「给我一条恒星光谱，我就能告诉你一颗恒星的金属含量和化学成分。」

撰文 | 李海宁

编辑 | 韩越扬

我们已经知道，恒星考古的目标是要找到更多如同化石一样古老的的贫金属星，并通过它们重现宇宙早期的恒星侏罗纪。探索早期宇宙，当然可以通过时光机回溯，直接观测极其遥远而暗弱的古老星系与气体云来实现。但相比之下，恒星考古基本上就是在自家后院（最多到隔壁院子）挖宝藏，省时省力又能惊喜连连，如此高性价比的好事，难道不想来一打？今天，就让我们来解锁恒星考古的正确姿势。

隐藏恒星密码的光谱

考古学家可以将挖到的恐龙化石带回实验室进行分析，恒星考古学家“挖到”了宇宙化石该如何研究它们呢——这时就需要恒星光谱大显身手了。

数千年来，人类始终仰视并赞美着夜空中的熠熠星光，却无人知道星光里蕴藏的秘密。直到十九世纪，J. Fraunhofer发现透过棱镜等光学仪器之后，太阳光谱看起来就像是彩色条码——在不同颜色的连续谱上居然镶嵌着暗弱不一的诸多暗线，看起来就像是在这些特定位置上，有什么东西被“偷走”了。后来，人们逐渐认识到，这些暗线其实是炽热的星光穿过恒星外层较冷的大气时，在特定波长产生的吸收特征。每一条暗线都隐藏着某种元素在星光中留下的独特信息。

图1. 太阳光谱中的吸收线。A-H标识了Fraunhofer证认的谱线。（图源：eventbrite.com）

三百年前，法国哲学家A. Comte曾预言，恒星的化学成分是人类永远无法拥有的知识。而今天，我们可以很负责任的告诉他，给我一条恒星光谱，我就能告诉你一颗恒星的金属含量和化学成分。通过测量恒星光谱中谱线的强度，我们不仅能够知道这颗恒星制造了哪些元素、制造了多少；结合恒星外层结构，还能推断出它的体重、年龄、出生地等重要信息。因此，恒星光谱也成为恒星考古学家发现和研究宇宙化石的首要利器。

天上掉下个CD-38°245

上世纪八十年代，天文学家第一次提出星族III的概念，也就是宇宙早期形成的第一代恒星。当时，人们已经先后发现了几颗金属含量只有太阳千分之一的古老恒星，但却没有出现更低的。大家纷纷猜测，是否真的存在金属含量更低的恒星？如果找到金属含量比太阳的千分之一更低的贫金属星，就算是找到了真正的第一代恒星吗？

然而，总有个别人会被天上掉下的馅饼砸中。同一时期，澳大利亚天文学家M. Bessel 和J. Norris试图从一个十年前观测项目的数据库里找一批比较亮的恒星来研究，却意外发现其中有一颗星的物端棱镜光谱中，几乎只有平坦的连续谱，而看不到什么金属元素的吸收特征。于是，他们找来更大的望远镜对这颗叫做CD-38°245的恒星进行了分辨率更高、更细致的光谱观测和分析。最终发现它的金属含量甚至还不到太阳的万分之一[1]！金属含量如此之低，以至于在后来的相当长一段时间里，人们认为已经找到了一颗星族III恒星。

不过要找到更多的宇宙化石，并不是那么容易的事情。因为与找寻恐龙化石一样，恒星考古就如同大海捞针。金属含量越低的恒星化石越宝贵，其数量也越稀少。原则上，当金属含量降低十倍，对应的恒星数量也会减少一个量级。在太阳附近，每二十万颗恒星中，仅能找到一颗金属含量低于太阳的三千分之一。这样看来，CD-38°245的发现实属撞大运的意外惊喜，中奖率比在北京摇上汽油车牌号还要低上百倍，难怪两位发现者直呼这次发现为“意外的缘分”。也正因此，CD-38°245得以雄踞金属含量最低榜的榜首长达二十年之久。好在天文学家很快认清了现实：若想开展靠谱的恒星考古，还是需要一个切实有效的计划。

暴露宇宙年龄的CS22892-052

于是，三位美国天文学家T. Beers, G. Preston和S. Shectman决定通过物端棱镜光谱巡天来系统地寻找贫金属星。他们进行宇宙化石“海选”的原理非常简单，物端棱镜观测的直接产品是分辨率极低（R=λ/Δλ ~ 400）的恒星光谱。在这种分辨率下，除了3933.6埃的CaII K吸收线外，几乎不必奢望看到其他金属元素的吸收特征。但就是这么凑巧，CaII K线不仅非常容易观察，它对于恒星的金属含量也十分敏感，可用来粗略判定一颗恒星是否属于贫金属星。这个搜寻项目成为恒星考古历史上的先驱，并根据其基本原理被称为HK巡天[2]（Survey for metal-poor stars based on the strength of CaII H and K absorption lines）。

不过在那个数字化仍然是个奢侈梦想的时代，没有计算机程序来读取谱线强度，检查恒星光谱全凭火眼金睛——肉眼配上手持显微镜。一旦发现哪条光谱的CaII K线相对较弱，就直接在照相底片上标记出来。就这样，一颗名为CS22892-052的家伙被圈了出来，成为值得继续关注列表中的一员。当时的HK团队并不知道CS22892-052究竟有多特别，它看起来只是生活在距离我们15300光年的宝瓶座里、普通得不能再普通的一颗红巨星（恒星一生的后期阶段）。

通过4米望远镜进行的高分辨率（R=λ/Δλ ~ 22,000）光谱观测和分析证实CS22892-052确实是一颗宇宙化石（金属含量不足太阳的千分之一）。更意外的，这颗宇宙化石的中子俘获元素含量极高，甚至可以探测到长寿的半衰期元素钍，从而利用钍和铀的含量比来确定这颗恒星的年龄。这颗恒星足足有130亿岁[3]。一般来说，宇宙化石表面的所有重元素可以认为是单颗第一代超新星爆发所产生，而第一代超新星爆发（第一代恒星诞生）和之后CS22892-052诞生的时间间隔非常短（相较于贫金属星年龄可以忽略），所以得到的贫金属星年龄可以用来很好的限制宇宙年龄。随后三十年里，又陆续发现了十来颗和CS22892-052相似的中子俘获元素含量超高的宇宙化石，它们都被用作“宇宙年代测量仪”。

图2. 中子俘获过程元素超丰贫金属星（以HE1523-0901为例）作为“宇宙年代测量仪”的原理示意图。（图源：ESO）

HK巡天的成功启发了青出于蓝的Hamburg/ESO巡天[4]。Hamburg/ESO巡天虽然也使用照相底片，但当时已经可以通过扫描底片并利用计算机来完成数据分析，因此搜寻速度大大提高。它为恒星考古带来了一系列革命性的新发现，其中包括刷新CD-38°245纪录的HE0107-5240[5]和HE1327-2326[6]。更重要的是，它们告诉我们：宇宙化石固然稀有，但办法总比困难多，系统搜寻能够帮助我们找到它。

通往成功的“三步走”

从CD-38°245到CS22892-052再到HE1327-2326，这些小小的银河系长寿明星向我们生动地阐释了进行恒星考古、发掘宇宙化石的“三步走”策略。

第一步：海选候选体。既然是大海捞针，首先需要的就是覆盖大天区面积的恒星海选，以追求更大的搜寻区域和参选样本。比如物端棱镜巡天，通过分辨率极低（R=λ/Δλ ~ 400）的恒星光谱，测量CaII K线的强度，从而对恒星的金属含量进行粗略判定。HK和HES巡天就是这类巡天的代表。除了物端棱镜，窄带测光也可以用来进行候选体筛选。顾名思义，测光就是测量星光，其直接产物是人眼/探测器“看”到的恒星亮度。配上窄带滤光片，我们可以有效的收集某一波段内（某个吸收特征）的星光，通过不同滤光片的有机组合，甚至能够粗略判定恒星的金属含量。正在进行中的SkyMapper[7]和Pristine巡天[8]都是有潜力的典型代表。特别设计的覆盖CaII K线的滤光片使它们找起贫金属星来更加得心应手。不过，无论是物端棱镜还是窄带测光，都只能在观测大量恒星样本的同时将贫金属星候选体的样本缩小，并不足以定量估计其金属含量。

第二步：后续光谱筛选。这一步，我们要用到的通常是口径2-4米级光学望远镜，配备低分辨率摄谱仪，用以采集低分辨率（R~2000）的恒星光谱。通过这些候选体的低分辨率光谱，我们能够清晰的看到CaII K线以及其他一些较强的金属吸收线，大致估算出一颗恒星的金属含量（或上限）。请注意，到此为止选出来的仍然只是“候选体”。这是因为铁吸收线的原子性质决定了它们并不能像其他一些元素的共振线一样清晰可见，因此当一颗恒星的金属含量极低时（如低于太阳金属含量的千分之一），对应光谱中的铁吸收线也会变得极弱，从而被隐藏在低分辨率光谱的噪声当中，导致无法准确估算金属含量。

当然，如果你很幸运的能够得到LAMOST或者SDSS等[9,10]大规模光谱巡天项目的助力，几十万、上百万条低分辨率恒星光谱轻松到手，完全可以愉快的跳过第一步，直接从这一步开始进行恒星考古。

第三步：后续光谱证认。没错，最后这个步骤还是光谱观测。不过这一步，我们需要更大的光学望远镜（口径6米以上）和具有更高分辨率（R > 10000 – 30000）的阶梯光栅。在这种分辨率下，星光被极大程度的散开，我们能够在光谱中看到不少金属元素吸收线。除了铁吸收线外，还可以辨认出来自于其他一些元素的吸收线，如碳、钠、镁、钛、镍、锶、钡等等。通过测量每条吸收线的强度，借助理论模拟的恒星大气模型，我们就能够准确的知道候选体的铁含量究竟有多低，以及其他元素的含量是多少。

事实上，无论从哪一步开始，只有通过了最后一步高分辨率光谱的检验，我们才有可能认定一颗真正的宇宙化石，并得到其完整的化学模式，从而推断它的起源以及诞生地的性质。恒星考古历史上所有创纪录的宇宙化石无一例外，都是这样炼出来的。

图3. 以两颗贫金属星为例展示发掘宇宙化石的三个步骤。由上至下分别是物端棱镜光谱、低分辨率光谱和高分辨率光谱。（图源：Peter Palm）

恒星考古新时代

恒星考古是探索远古宇宙的一扇重要窗口，它存在于两个基本假设之上：一是宇宙中最年老的恒星仅含有极其微量的金属元素，即恒星考古离不开贫金属星；二是今天的我们可以通过观测古老的恒星来确定它们的化学成分，而实现这一点最终要依赖于高分辨率光谱观测。

伴随着新一代大规模高分辨率光谱巡天（如WEAVE，4MOST[11-12]）的强势来袭，我们将不再受限于三步走或者两步走的恒星考古路线。巡天模式下的直接证认将使得宇宙化石数目在量级上的飞跃指日可期。与此同时，天体测量卫星Gaia[13]时代的开启也将为恒星考古的藏宝图里添上至关重要的新线索。我们将不再止步于化学模式的分析和推演，贫金属星大样本的化学+运动学多维参数空间无疑将为我们展示更真实生动的宇宙化石养成记，重现宇宙初期的恒星侏罗纪。

不远的未来，当甚大光学/红外望远镜将宇宙化石的发掘地推向今天无法企及的更深远的空间时，下一个恒星考古的新时代必然超乎想象。

作者简介

李海宁，中国科学院国家天文台副研究员，中国科学院青年创新促进会成员。主要研究领域是恒星考古和银河系演化。

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参考资料

[1] M.S. Bessell & J.E. Norris 1984, ApJ, 285, 662

[2] T.C. Beers, G.W. Preston, S.A. Shectman 1992, AJ, 103, 1987 

[3] C. Sneden et al. 1996, ASPC, 92, 387

[4] N. Christlieb et al. 2008, A&A, 484, 721

[5] N. Christlieb et al. 2002, Nature, 419,904

[6] A. Frebel et al. 2005, Nature, 434, 871 

[7] S.C. Keller et al. 2007, PASA, 24, 1

[8] E. Starkenburg et al. 2017, MNRAS, 471, 2587

[9] G. Zhao et al. 2012, RAA, 12, 723

[10] B. Yanny et al. 2009, AJ, 137, 4377

[11] G, Dalton et al. 2012, SPIE, 8446E, 0PD

[12] R. S. de Jong et al. 2016, SPIE, 9908E, 1OD

[13] T. Prusti et al. 2016, A&A, 595, 1

文章头图及封面图片来源：Roen Kelly