核心坍缩超新星中心黑洞超吸积在星系尺度上的贡献

核心坍缩超新星(Core-Collapse Supernova,CCSN)是大质量恒星演化末期的爆发现象,产生了宇宙中大多数的中子星和恒星级黑洞等致密天体.爆发可能伴随着强磁场中子星或黑洞超吸积引发的剧烈长时标伽马射线暴.CCSN还被认为是宇宙重元素的主要来源之一.本综述介绍了我们近期对CCSN中心黑洞超吸积过程的系列研究成果,主要包括研究了大质量星系中心附近伽马射线暴余辉阶段,因大量暗物质粒子湮灭电子注入而引发的光变和能谱的形态变化,探讨了其作为暗物质探测手段的可能性;研究了坍缩星框架下,中微子主导吸积流外流对核合成的贡献,及对太阳临近空间、(活动)星系等化学组分和演化的影响;最后,从数值模拟角度讨论了CCSN起源的致密天体质量分布,给出了低质量间隙可能起源于CCSN爆发能量分布的结论.     

对低质量X射线双星4U 1636-53中mHz QPO中子星表面热辐射的研究

毫赫兹频率上的准周期震荡(mHz QPO)起源于中子星表面一种特殊模式的核燃烧,现阶段观测上对mHz QPO出现时中子星表面物理环境的研究仍非常有限.本文基于XMM-Newton望远镜对中子星X射线双星4U 1636-53的观测数据,通过能谱分析研究mHz QPO出现前后黑体热辐射成分的性质.研究显示,mHz QPO出现时中子星表面黑体辐射成分的温度降低了0.05 keV,热辐射流量降低了0.31×10^-10erg·cm^-2·s^-1.结果表明此次观测中,mHz QPO出现前燃烧区域的局部吸积率可能高于理论模型中选用的值.另外,mHz QPO发生时中子星表面热辐射流量的降低可能导致表面热辐射区域温度的降低.     

远红外亮类星体的研究进展

远红外亮类星体是极亮红外星系中具有I型活动星系核光谱特征的天体,光学光谱研究表明它们在光学波段的辐射主要由中心活动星系核主导,其中心超大质量黑洞的质量为107~108M☉,且有超爱丁顿吸积率.与光学选类星体相比,远红外亮类星体在远红外波段存在明显的辐射超出,这可能是由其核区周围~1 kpc尺度内的星暴活动(恒星形成率约为几百M☉yr-1)加热尘埃造成.对分子气体进行观测发现远红外亮类星体的宿主星系中存在约109~1010M☉的分子气体,这些分子气体可以为黑洞和核球的增长提供"原料".几乎所有远红外亮类星体都处于富气星系并合的晚期,是极亮红外星系向光学选类星体演化的过渡天体.     

物态方程对初生中子星星风动力学的影响

初生中子星中微子驱动的星风被认为是r-过程和p-过程发生的场所之一.基于牛顿流体动力学方程组,我们讨论了3种不同物态方程（（i）严格物态方程;（ii）忽略正负电子对简并参数;（iii）忽略气体压强）对初生中子星中微子驱动星风动力学的影响.结果发现,忽略简并参数的物态方程是个很好的近似;忽略气体压强的物态方程会明显地降低星风的密度、温度,提高速度和核子熵,但电子丰度几乎不会改变.同时星风物质溢出率、动力学时标等影响核合成的重要参量都有明显的改变.对1.4M⊙的典型中子星模型,我们发现在反中微子光度为8×1051ergs1时,星风物质是富中子的,采用不同的物态方程可能使诞生的快中子俘获元素的平均质量数最大相差6;在反中微子光度为1×1051ergs1时,星风物质是富质子的,质子俘获重核的相对丰度可能相差一倍,因此考虑合适的物态方程是极为重要的.     

超新星诞生率和Ⅰ型超新星

超新星(简称 SN)是恒星世界中最激烈的爆发现象.它爆发时的光度约为10~7-10~(10)太阳光度,释放能量为10~(47)—10~(52)尔格,光变幅超过17个星等,即突然增亮千万倍至上亿倍.爆发结果或是将恒星物质全部抛散成为星云遗迹;或是抛射掉大部分质量,遗留下的物质塌缩为白矮星、中子星或黑洞.历史文献表明,银河系不断有超新星爆发,从1885年至今已观测到五百多颗河外星系超新星.超新星按其特性分为两类,称为Ⅰ型超新星和Ⅱ     

重复快速射电暴FRB 121102白矮星和中子星双星模型的再研究

快速射电暴(FRB)是宇宙中忽然出现的短暂而明亮的射电爆发现象,它的物理起源至今还是一个谜.重复快速射电暴可能源于一个具有强偶极磁场的中子星和磁化的白矮星组成的致密双星系统.当白矮星充满它的洛希瓣时,物质将会通过拉格朗日点从白矮星转移到中子星.一次爆发之后,白矮星可能被踢开.对于唯一已知的重复暴源FRB 121102,总共探测到41次重复爆发.用已知的红移数据,根据41次重复爆发的数据,我们再次研究了白矮星-中子星的双星模型,肯定了这样一个间歇的洛希瓣外流机制可能可以解释FRB 121102的重复爆发行为,并且相邻爆发的时间间隔和其后的暴的流量之间不存在相关性,这也与我们的洛希瓣外流机制相符.     

两个星风吸积模型的比较

利用KOMIYA和LIU的2个星风吸积模型计算了富碳极贫金属星(CEMP星)和CH星表面C丰度与轨道周期P终值的关系、污染因子R同轨道周期P终值的关系,以及轨道半长轴A随伴星质量M2的变化。从而对2个星风吸积模型进行了比较。从计算结果可以看出,2个星风吸积模型是一致的。     

原子核的有限体积效应对高离化态类氢元素内壳层电偶极跃迁几率的影响

在全相对论框架下计算了Fermi核模型和点电荷核模型下计算的高离化态类氢离Z=80~116、主量子数n=1~3壳层的所有可能的E1跃迁的电偶极跃迁几率差△A随质量数A的变化关系。计算表明,原子核的有限体积效应对中高Z类氢元素内壳层跃迁几率有着显著的影响,在相关的高精度计算中必须考虑其影响。     

考虑时间延迟后较重r-过程元素的化学演化

考虑有效产生r-过程(快中子俘获过程)元素的Ⅱ型超新星延迟爆发的因素,大体上经过10次大质量Ⅱ型超新星(M>35 M⊙)先爆发后,产生r-过程元素的Ⅱ型超新星(M=(28～35) M⊙)才开始爆发. 从星系化学演化角度看,r-过程元素的主要来源为较大质量Ⅱ型超新星(M=(28～35) M⊙). Ⅱ型超新星占Ⅱ型超新星总数的4%.核合成区域内种子核和中子源主要来自恒星自身的核反应.经计算得到星系晕中较重的r-过程元素Eu,Ba,Ce,La,Nd,Pr,Sm等元素丰度的离散情况及其化学演化.     

中子星壳层中强磁场与β衰变

 基于原子核壳层模型,分析了在强磁场作用下中子星壳层中的β衰变率,并以反应⁶³Co(β^-)⁶³Ni为例作详细计算.结果表明:弱磁场对中子星壳层中的β衰变几乎没有影响,强磁场(B>10⁸T)使β衰变率显著增大;同时在相同的磁场强度下,基态的β衰变比激发态的β衰变所受影响更大.这些结论对进一步研究中子星晚期演化和双中子星系统快中子俘获过程的核合成是有意义的.     

HO_2与Cl反应机理及动力学性质的理论研究

揭示Cl对HO_2的消耗机制对改善大气环境质量具有指导作用,文中采用CCSD(T)/aug-cc-pVTZ//M06-2X/6-311++G(2d,2p)计算方法研究了HO_2+Cl抽氢和抽氧反应机理.研究发现,该反应共有R1(~3O_2+HCl,路径1)、R2(~1O_2+HCl,路径2)和R3(ClO+OH,路径3和路径4)三条反应通道,其中路径1和路径3分别为抽氢和抽氧通道的优势路径.利用经典过渡态理论(TST)与变分过渡态理论(CVT)并结合小曲率隧道效应模型(SCT),分别计算了抽氢和抽氧通道主路径1与路径3在213～320 K温度范围的内k~(CVT/SCT)值.结果表明,在213～320 K温度范围内路径1的速率常数为4.69×10~(-11)～3.98×10~(-10) cm~3·molecule~(-1)·s~(-1),比路径3的速率常数高出了13～19个数量级,即路径1是HO_2+Cl反应进行的主通道,298 K时路径1的速率常数(6.27×10~(-11) cm~3·molecule~(-1)·s~(-1))与实验值(6.80×10~(-11) cm~3·molecule~(-1)·s~(-1))相吻合.此外,在213～320 K温度范围内,变分效应对路径1的速率常数影响较小,而隧道效应在低温段对路径1的速率常数有显著影响.     

兰州九洲台黄土剖面古地磁研究

兰州黄土剖面厚约335m。含有28层淡红褐色古土壤,该剖面共采集古地磁样品约10块。进行了岩石磁学和古土壤学方面的研究。结果表明:该剖面所含磁性矿物主要为磁铁矿,并含极少量赤铁矿、钛铁矿。天然剩磁强度平均为5×10~(-5)emμ/cm~3,磁化率为60-20×10~(-6)emμ/oc、B/M界限位于L_8中,哈拉米洛(J)亚带位于S_(10)至S_(11),在B/M界限与J亚带之间有一正极性地层段,为松山负极性时最末期的一次正极性倒转,兰州黄土最早形成于14×10~5年。     

太阳系的形成

现太阳内核是一颗中子星,中子星是发育为恒星的恒星胚,恒星胚发育开始后,其中的中子经β衰变蜕变为恒星氢,氢核再蜕变为核中子、核质子组成各种元素,故行星卫星是太阳发育聚集的轻重元素物质依次抛射出的子体。     

B型热亚矮星模型的创建和星震学分析

利用恒星结构演化程序将1.6M⊙左右的小质量星演化到红巨星顶点,在氦闪结束后经过大量的质量损失,使得恒星总质量约为0.5M⊙.此时恒星中心为一个开始燃烧的氦核,外部为稀薄的氢壳层(氢壳层的质量Menv≤0.02M⊙),称为初始B型热亚矮星模型(B-type hot sub-dwarf star,简称sdB星).对于不同质量和氢壳层的初始sdB星模型,表面有效温度和重力加速度都不同,但都分布在零龄极端水平分支与终止极端水平分支之间,并且它们的演化轨迹相似.本文由sdB星的理论演化模型得到了它的内部结构参量,并进行星震学分析.结果发现随着恒星的演化,表面有效温度较高时检测到有p模式(p-modes)震动,较低时检测到有g模式(g-modes)震动,在这两个区域之间,两种模式共存.p-modes包括径向震动(l=0)和非径向震动(l=1～5),周期为80 ～ 600 s.只有非径向低球谐度(l=1 ～5)的g-modes,周期为1 800 ～9 000 s.将热亚矮星的结构参数代入绝热线性震动程序中,得到Brunt-V(a)is(a)l(a)频率、Lamb频率、本征频率、惯性参数等,并研究了sdB星的震动特性.     

核子“直接URCA”过程发生的条件和中子星的冷却机制

讨论了核子的“直接ＵＲＣＡ”过程发生的条件，发现在ＵＶ１４＋ＵＶⅡ态式描述的中子星物质中，核子的“直接ＵＲＣＡ”过程发生的条件是质子数分数必须超过０．１４；强调在中子昨丙“标准冷却”机制和“非标准冷却”机械可能同时存在；对几个没质量中子星的冷却过程的计算结果表明，引力 质量小于约１．６Ｍ的中子星核内应发生“标准冷却”过程，而在引力质量大于约１．６Ｍ的中子星核内可能存在２种冷却机制。     

重庆新白沙沱长江特大桥施工江段鱼类时空分布特征研究

【目的】了解重庆新白沙沱长江特大桥施工江段鱼类的时空分布特征及对该特征可能有影响的环境因子。【方法】于2015年12月22日和2016年3月29日、8月3日、11月2日在大桥上下游江段使用Simrad EY60回声探测仪对渔业资源进行水声学调查。【结果】4次调查结果显示:大桥上游江段的鱼类平均密度分别为5.8×10~(-3),9.1×10~(-3),24.6×10~(-3)和8.4×10~(-3)个·m~(-3),大桥下游江段的鱼类平均密度分别为7.4×10~(-3),15.3×10~(-3),39.4×10~(-3)和20.6×10~(-3)个·m~(-3);2016年8月3日在大桥下游江段探测到的鱼类密度大于其他3次调查在同一江段探测到的鱼类密度,差异具有统计学意义(p0.05)。【结论】新白沙沱长江特大桥上下游江段鱼类密度分布不均,下游的鱼类密度比上游的大,夏季的鱼类密度比冬、春季的大;鱼类密度的空间差异性和季节差异性可能与鱼类生命活动的季节变化、当地的河流环境差异相关,也可能与桥梁的施工影响相关。     

Cd~(2~ )离子与牛血清白蛋白结合的定电位法研究

用定电位、定pH滴定法研究了Cd~(2 )离子与牛血清白蛋白(BSA)的结合。在滴定过程中溶液的pH用基本上不与金属离子络合的硼酸—硼酸钠—甘油缓冲溶液维持。在所研究的自由Cd~(2 )浓度(6×10~(-7)—1×10~(-3)M)和BSA浓度(3×10~(-6)—6×10~(-5)M)范围内,当pH=6.94±0.02、μ～0.5及t=25℃时,Cd~(2 )与BSA只生成MpHqA型的单核络合物。每个BSA分子结合的Cd~(2 )离子的平均数Z_B(b)与自由Cd~(2 )离子浓度b的关系可以经验地表示为Z_B(b)=4.6748 0.2978lnb 1.4050×10~4b-7.2592×10~6b~2。BSA对Cd~(2 )离子大致有两类结合部位,它们与Cd~(2 )离子结合的本征平衡常数分别为4.67×10~5和3.58×10~3。     

水玻璃锌酸盐镀锌研究——Ⅲ、简单锌硅络离子组成与稳定常数测定

本文研究稀锌硅酸溶液中简单锌硅络合物的形成.用浓差电动势法与极谱法测定这些络合物的组成与稳定常数.结果表明:OH~-与硅粒子间存在着对锌的竞争性络合作用.在Zn≤0.02M、OH~-为1～2M与Si为0～0.5M的范围内存在[Zn(OH)_4]~(2-)、[Zn(OH)_3·SiO(OH)_3]~(2-)及[Zn(OH)_2(SiO_2(OH)_2)_2]~(4-)三种锌络离子.在离子强度I=5.0M、30℃时它们的稳定常数相应为3.0×10~(15)、1.2×10~(16)与6.2×10~(16).     

PVC膜铂(Ⅳ)离子选择性电极的研制

本文介绍了PVC膜铂离子选择性电极的研制过程及性能。电极响应曲线的线性范围为:3×10~(-3)～1×10~(-6)M,电极斜率为:29MV/△PC,适宜的PH范围是:3～6,电极的正向导电内阻为0.3MΩ,反向为无穷大。     

大质量中子星可包含超子

在相对论平均场理论(RMFT)框架下考虑超子自由度, 用7个参数组计算中子星的质量, 并分析超子耦合常数对中子星最大质量的影响. 结果表明: 对应状态方程（EOS）较硬的3个参数组（NLSH,NL3,NL2）, 中子星的最大质量可达已观测到中子星PSR J0348+0432和PSR J1614-2230及双中子星合并GW170817中给出的质量, 即大质量中子星结构中可包含超子相; 随着超子耦合常数χ的增大, 状态方程变硬, 中子星最大质量增大; 当NLSH参数组的χ≥0.6时, 中子星最大质量均大于2M⊙（M⊙为太阳质量）. 因此, 合理选择状态方程较硬的参数组与较强超子耦合常数可获得大质量中子星.