AGB星表面重元素丰度:初始丰度的影响

采用新的s-过程核合成模型和分叉s-过程反应通道,分别取太阳系重元素丰度,太阳系纯r和s-main分量的重元素丰度作初值,计算了太阳金属丰度3MTP－AGB星表面重元素丰度,结果表明,不同初值得到不同的表面元素丰度分布。     

钡星重元素丰度的研究

提出了一种计算钡星重元素丰度的参数化模型,利用此模型很好地拟合了8颗钡星的重元素丰度,说明提出模型的有效性。对最佳拟合参数进行了比较和讨论,得到以下主要结论:强钡星的s-过程分量系数明显大于弱钡星的s-过程分量系数,强钡星和弱钡星的中子辐照量、重叠因子没有明显区别,它们的s-元素超丰程度不同主要是因为钡星系统轨道周期不同。     

强钡星和弱钡星的比较

利用星风吸积模型,计算了钡星的初始质量和AGB伴星的金属丰度对弱钡星和强钡星超丰因子的影响,计算了弱钡星和强钡星重元素(Y,Nd)丰度随轨道周期终值的变化,并和观测值作了比较.由此得出结论:强钡星和弱钡星的区别主要是金属丰度不同(即年代不同),而不是轨道距离;弱钡星和强钡星相比,属于较年轻、质量较大、金属丰度较丰富的星族;这就意味,s-元素的核合成在低金属丰度星族更有效产生.     

利用星风吸积模型计算钡星的重元素丰度

为进一步探讨钡星的形成机制,采用了Yutaka Komiya(2007)建立的双星星风吸积模型,计算了4颗钡星的s-元素丰度,并和观测结果作了比较.结果发现,中子辐照量在重元素核合成方面起主导作用,同时检验了Yutaka Komiya模型的合理性.     

再生AGB星重核素丰度演化

以１３Ｃ（α，ｎ）１６Ｏ及２２Ｎｅ（α，ｎ）２５Ｍｇ作为双脉冲中子源，对于低质量ＡＧＢ星，采用无分叉ｓ－过程反应通道，结合最近恒星演化的计算结果，在各物理参量合理取值范围内，计算了ＡＧＢ星Ｈｅ壳层内、表面重核素的丰度，在此基础上将星风吸积模型同内禀ＡＧＢ星核合成模型结合起来计算外赋ＡＧＢ星重元素的超丰；以此为丰度初始条件，计算了再生ＡＧＢ星重核素的丰度的演化     

s-过程核合成参数化研究与铅星产生的物理条件

介绍了重元素核合成理论和一些最新的AGB星核合成模型,利用参数化方法计算了AGB星核合成的产量,得到了不同中子数密度(初始金属丰度)、脉冲周期、重叠因子下[Pb/Ce]的数值,在此基础上讨论了铅星产生的物理条件,进而解释了已观测到的各金属丰度下AGB星Pb丰度离散的问题.     

恒星重元素丰度随金属丰度的变化规律

利用太阳系的重核素丰度，以及贫金属星的ｓ过程和ｒ过程对丰度的相对贡献，结合贫金属星重元素丰度，提出了一种计算不同金属度贫金属星重核素丰度的方法，并用镁的丰度观测值检验了我们的计算结果．     

AGB星He壳层内重核素丰度分布

以13C（α，n）16O及22Ne（α，n）25Mg作为双脉冲中子源，对于星族Ⅰ低质量AGB星，采用无分叉s-过程反应通道，结合最新恒星演化的计算结果，在各物理参量合理取值范围内，计算了He壳层内重核素核合成。结果表明，随着脉冲数的增加，逐渐达到渐近丰度分布。渐近分布达到后，He壳层内s-元素的丰度仅与平均中予辐照量τ0有关。     

近太阳金属丰度恒星的中子俘获元素丰度

在我们提出的利用３种中子俘获过程的典型元素丰度观测值研究不同金属度下不同核合成过程对重元素丰度的贡献的方法的基础上,计算了近太阳金属丰度恒星的重元素的平均丰度,并将计算结果与观测结果进行了比较 。     

钡星s-元素丰度的研究

采用角动量守恒的星风吸积模型,计算了5颗钡星的重元素丰度,并和观测结果作了比较.探讨了钡星的形成机制和中子俘获在重元素核合成方面所起的主导作用,及金属丰度对强钡星和弱钡星形成的影响.     

Discovery of three lead-rich stars

About half of the stable nuclei heavier than iron are believed to be synthesized during the late stages of evolution of stars with masses in the range 0.8-8 solar masses. These elements are then expelled into the interstellar medium through stellar winds after being 'dredged up' towards the surface of the stars. These processes occur when the star is in the 'asymptotic giant branch' (AGB) phase of its life. Nuclei (mainly iron) deep inside the star slowly capture neutrons and progressively build up heavier elements (the 's-process'). For AGB stars that formed early in the history of the Galaxy, and that therefore have very low abundances of elements heavier than helium ('metals'), models predict that the s-process will accumulate synthesized material with atomic weights in the Pb-Bi region. Such stars will therefore have large overabundances of lead relative to other heavy elements. Here we report the discovery of large amounts of lead in three metal-poor stars (HD187861, HD196944 and HD224959). Our analysis shows that these stars are more enriched in lead than in any other element heavier than iron. The excellent agreement between the observed and predicted abundances reinforces our current understanding of the detailed operation of the s-process deep in the interiors of AGB stars.     

中等质量AGB星He壳层内的重核素丰度

采用２２Ｎｅ（α,ｎ）２５Ｍｇ中子源和较新发表的中子俘获截面,计算了初始主序质量为７Ｍ○·,核心质量分别为１．３６,１．１６,０．９６Ｍ○·,重叠因子ｒ分别为０．１６７,０．２８２,０．４３的中等质量ＡＧＢ星Ｈｅ壳层内的重元素丰度随脉冲数的变化及达到渐近分布后各核素的丰度     

贫金属星的重核素丰度

利用太阳系的重核素丰度以及ｓ－过程、ｒ－过程的相对贡献,结合贫金属星重元素的观测值及星系化学演化的计算结果,计算了不同金属度贫金属星重核素丰度分布。     

3M_⊙AGB星重元素丰度的再研究

以13C（a,n）16O和22Ne（a,n）25Mg为中子源,对3M⊙低质量热脉冲AGB星,采用无分叉S－过程反应通道及较新的中子俘获截面,结合1997年给出的最新恒星演化计算结果,在平均中子辐照量τ0的合理取值范围内,计算了重元素丰度和碳氧比的演化,并给出理论计算结果与观测值的比较．     

Nucleosynthetic signatures of the first stars

The chemically most primitive stars provide constraints on the nature of the first stellar objects that formed in the Universe; elements other than hydrogen, helium and traces of lithium present within these objects were generated by nucleosynthesis in the very first stars. The relative abundances of elements in the surviving primitive stars reflect the masses of the first stars, because the pathways of nucleosynthesis are quite sensitive to stellar masses. Several models have been suggested to explain the origin of the abundance pattern of the giant star HE0107-5240, which hitherto exhibited the highest deficiency of heavy elements known. Here we report the discovery of HE1327-2326, a subgiant or main-sequence star with an iron abundance about a factor of two lower than that of HE0107-5240. Both stars show extreme overabundances of carbon and nitrogen with respect to iron, suggesting a similar origin of the abundance patterns. The unexpectedly low Li and high Sr abundances of HE1327-2326, however, challenge existing theoretical understanding: no model predicts the high Sr abundance or provides a Li depletion mechanism consistent with data available for the most metal-poor stars.