴(kuò)充到數(shù)千顆， 這些努力有效擴(kuò)充了富鋰巨星的樣本規(guī)模. 其中， Martell等人在斯隆數(shù)字巡天(Sloan Digital Sky Survey， SDSS)所觀測的約8500顆巨星樣本中發(fā)現(xiàn)了23顆富鋰巨星[30]， 是當(dāng)時(shí)一次性發(fā)現(xiàn)富鋰巨星較多的工作之一; 而Ruchti等人則利用視向速度實(shí)驗(yàn)(Radial Velocity Experiment，RAVE)巡天項(xiàng)目所觀測的700顆巨星的中分辨率(R～ 7500)光譜， 發(fā)現(xiàn)了6顆新的富鋰巨星[37]; Adam′ow等人利用行星搜尋項(xiàng)目觀測了約350顆巨星， 并發(fā)現(xiàn)了9顆富鋰巨星[31，38]; Kumar等人集中觀測了約2000顆巨星并從中發(fā)現(xiàn)了18顆富鋰巨星[39-40]; Casey等人利用蓋亞-歐南臺(Gaia-ESO)巡天中約2000顆巨星的高、中分辨率光譜發(fā)現(xiàn)了約20顆富鋰巨星[41]， 這一數(shù)字后來被Smiljanic等人擴(kuò)充到約40顆[42];Deepak等人利用基于HERMES (High Efficiency and Resolution Multi-Element Spectrograph)的銀河系考古(Galactic Archaeology with HERMES，GALAH)巡天所給出的Li豐度， 發(fā)現(xiàn)了300余顆富鋰巨星[43]， 這是一批分布在南天的富鋰巨星樣本. 以這些工作為代表， 富鋰巨星樣本逐漸增大.在此期間， 一些基于零散觀測的富鋰巨星搜尋和發(fā)現(xiàn)工作也依然在繼續(xù)[12，16，44-60]， 其中一些在后續(xù)研究中被證實(shí)具有極其重要的啟示作用， 例如Aguirre等人首次利用星震學(xué)發(fā)現(xiàn)了一顆富鋰的紅團(tuán)簇星[55]， 這對后續(xù)富鋰巨星演化階段的研究起到了重要的引領(lǐng)作用[e.g.，61].

在富鋰巨星的搜尋過程中， 郭守敬望遠(yuǎn)鏡(Large Sky Area Multi-Object Fiber Spectroscopic Telescope， LAMOST)[62-63]發(fā)揮了決定性的作用. 憑借其出色的光譜獲取效率， LAMOST已經(jīng)積累了千萬量級的恒星光譜， 成為搜尋富鋰巨星這類稀有天體的理想數(shù)據(jù)庫. 由于LAMOST一期巡天的光譜分辨率僅有1800左右， 從中搜尋富鋰巨星具有一定的難度. 這是因?yàn)橄嚓P(guān)工作都基于Li I位于6707.8 ?A處的共振線， 而此線在～1800分辨率的光譜下較弱且有一定的混合， 特別是對于Li豐度在1.5 dex左右的恒星. 基于低分辨率光譜搜尋富鋰巨星的技術(shù)方法主要有利用半經(jīng)驗(yàn)的線強(qiáng)比[64]、模板匹配[65]和機(jī)器學(xué)習(xí)[66]等方法. 圖2展示了富鋰巨星的發(fā)現(xiàn)數(shù)量隨時(shí)間的變化關(guān)系， 富鋰巨星樣本在LAMOST的數(shù)據(jù)幫助下步入了快速擴(kuò)充的時(shí)代. Casey等人在LAMOST第2次釋放數(shù)據(jù)(Data Release 2， DR2)中發(fā)現(xiàn)了約2000顆富鋰巨星[67]， 這一工作中所發(fā)現(xiàn)的主要是鋰豐度較高的富鋰/超富鋰巨星，而Li豐度在1.5-2.4 dex這一區(qū)間的恒星數(shù)量反而隨著Li豐度的降低而逐漸減少， 這與普遍的預(yù)期不一致. 同年， Gao等人在LAMOST DR7數(shù)據(jù)中挑選出81萬顆信噪比較高的巨星， 并利用模板自動匹配和人眼后期檢查相結(jié)合的方法， 發(fā)現(xiàn)了10535顆富鋰巨星[65]， 其中約8000顆是首次發(fā)現(xiàn). 這是迄今為止發(fā)現(xiàn)富鋰巨星數(shù)量最多的工作. 不但如此， Gao等人所發(fā)現(xiàn)的富鋰巨星隨著Li豐度的分布更加合理[65]， 即Li豐度越低的恒星數(shù)量越多. 最近， Wheeler等人嘗試?yán)梅潜O(jiān)督機(jī)器學(xué)習(xí)方法在LAMOST DR5中搜尋富鋰巨星， 最終挑選出了8000余顆[66]， 盡管這些恒星很可能與Gao等[65]的發(fā)現(xiàn)大量重復(fù)， 但可以預(yù)見這種新方法在未來具有較大的應(yīng)用價(jià)值.

圖2 已知富鋰巨星的總數(shù)隨時(shí)間逐漸增加. 其中縱軸為對數(shù)坐標(biāo). 五角星表示截止某年已知的富鋰巨星的總數(shù).Fig.2 The total amount of known Li-rich giants by different years. The vertical axis is in logarithmic scale. The pentagrams indicate the total amount of known Li-rich giants till a certain year.

值得一提的是， 基于LAMOST數(shù)據(jù)以及高分辨率光譜的后隨觀測， Yan等人發(fā)現(xiàn)了目前Li豐度最高的巨星TYC 429-2097-1， 其在非局部熱動平衡下的Li豐度高達(dá)4.51 dex[68]， 超出星際空間中的Li豐度一個(gè)量級以上. 通過高分辨率光譜，Yan等[68]對其性質(zhì)和起源進(jìn)行了詳細(xì)研究. 除此之外， 一系列工作[69-71]對數(shù)十顆基于LAMOST數(shù)據(jù)所發(fā)現(xiàn)的富鋰巨星進(jìn)行了高分辨率光譜的后隨觀測， 并對這些恒星的性質(zhì)進(jìn)行了詳細(xì)分析. 近年來， LAMOST使用其所搭載的一臺試驗(yàn)性高分辨率光譜儀進(jìn)行了測試觀測， 其光譜分辨率可達(dá)R～30000. 最近， Zhou等人首次通過LAMOST高分辨率光譜證認(rèn)了兩顆新的富鋰巨星[72].

近年來大型光譜巡天項(xiàng)目的開展以及數(shù)據(jù)驅(qū)動技術(shù)方法的進(jìn)步， 極大地促進(jìn)了富鋰巨星的搜尋與發(fā)現(xiàn). 到目前為止， 人類已經(jīng)發(fā)現(xiàn)的富鋰巨星數(shù)量約11000顆， 其中約95%由LAMOST的數(shù)據(jù)所發(fā)現(xiàn). 樣本的擴(kuò)充為最終解開富鋰巨星的起源之謎起到了關(guān)鍵的作用.

3 富鋰巨星的觀測性質(zhì)

對富鋰巨星進(jìn)行搜尋的根本目的， 是通過具有代表性的大樣本來研究富鋰巨星的性質(zhì)， 進(jìn)而解開Li元素在巨星中是如何增豐的這一謎題. 對富鋰巨星觀測性質(zhì)的研究從富鋰巨星被發(fā)現(xiàn)以來就沒有停止過.

3.1 富鋰巨星的比例

早期的研究即發(fā)現(xiàn)富鋰巨星十分稀少[9]， 約為1%-2%左右， 這一結(jié)果被后來的多種大規(guī)模觀測所證實(shí)[12，29，32，40，48]， 特別是一些光譜巡天觀測.例如Gaia-ESO、RAVE和GALAH分別給出富鋰巨星占巨星的比例為0.3%、0.8%、2%和0.6%. 盡管這些比例嚴(yán)格來說并不能算完全一致， 但這主要是不同樣本各自的選擇效應(yīng)(例如樣本大小、Li豐度的計(jì)算方法)所造成的. 當(dāng)樣本足夠大后， 得到的比例將更加可靠. 例如LAMOST數(shù)據(jù)中所發(fā)現(xiàn)的富鋰巨星比例為1.29%[65]， 與Brown等人的統(tǒng)計(jì)結(jié)果基本一致[9]. 富鋰巨星比例這一問題不僅反映的是一個(gè)樣本的統(tǒng)計(jì)信息， 它可能還暗示了Li增豐機(jī)制本身的時(shí)標(biāo). 一個(gè)廣泛的共識是富鋰現(xiàn)象應(yīng)該是恒星演化過程中出現(xiàn)的一個(gè)短暫現(xiàn)象[e.g.，67-68]， 而非“永恒”. 因此富鋰巨星的比例本身可以反映這一時(shí)標(biāo)的長短， 進(jìn)而甚至可能直接對各種Li增豐理論進(jìn)行檢驗(yàn). 但需要強(qiáng)調(diào)的是， 這一思想需要建立在對富鋰巨星的演化階段能夠進(jìn)行細(xì)分的基礎(chǔ)之上，因?yàn)樽钚碌难芯刻峁┝饲逦淖C據(jù)[61]， 證明了富鋰巨星可以處于不同的演化階段. 值得注意的是， 各演化階段的富鋰巨星在與自身相同演化階段的恒星中所占的比例是不同的. 例如紅團(tuán)簇星的富鋰比例遠(yuǎn)高于紅巨星中的富鋰比例[61]. 將富鋰比例對應(yīng)到時(shí)標(biāo)的另外一個(gè)問題， 是富鋰現(xiàn)象本身是否能夠“平等”地發(fā)生在所有巨星中， 抑或是富鋰本身需要某些特定的條件來觸發(fā)[e.g.，67，73-74]. 最近的一項(xiàng)研究表明， 至少就小質(zhì)量恒星而言， 鋰增豐過程可能普遍存在[75].

3.2 富鋰巨星的空間分布

關(guān)于富鋰巨星的空間分布， 目前尚無證據(jù)表明它們具有某種規(guī)律性. 之前的研究在銀河系的不同區(qū)域均發(fā)現(xiàn)了富鋰巨星， 包括銀盤[29]、銀暈[30-31]、核球[32]、球狀星團(tuán)[33]、疏散星團(tuán)[34]、矮星系[35]等. 這暗示Li增豐可能只與恒星自身的演化相關(guān)(或恒星系統(tǒng)范圍內(nèi)的演化).

3.3 富鋰巨星的恒星大氣參數(shù)分布

富鋰巨星與恒星大氣基本參數(shù)(有效溫度Teff、表面重力lgg和金屬豐度[Fe/H])的關(guān)系難以用有關(guān)或無關(guān)進(jìn)行簡單的判斷， 這是因?yàn)楹阈谴髿鈪?shù)本身與很多特征有緊密的相關(guān)性(例如演化階段). 如果排除這些因素， 目前尚沒有明確證據(jù)證明富鋰巨星中的Li豐度與恒星大氣參數(shù)存在直接關(guān)系. 圖3展示了LAMOST數(shù)據(jù)中的富鋰巨星隨大氣基本參數(shù)的分布(圖(a)-(c))以及Li豐度隨大氣參數(shù)的變化(圖(d)-(f)).就目前的觀測證據(jù)來看，雖然Li豐度比較敏感于有效溫度， 但富鋰巨星中的鋰豐度與有效溫度沒有表現(xiàn)出明顯的相關(guān)性[65，76](圖3 (a)、(d)). 對于表面重力， 盡管可以明確看到富鋰巨星聚集于一個(gè)相對較小的表面重力范圍內(nèi)[65]， 但這主要是由富鋰巨星的演化階段所造成的間接相關(guān)[61](圖3(b)、(e)).最后， 對于金屬豐度， 基于大樣本的分析提供了一定的證據(jù)， 證明富鋰巨星大多數(shù)是富金屬的[65，67](圖3 (c)、(f))， 但這些恒星中的Li豐度與金屬豐度似乎沒有明確的相關(guān)性. 研究富鋰巨星中的Li豐度相對恒星大氣參數(shù)的分布， 是為了確定富鋰巨星中的Li增豐是否和恒星自身的基本物理特征有關(guān). 就目前的證據(jù)來看， 很難認(rèn)為是某類大氣參數(shù)特殊(特別是某個(gè)溫度范圍)的恒星產(chǎn)生了Li增豐， 與富鋰巨星分布或其Li豐度相關(guān)的恒星大氣參數(shù)更多地是由于演化階段這一因素所引起的間接相關(guān).

圖3 LAMOST數(shù)據(jù)中的富鋰巨星隨恒星大氣參數(shù)的分布以及Li豐度隨大氣參數(shù)的變化. 從(a)到(c)， 分別是富鋰巨星隨有效溫度、表面重力和金屬豐度(定義為[Fe/H] ≡lg(nFe?/nH?)-lg(nFe⊙/nH⊙)， 其中nFe?/nH?為恒星中鐵與氫的粒子數(shù)密度之比， 而nFe⊙/nH⊙為太陽中鐵與氫的粒子數(shù)密度之比)的分布. 從(d)到(f)， 分別是Li豐度隨有效溫度、表面重力和金屬豐度的變化關(guān)系. 數(shù)據(jù)來自Gao等[65].Fig.3 Distribution and Li abundance of Li-rich giants as functions of atmospheric parameters in LAMOST data. Panels (a) to(c) show the distribution of Li-rich giants as functions of effective temperatures， surface gravities， and metallicities (defined as[Fe/H] ≡lg(nFe?/nH?)-lg(nFe⊙/nH⊙)， where nFe?/nH?represents the number density ratio of iron and hydrogen in the star，while nFe⊙/nH⊙represents the same ratio in the Sun)， respectively. Panels (d) to (f) show the Li abundances as functions of these three parameters in the same order. Data are from Gao et al.[65].

3.4 富鋰巨星的元素豐度

從天體物理所關(guān)心的主要元素豐度來看， 富鋰巨星僅在Li豐度方面存在異常. 很多針對單個(gè)或少量富鋰巨星的詳細(xì)分析顯示富鋰巨星中其他元素豐度與恒星大氣參數(shù)近似的普通巨星沒有顯著差異[e.g.，71]， 如圖4所示， 這些結(jié)論也被后來的大樣本研究所證實(shí)[77]. 如果這些認(rèn)知是正確的， 那么說明富鋰巨星中的Li增豐是一個(gè)相對“純凈”的過程， 而不會引起其他主要元素豐度的變化， 這有助于初步排除一些Li增豐理論. 例如假設(shè)Li元素來自于II型超新星的拋射物質(zhì)， 那么其很可能還會伴隨有α元素的增豐[78]. 我們需要提醒讀者注意的是，這里所談?wù)摰脑刎S度差異， 僅限于最狹義的豐度差異， 不包含恒星演化所帶來的元素豐度變化.例如隨著挖掘過程的進(jìn)行， 恒星表面的12C與13C、C與N (以及C的同位素與N的同位素比)及演化到晚期的AGB星中Ba元素的增豐都屬于恒星演化自身所帶來的變化. 盡管有些富鋰巨星的確被發(fā)現(xiàn)存在某些C同位素比的異常[39，71]， 但這些更有可能是演化階段所造成的. 不同演化階段的富鋰巨星之間(以及富鋰巨星與普通巨星之間)如果在這些豐度上有所差異-在觀測給出新的證據(jù)之前-很難說是由Li增豐事件所引起的.

圖4 6顆富鋰巨星中的一些重要元素豐度與普通巨星的對比. 其中縱軸的[X/H]為某一元素X的豐度， 定義與[Fe/H]類似. 相應(yīng)的元素以原子序數(shù)的方式顯示在橫軸， 并標(biāo)記在圖中. 圖中的富鋰巨星來自于文獻(xiàn)[41， 69， 72]， 以不同程度的紅色表示. 一顆普通巨星(Gaia-ESO ID:17562024-4134502)作為對比星， 以黑色表示.Fig.4 Comparison of the abundances for some important elements between 6 Li-rich giants and one Li-normal giants. The[X/H] in the vertical axis represents the abundance of a certain element X， whose definition is similar to [Fe/H]. The corresponding elements available for X are shown by atomic numbers in the horizontal axis， and also indicated in the figure. The Li-rich giants from Refs. [41， 69， 72] are indicated with red， and the Li-normal giant (Gaia-ESO ID: 17562024-4134502) is marked with black as comparison.

3.5 富鋰巨星的自轉(zhuǎn)

一般來說， 隨著恒星的演化， 在巨星階段其自轉(zhuǎn)速度(由于自轉(zhuǎn)軸方向未知， 這里適用投影自轉(zhuǎn)速度vsini的大小來評估自轉(zhuǎn)速度的大小， 下同. 其中v表示恒星真實(shí)的自轉(zhuǎn)速度，而i為恒星自轉(zhuǎn)軸與視線方向的夾角)會顯著降低(2 km·s-1左右)[79]， 但少量巨星仍然擁有較快的自轉(zhuǎn)速度(＞8 km·s-1). 富鋰巨星可能與快速自轉(zhuǎn)有相關(guān)性[e.g.，36，80]， 但這種關(guān)系的強(qiáng)弱和是否普適尚不明確[81]. 考慮到很多Li增豐機(jī)制建立在快速對流的基礎(chǔ)之上， 而快自轉(zhuǎn)(包括源自自身的快速自轉(zhuǎn)或源自雙星作用而引起的快速自轉(zhuǎn)等)有利于形成快速的大尺度對流， 因此認(rèn)為富鋰巨星與快速自轉(zhuǎn)存在某種聯(lián)系是一個(gè)合理的假設(shè). Drake等人基于此思想， 在快速自轉(zhuǎn)的巨星中搜尋富鋰巨星， 并發(fā)現(xiàn)其樣本中約50%的恒星表現(xiàn)出了富鋰[36]. 在后來所發(fā)現(xiàn)的很多富鋰/超富鋰巨星中， 一些的確屬于快速自轉(zhuǎn)的恒星[e.g.，30，67-68]， 例如Yan等人發(fā)現(xiàn)的Li豐度最高巨星， 其自轉(zhuǎn)速度約為11 km·s-1[68].

富鋰巨星與快速自轉(zhuǎn)是否存在必然聯(lián)系尚需要更大樣本和更明確的證據(jù)(肯定的或否定的)來證明， 但這并不容易. 相對于其他參數(shù)， 精確到幾km·s-1的自轉(zhuǎn)速度測量相對來說更困難一些，這是因?yàn)樵诠庾V中， 自轉(zhuǎn)速度的測量往往基于譜線的致寬， 但在較低分辨率的情況下， 儀器輪廓才是主導(dǎo)譜線致寬的主要因素， 而非自轉(zhuǎn)速度. 例如在LAMOST的R～1800光譜中， 對自轉(zhuǎn)速度的探測極限約為120 km·s-1[67]. 因此盡管諸如LAMOST等光譜巡天觀測了大樣本富鋰巨星的光譜， 但很難精確統(tǒng)計(jì)快速自轉(zhuǎn)的富鋰巨星的比例.這一局限性有望隨著分辨率的提高而逐漸減弱，例如在GALAH分辨率～28000光譜的幫助下， 系統(tǒng)地研究快自轉(zhuǎn)與富鋰的相關(guān)性是可能的. 另一方面， 在如Kepler[82]等衛(wèi)星的幫助下， 通過監(jiān)測恒星黑子隨恒星轉(zhuǎn)動而引起的光變， 也可以精確地測量恒星的自轉(zhuǎn)周期[83]. 這種方法當(dāng)然依賴于一定周期的高質(zhì)量光變監(jiān)測， 難以對所有富鋰巨星適用， 但的確可以在一定范圍內(nèi)檢查富鋰與快自轉(zhuǎn)的關(guān)系.例如最近杜明昊等人基于類似方法分析了富鋰巨星與自轉(zhuǎn)的關(guān)系， 同樣發(fā)現(xiàn)富鋰巨星中的快自轉(zhuǎn)現(xiàn)象顯著高于普通巨星[84]. 富鋰巨星與快自轉(zhuǎn)關(guān)系中另外一個(gè)需要注意的困難點(diǎn)是， 快速自轉(zhuǎn)也可能是一個(gè)短時(shí)標(biāo)現(xiàn)象， 這和Li增豐類似， 但和Li增豐未必發(fā)生于同一時(shí)間點(diǎn)上.

3.6 富鋰巨星的紅外超現(xiàn)象

富鋰巨星一度被認(rèn)為存在紅外流量的超出(IRexcess)[e.g.，85-86]. 富鋰巨星中的Li增豐可能來自于吞噬伴星， 在撕裂過程中可能使得恒星外圍被一層冷的星周物質(zhì)所包圍， 在這種條件下， 紅外超就會是一種合理的假設(shè). 紅外超現(xiàn)象曾經(jīng)在一部分富鋰巨星中觀測到[69，86]， 但后續(xù)對于大樣本富鋰巨星的分析并沒有顯示出富鋰巨星存在系統(tǒng)性的紅外超證據(jù)[e.g.，71]. 此外， 一些新形成的恒星和普通AGB星也可能由于星周存在冷的物質(zhì)而產(chǎn)生紅外超現(xiàn)象[87]， 這更進(jìn)一步加大了驗(yàn)證富鋰巨星與紅外超是否存在必然聯(lián)系的難度.

3.7 富鋰巨星的演化階段

通過前面的敘述不難看出， 演化階段是研究富鋰巨星中Li增豐機(jī)制最重要的信息， 這是因?yàn)楹芏嗯c富鋰巨星相關(guān)聯(lián)的其他參數(shù)(例如表面重力、元素豐度、自轉(zhuǎn)速度、紅外超)也與演化階段相關(guān). 事實(shí)上， 富鋰巨星演化階段的確定一直以來都是這一領(lǐng)域最核心的問題， 很多Li增豐理論也正是基于富鋰巨星所在的演化階段所提出的. 在早期研究中， 富鋰巨星的樣本數(shù)量還比較少， 難以系統(tǒng)地確定它們的演化階段. 隨著樣本逐漸擴(kuò)充， 對演化階段的研究變得越來越重要.例如Charbonnel等人在2000年通過將以往所發(fā)現(xiàn)的富鋰巨星整合到理論恒星演化軌跡上[14]， 發(fā)現(xiàn)它們呈現(xiàn)出兩處明顯的聚集， 其中一處位于演化軌跡的AGB階段， 另外一處位于RGB (Red Giant Branch)階段. 她們認(rèn)為這些小質(zhì)量的、處于RGB階段的富鋰巨星可能全部來自于RGB的光度駝峰處(RGB-bump)， 因?yàn)镽GB-bump處的恒星內(nèi)部剛剛摧毀了由第1次挖掘過程所建立的平均分子量不連續(xù)帶(或μ-barrier)， 使得對流可以持續(xù)深入到內(nèi)層并帶出用于形成7Li的7Be等物質(zhì)(見下節(jié)). 這一觀點(diǎn)被后續(xù)很多工作所支持[e.g.，40-42].造成這一認(rèn)知的因素除了很多富鋰巨星在演化軌跡上的確落在RGB-bump附近外， 另一個(gè)原因是RGB-bump獨(dú)特的物理狀態(tài)更有利于額外對流(extra-mixing)的產(chǎn)生， 使得很多基于對流的Li增豐理論可以成立[73-74，88-90]. 富鋰巨星處在RGBbump階段這一說法也有很多反對的聲音， 其中Martell等人利用SDSS的數(shù)據(jù)研究了富鋰巨星的演化階段， 認(rèn)為它們廣泛分布于整個(gè)RGB階段， 而并非僅局限于RGB-bump[30]. 這一結(jié)果對于那些不依賴于特定演化階段的Li增豐理論更加有利， 例如吞噬或吸積所造成的Li增豐. 更準(zhǔn)確地說， 這些理論潛在要求富鋰巨星不能聚集于某個(gè)特定的階段，因?yàn)闆]有理由認(rèn)為吞噬和吸積等外部因素只能在恒星自身演化的某個(gè)特定節(jié)點(diǎn)生效. 富鋰巨星在整個(gè)RGB上均有分布的觀點(diǎn)也受到了很多研究的支持[16，29，32]， 其中Mena等人還利用細(xì)致的理論演化軌跡在RGB的各子階段層面對富鋰巨星進(jìn)行了細(xì)分和統(tǒng)計(jì)[34].

除了以上兩種聲音外， Aguirre等人給出了小質(zhì)量富鋰巨星所處的第3種演化階段: 氦核心燃燒的紅團(tuán)簇(RC)星階段[55].他們利用星震學(xué)數(shù)據(jù)對一顆富鋰巨星KIC 5000307進(jìn)行了演化階段的區(qū)分. 基于Bedding等人的理論[91]， 他們發(fā)現(xiàn)這顆恒星g模式的周期間隔(Period spacing)為～320 s， 屬于典型的RC恒星. 在當(dāng)時(shí)普遍認(rèn)為富鋰巨星是RGB恒星的環(huán)境下， 這顆RC恒星更多地被當(dāng)做了富鋰巨星中的一個(gè)特例， 但這一工作帶有較強(qiáng)啟發(fā)性. 首先， 它證認(rèn)了富鋰巨星有一個(gè)全新的演化階段， 這對Li增豐理論是一個(gè)挑戰(zhàn); 其次， 它使用的方法可以在更大的樣本中推廣， 獲得更具有統(tǒng)計(jì)意義的結(jié)果; 最后， 它引起了廣泛的思考， 因?yàn)镽C與RGB-bump在赫羅圖上的位置十分接近， 一些學(xué)者就曾討論過被認(rèn)為是RGBbump的富鋰巨星是RC的可能性[e.g.，40，68].在首顆RC富 鋰 巨 星 被 發(fā) 現(xiàn) 后 不 久， Carlberg等[58]和Jofr′e等[59]也分別通過星震學(xué)證認(rèn)了一顆富鋰的RC恒星和一顆富鋰的RGB恒星. 特別是近年來， 越來越多處于RC階段的富鋰巨星被證認(rèn)[43，61，67，70-72，92-93]， 一個(gè)普遍的懷疑被一再提起-小質(zhì)量富鋰巨星可能主要是RC而非RGB. 盡管很多工作可以佐證這一懷疑(部分得益于數(shù)據(jù)驅(qū)動和機(jī)器學(xué)習(xí)等分析技術(shù)的發(fā)展[94-95])， 但它們或者不是基于直接的星震學(xué)測量[43，67，71-72，92]，或者是樣本太少并伴隨一定的選擇效應(yīng)[70，93].Yan等[61]利用LAMOST所發(fā)現(xiàn)的富鋰巨星樣本[65]，對有Kepler衛(wèi)星觀測的共同源[96-98]采用了直接的星震學(xué)分析， 在目前最大的樣本中， 提供了基于星震學(xué)的證據(jù)， 證明了大多數(shù)小質(zhì)量富鋰巨星處在RC階段. 圖5基于他們的數(shù)據(jù)展示了富鋰巨星的演化階段與Li豐度分布， 其中紅色柱狀圖代表由星震學(xué)關(guān)系所確定的RC恒星， 而灰色則代表RGB恒星. 從圖中可以看出大多數(shù)小質(zhì)量富鋰巨星處在RC階段， 而不是以往所認(rèn)為的RGB或RGB-bump階段.同時(shí)， 他們還發(fā)現(xiàn)RC富鋰巨星中的Li豐度顯著高于RGB富鋰巨星， RGB富鋰巨星數(shù)量隨著Li豐度的增加呈現(xiàn)了指數(shù)遞減[61](圖5)， 它們甚至可能在2.6 dex處存在一個(gè)Li豐度上限， 這說明RGB富鋰巨星可能只是更富鋰的前身星Li衰竭后的自然結(jié)果， 而可能的前身星也已經(jīng)被其他工作所發(fā)現(xiàn)[99]. 近年來的一系列工作終結(jié)了小質(zhì)量富鋰巨星演化階段的爭論， 從各個(gè)角度均給出了一致的結(jié)果， 這意味著富鋰巨星中關(guān)于Li增豐的傳統(tǒng)理論不再適用， 但RC階段Li如何產(chǎn)生卻更加難以回答.

圖5 富鋰巨星的演化階段與Li豐度分布. 由星震學(xué)關(guān)系確定的RC星以紅色表示， RGB星以灰色表示. 其中RC星的Li豐度范圍遠(yuǎn)遠(yuǎn)大于RGB恒星. RC的平均Li豐度更高， 而RGB則隨著Li豐度上升數(shù)量急速遞減， 可能存在一個(gè)豐度上限. 圖中的虛線是對這一趨勢的擬合，從中可以推斷95%以上的RGB富鋰巨星Li豐度不高于2.6 dex. 數(shù)據(jù)來自Yan等[61].Fig.5 Distribution of the evolutionary stage and Li abundance in Li-rich giants. The RC stars derived from astroseismology are indicated with red， and the RGB stars are indicated with grey. The Li abundance of RC stars covers a much wider range than that of RGB stars， and is also higher on average. The number of RGB stars decreases sharply with increasing Li abundance， indicating a possible upper-limit for Li abundance. An exponential fit to the trend shows that 95% of RGB stars have Li abundance lower than 2.6 dex. Data are from Yan et al.[61].

4 富鋰巨星的起源理論發(fā)展

研究富鋰巨星的各種觀測性質(zhì)、精確確定它們的演化階段的根本目的， 是為了解答富鋰巨星中Li元素是如何產(chǎn)生的， 即Li的增豐機(jī)制. 本節(jié)將對一些主流的Li增豐理論進(jìn)行概述. 需要注意的是，隨著近兩年對富鋰巨星的搜尋和性質(zhì)研究取得了突破性進(jìn)展， 下文所提到的部分理論可能已經(jīng)失效， 但為了完整再現(xiàn)富鋰巨星的研究過程和發(fā)展邏輯， 還是會一并列出.

富鋰巨星中的Li元素增豐理論數(shù)量較多， 但按照Li元素的來源總體上可以分為3大類. 第1類是Li元素通過恒星內(nèi)部產(chǎn)生， 不需要借助其他外部機(jī)制的幫助(后文稱“內(nèi)部增豐”); 第2類是直接從外部的富鋰天體(例如伴星等)獲取(后文稱“外部增豐”); 第3類則是雖然需要借助外部天體， 但它們的作用僅僅是用于觸發(fā)恒星內(nèi)部的自增豐機(jī)制(例如伴星的潮汐鎖定引發(fā)自轉(zhuǎn)加速進(jìn)而觸發(fā)了能夠增豐Li元素的強(qiáng)對流等， 后文稱“內(nèi)外部結(jié)合增豐”).當(dāng)然， 富鋰巨星也可能是由這些機(jī)制的多種共同作用而產(chǎn)生的[100].

無論是內(nèi)部增豐、還是內(nèi)外部結(jié)合增豐，其核心物理過程是由Cameron和Fowler提出的基于3He生成7Be再生成7Li的反應(yīng)[101]， 也被稱為CF機(jī)制. 在恒星內(nèi)部的氫殼層燃燒區(qū)域， 會產(chǎn)生大量的3He， 它們可以經(jīng)過3He(α，γ)7Be生成7Be， 之后俘獲電子發(fā)生反應(yīng)7Be(e-，ν)7Li而生成7Li. 然而后者在高溫環(huán)境下難以實(shí)現(xiàn)， 需要對流將7Be迅速帶到恒星表面， 否則即使產(chǎn)生7Li， 也會在恒星內(nèi)部的高溫下被分解. 對于質(zhì)量在4-7倍太陽質(zhì)量的AGB而言， 由FDU所產(chǎn)生的平均分子量不連續(xù)帶在氦核燃燒開始后消失，對流層的底部可以深入到發(fā)生3He(α，γ)7Be反應(yīng)的熱殼層， 并將這里產(chǎn)生的7Be快速轉(zhuǎn)運(yùn)到外層較冷的區(qū)域. 這種被稱為熱底燃燒(Hot Bottom Burning， HBB)[102]的機(jī)制可以使得7Be在恒星表面俘獲電子變成7Li， 從而導(dǎo)致恒星表面的Li豐度增加. 由于AGB中的對流可以深入至富3He的反應(yīng)區(qū)且速度快到足以轉(zhuǎn)運(yùn)7Be至低溫區(qū)域， 因此HBB是AGB富鋰巨星一種可能的解釋. 但是對于小質(zhì)量富鋰巨星而言情況則有很大不同. 傳統(tǒng)上曾一度認(rèn)為小質(zhì)量富鋰巨星主要處于RGB階段， 而RGB恒星的對流層和內(nèi)部可以產(chǎn)生7Be的高溫區(qū)域之間， 還有輻射區(qū)的阻擋， 普通對流無法穿越， 因此需要引入一個(gè)額外對流(extramixing)來幫助其完成7Be的轉(zhuǎn)運(yùn)， 這一過程被稱為冷底過程(Cool Bottom Process， CBP)[103].

很多小質(zhì)量富鋰巨星中的Li增豐理論基本上都采用了這一框架， 更多的差別在于如何讓恒星內(nèi)部產(chǎn)生一個(gè)速度足夠快的額外對流. 在內(nèi)部增豐機(jī)制中， 觸發(fā)額外對流的理論包括熱鹽不穩(wěn)定(thermohaline instability)引起的額外對流[14，88]、快速自轉(zhuǎn)引起的額外對流[74，104]、磁場引起的額外對流和不對稱對流[68，73]等. 而對于內(nèi)外部結(jié)合增豐機(jī)制而言， 其核心觀點(diǎn)主要是通過外部作用觸發(fā)主星的CF機(jī)制， 包括伴星的潮汐鎖定、吞噬行星(導(dǎo)致角動量轉(zhuǎn)移或伴星沖擊主星)和雙恒星并合等[67，89，105-106]. 這里特別需要強(qiáng)調(diào)的是， 對于傳統(tǒng)的內(nèi)部增豐機(jī)制而言， 另外一個(gè)要求則是富鋰巨星必須處于RGB-bump階段， 因?yàn)橹挥性诖藭r(shí)FDU造成的平均分子量不連續(xù)帶才能被打破， 對流才能接觸到高溫層進(jìn)而帶走7Be. 但最近的觀測已經(jīng)證明， 小質(zhì)量富鋰巨星主要處于RC階段， 而不是RGB， 因此基于CBP的內(nèi)部增豐機(jī)制也就難以適用， 反而是不要求演化階段的內(nèi)外部結(jié)合機(jī)制依然可以在某種程度上解釋處于RC階段的富鋰巨星. 但正是由于很多內(nèi)外部結(jié)合機(jī)制既可以發(fā)生于RGB也可以發(fā)生于RC[67]， 反而使得它們難以解釋為何RC階段的富鋰比例以及Li豐度均顯著高于RGB階段[61]. 當(dāng)然， 雖然很多內(nèi)外部結(jié)合增豐機(jī)制目前還無法提供RC富鋰巨星起源的完美解答， 但它們不失為一個(gè)可能的探索方向. 例如， Zhang等人提出氦核白矮星(HeWD)和紅巨星并合產(chǎn)生RC富鋰巨星的理論， 并計(jì)算了并合后的演化過程， 其結(jié)果與很多RC富鋰巨星的觀測性質(zhì)吻合得很好[106]. 并且這一機(jī)制只會產(chǎn)生RC富鋰巨星， 不產(chǎn)生RGB富鋰巨星， 因此能夠解釋兩種富鋰巨星在數(shù)量和Li豐度方面的差異， 特別是考慮到RGB富鋰巨星可能只是更富鋰的前身星自然衰竭的結(jié)果[61，99].

外部增豐機(jī)制提供了除CF機(jī)制外另一種Li增豐途徑. 它一般聚焦于吞噬或吸積過程， 認(rèn)為恒星表面被環(huán)境中的Li所污染. 一種假設(shè)認(rèn)為在恒星演化到紅巨星階段， 隨著體積的膨脹， 吞噬了位于臨近軌道的行星或褐矮星， 將其中的Li保存到大氣中，成為Li豐的天體[107-109]. 當(dāng)然， 吞噬往往有許多伴生現(xiàn)象， 例如它會造成獲取額外角動量從而引起自轉(zhuǎn)加速[105]、元素豐度異常[78]、紅外波段流量升高(紅外超)等[85-86，110-111]， 而這些性質(zhì)也的確被發(fā)現(xiàn)存在于很多富鋰巨星中. 但外部增豐機(jī)制面臨著一些難以回答的問題， 首先是吞噬概率問題，Mena等[34]研究了富鋰巨星吞噬近鄰軌道行星(如果確實(shí)存在)的概率， 發(fā)現(xiàn)這些行星必須非常接近母星才有可能被吞噬(0.4 au以內(nèi)). 其次是Li豐度上限問題， Aguilera-G′omez等人模擬計(jì)算了主星吞噬不同質(zhì)量的伴星時(shí)所能獲取的Li豐度上限， 發(fā)現(xiàn)最高只能獲得2.2 dex左右的鋰豐度[109]， 這一上限顯然無法解釋觀測到的大量超富鋰巨星是如何形成的. 再次， 富鋰巨星在除Li之外的元素豐度方面沒有表現(xiàn)出明顯異常， 這一現(xiàn)象也難以用吸積超新星遺跡物質(zhì)[78]、AGB拋射物[102]等來解釋. 同時(shí)，星際介質(zhì)的Li豐度僅有3.3 dex[13]， 吸積這些物質(zhì)依然無法解釋超富鋰巨星的存在. 目前， 從保守的角度總結(jié)來說， 富鋰巨星無法僅依靠外部增豐機(jī)制來獲取足夠的Li元素.

5 富鋰巨星研究的新趨勢與展望

對于富鋰巨星的觀測和理論研究在相當(dāng)長的一段時(shí)期內(nèi)都建立在富鋰巨星主要是RGB這一前提下， 但得益于星震學(xué)和數(shù)據(jù)技術(shù)的發(fā)展， 最新的研究已經(jīng)清晰地證明了約80%的小質(zhì)量富鋰巨星是RC星[61，67]. 觀測上， Yan等人還發(fā)現(xiàn)處于RC階段的富鋰巨星平均Li豐度要高于RGB階段的富鋰巨星[61]， RC富鋰巨星的Li豐度覆蓋～1.5-4.8 dex這一范圍， 表明之前研究的所有小質(zhì)量超富鋰巨星很可能都處于RC階段. RGB富鋰巨星不僅只占小質(zhì)量富鋰巨星的20%， 且它們的數(shù)量隨著Li豐度的增加急劇減少[61]. 這表明RGB富鋰巨星中的Li豐度可能存在一個(gè)上限， 有理由懷疑RGB富鋰巨星甚至沒有經(jīng)歷過Li增豐， 而僅僅是因?yàn)槠淝吧硇荓i豐度較高或Li衰竭速度較慢而已. 另外， 通過星震學(xué)區(qū)分RGB和RC之后， Yan等人發(fā)現(xiàn)RC與RGB富鋰巨星的質(zhì)量分布、氮(N)豐度分布均不相同[61]，且RGB富鋰巨星的質(zhì)量分布與普通RGB存在顯著差異， RC富鋰巨星中的N豐度分布與普通RC恒星也存在顯著差異， 這些新的發(fā)現(xiàn)都為未來研究RC富鋰巨星中的Li增豐機(jī)制提供了重要參考.Kumar等人通過將大樣本恒星的Li豐度與演化模型相比較， 提出所有恒星(并非僅富鋰巨星)都在RC階段經(jīng)歷了Li增豐， 而這可能是氦閃所造成的[75]. Singh等人發(fā)現(xiàn)鋰豐度較高的恒星多為剛剛進(jìn)入RC階段的恒星， 并據(jù)此進(jìn)一步推斷氦閃可能是造成這一劇烈Li增豐的原因[112]. 但Zhang等人基于星震學(xué)框架下的質(zhì)量半徑關(guān)系， 發(fā)現(xiàn)Li豐度較高的RC星在整個(gè)RC階段上均有分布， 并非全是剛剛開始氦核心燃燒的年輕RC星[113]. 她們同時(shí)也提出氦閃后恒星中的Li豐度的確有所增加， 并定量給出了平均增幅約為～0.7 dex左右.

以上觀測上的最新進(jìn)展推動了新理論的誕生以填補(bǔ)RC中Li增豐機(jī)制的空白. Zhang等人提出RC富鋰巨星可能來自于RGB與氦核白矮星(HeWD)的并合[106]，并定量模擬了并合后的Li豐度， 與觀測基本吻合[61]; Schwab[114]則提出RC中的富鋰現(xiàn)象是由于氦閃引起了一種新的額外對流， 并定量給出了在這一機(jī)制下Li豐度的增豐程度， 但只能增加至～0.7 dex左右， 無法解釋RC富鋰巨星的起源. 值得注意的是， 這一理論計(jì)算與Zhang等人在剛開始氦核心燃燒的年輕RC恒星中所觀測到的豐度一致[113]. Casey等人提出RC富鋰巨星產(chǎn)生于與其伴星的潮汐同步[67]， 這一過程加速了主星的自轉(zhuǎn)速度， 并觸發(fā)了額外對流引起了Li增豐， 但這一機(jī)制在RGB中也可以發(fā)生， 而RGB富鋰巨星卻顯著少于RC富鋰巨星、且Li豐度也低得多. Mori等人則提出RC階段的鋰增豐源于恒星內(nèi)中微子的逃逸所造成的能量損失[115]， 這一能量損失將顯著改變恒星內(nèi)部的結(jié)構(gòu)， 使之與標(biāo)準(zhǔn)模型產(chǎn)生差異， 但根據(jù)此模型所計(jì)算的RC恒星中的Li豐度普遍在～0.3 dex附近， 同樣無法解釋RC富鋰巨星的起源.

近期完成的工作表明， 無論在觀測還是理論方面， 未來富鋰巨星研究的一個(gè)顯著趨勢是朝著高精度方向前進(jìn). 觀測上， 新技術(shù)的發(fā)展已經(jīng)使富鋰巨星演化階段的確定變得更加準(zhǔn)確，同時(shí)也更加細(xì)化.很多工作不僅僅是分析演化階段， 更多的是分析不同演化階段的子階段， 并對其性質(zhì)進(jìn)行剖析. 數(shù)據(jù)的不斷積累， 特別是多維度數(shù)據(jù)(例如Kepler[82]、TESS[116](Transiting Exoplanet Survey Satellite)的時(shí)域光變數(shù)據(jù))的豐富， 也可以在未來繼續(xù)擴(kuò)充樣本的規(guī)模并提高分析的精度. 而理論研究方面， 很多舊的理論被新的觀測數(shù)據(jù)所排除， 而新的理論提出與發(fā)展尚需要一定的時(shí)間. 但能夠確定的是， 隨著觀測結(jié)果的細(xì)致化， 新的理論也擁有更多可驗(yàn)證的節(jié)點(diǎn)， 并通過與觀測相互檢驗(yàn)加速迭代發(fā)展.

6 結(jié)論

富鋰巨星是一類特殊的天體， 它們大氣中的鋰元素含量超過標(biāo)準(zhǔn)恒星演化模型理論值的成百上千倍. 富鋰巨星發(fā)現(xiàn)于1982年， 至今已經(jīng)39 yr的歷史， 但其起源依然是未解之謎. 得益于星震學(xué)的發(fā)展和觀測能力的提高， 人類對于富鋰巨星的認(rèn)識在近年來迅速發(fā)展. 目前已經(jīng)有超過1萬顆富鋰巨星被發(fā)現(xiàn)， 其中95%來自于LAMOST數(shù)據(jù). 我們現(xiàn)在已知的Li豐度最高的巨星是TYC 429-2097-1，它的Li豐度高達(dá)4.51 dex. 我們知道富鋰巨星的分布似乎與空間位置無關(guān)， 且除了Li元素之外， 富鋰巨星中其他元素的豐度沒有表現(xiàn)出明顯異常.有些富鋰巨星的確擁有較高的自轉(zhuǎn)速度， 其中的關(guān)聯(lián)還需要更多的研究進(jìn)行確認(rèn); 富鋰巨星中有少量存在紅外超現(xiàn)象， 但這不是一個(gè)普適的規(guī)律. 大質(zhì)量的富鋰巨星一般是AGB星， 而小質(zhì)量的富鋰巨星中約80%是RC星， 而RGB只有20%左右， 這是一個(gè)全新的結(jié)果， 與以往認(rèn)知顯著不同. 不僅如此， RC與RGB中的富鋰巨星在質(zhì)量和N豐度方面的表現(xiàn)也不盡相同. 從細(xì)分狀態(tài)下看，最近的研究在RC富鋰巨星中發(fā)現(xiàn)了許多新的規(guī)律，其中一些還存在爭議. 全新的觀測結(jié)果催生了Li增豐理論的迅猛發(fā)展， 雖然目前尚無理論可以完美地解釋RC富鋰巨星中的Li增豐機(jī)制， 但未來更多高精度的觀測和理論研究將會對這一問題提供更多的限制.

致謝 我們感謝國家天文臺“星云人才計(jì)劃”的支持. 我們感謝高琦博士、周渝濤博士協(xié)助提供了本文部分統(tǒng)計(jì)數(shù)據(jù)和圖表. 我們感謝LAMOST數(shù)據(jù)的支持. LAMOST望遠(yuǎn)鏡是由國家發(fā)展和改革委員會資助， 由中國科學(xué)院承建的國家重大科學(xué)工程項(xiàng)目. LAMOST望遠(yuǎn)鏡由中國科學(xué)院國家天文臺負(fù)責(zé)運(yùn)行和管理.