外赋AGB星s-元素丰度与金属丰度的关系

以内禀AGB星重元素丰度的演化和外赋AGB星重元素超丰的计算为基础,计算了外赋AGB星较重s-元素丰度、较轻s-元素丰度、重s-元素和s-元素丰度的比与平均中子辐照量的关系,从理论上定量解释了外赋AGB星s-元素与金属丰度的逆相关性.     

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.     

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。     

物质吸积的外赋AGB星参数化模型

以单星的参数化慢中子俘获过程核合成模型为基础,提出了包含物质吸积的外赋AGB星参数化模型:在双星系统中,采用稳定的洛希瓣物质转移率.通过逐次脉冲将主星外包层的物质转移给伴星,伴星表面的物质经多次混合而最终形成外赋AGB星.此外,利用此模型较好地拟合了HD201626和HD196944的表面元素丰度.     

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.     

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。     

计算平均中子辐照量新公式的验证

最近的研究结果指出,低质量AGB(asymptotic giant branch)星辐射s-过程核合成模型氦壳层核合成区域的中子辐照量分布,同以前的对流核合成模型一样仍然非常接近指数分布;但是每个脉冲的中子辐照量Δτ和平均中子辐照量τ0之间的关系却不再是τ0=-Δτ/lnr,而近似为τ0=-Δτ/ln{q[1.002 0+0.660 2(r-q)+4.612 5(r-q)2-10.896 2(r-q)3+13.913 8(r-q)4]}(r为重叠因子,q为13C壳层占氦壳层的质量比例).利用文献对26颗Ba星以及太阳系s-过程元素观测丰度恒星模型核合成数值计算的拟合结果,以及经典模型的拟合结果,对新关系式进行了检验.结果表明,该关系式对其中的19颗Ba星以及太阳系都是适用的,对于另外7颗Ba星,关系式的失效可从模型参量数值的选择以及2种拟合机制的差异性等方面得到解释.研究结果证明了新关系式的可靠性.     

重金属星的形成

重金属星是重金属丰度超丰的星,重金属是通过中子俘获形成的,中子俘获有两种过程,快中子俘获过程（r-过程）,慢中子俘获过程（s-过程）,AGB星是产生重金属的重要产地,贫金属的AGB星容易形成铅星,这已获得观测的支持。     

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     

太阳系的中子辐照量分布

采用星系化学演化解析模型,结合脉冲AGB星慢中子俘获(s-过程)核合成理论,以AGB星s-过程单辐照解为前提,推导了单辐照情况下太阳系的中子辐照量分布,并将所得结果与利用参数化s-过程模型的计算结果及采用规范多事件s-过程模型的计算结果进行了比较,研究发现,计算结果与文献给出的中子辐照量分布在趋势上是一致的,但量级上有些偏差.这证明了只考虑AGB星的单辐照情况还不足以解释太阳系的中子辐照量分布,还应该考虑中子辐照量指数分布的贡献.     

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.     

恒星典型中子俘获元素丰度观测误差对分量系数的影响

根据贫金属星中子俘获元素丰度的计算模型，研究了典型中子俘获元素丰度的观测误差对代表各核合成过程相对贡献的分量系数的影响，给出了分量系数的变化范围。     

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.     

Imprints of fast-rotating massive stars in the Galactic Bulge

The first stars that formed after the Big Bang were probably massive, and they provided the Universe with the first elements heavier than helium ('metals'), which were incorporated into low-mass stars that have survived to the present. Eight stars in the oldest globular cluster in the Galaxy, NGC?6522, were found to have surface abundances consistent with the gas from which they formed being enriched by massive stars (that is, with higher α-element/Fe and Eu/Fe ratios than those of the Sun). However, the same stars have anomalously high abundances of Ba and La with respect to Fe, which usually arises through nucleosynthesis in low-mass stars (via the slow-neutron-capture process, or s-process). Recent theory suggests that metal-poor fast-rotating massive stars are able to boost the s-process yields by up to four orders of magnitude, which might provide a solution to this contradiction. Here we report a reanalysis of the earlier spectra, which reveals that Y and Sr are also overabundant with respect to Fe, showing a large scatter similar to that observed in extremely metal-poor stars, whereas C abundances are not enhanced. This pattern is best explained as originating in metal-poor fast-rotating massive stars, which might point to a common property of the first stellar generations and even of the 'first stars'.     

中子俘获元素钡和锶丰度的相关性研究

根据目前贫金属星中元素钡和锶的观测丰度 ,发现二者具有明显的线性相关关系 ,采用通常的最小二乘法拟合出 [Sr/H]和 [Ba/H]的线性回归方程 ,并利用 F-检验法和相关系数 r检验法对回归效果作了显著性检验     

贫金属星钡和铕丰度的相关性

根据目前已测得的贫金属星中重元素钡和铕的观测丰度,利用通常的最小二乘法确定了[Eu/H]和[Ba/H]之间的线性相关关系,并利用F-检验法和相关系数r检验法对回归效果作了显著性检验.结果表明,贫金属星中[Eu/H]和[Ba/H]之间确存在着显著的线性相关关系,在星系形成早期的极贫金属情况下,重元素钡和铕可能都是由r-过程产生的.     

Ba星系统的星风吸积及污染因子

用整个系统的角动量守恒条件代替切向动量守恒条件,且δr ≠ 0,考虑轨道偏心率的高次项,推导了星风吸积质量及轨道参量变化方程.在此基础上计算了 Ba星系统在星风吸积过程中吸积的物质量和轨道参量的变化,并讨论了影响Ba星污染因子的 因素.     

Superflares on solar-type stars

Solar flares are caused by the sudden release of magnetic energy stored near sunspots. They release 10(29) to 10(32)?ergs of energy on a timescale of hours. Similar flares have been observed on many stars, with larger 'superflares' seen on a variety of stars, some of which are rapidly rotating and some of which are of ordinary solar type. The small number of superflares observed on solar-type stars has hitherto precluded a detailed study of them. Here we report observations of 365 superflares, including some from slowly rotating solar-type stars, from about 83,000 stars observed over 120 days. Quasi-periodic brightness modulations observed in the solar-type stars suggest that they have much larger starspots than does the Sun. The maximum energy of the flare is not correlated with the stellar rotation period, but the data suggest that superflares occur more frequently on rapidly rotating stars. It has been proposed that hot Jupiters may be important in the generation of superflares on solar-type stars, but none have been discovered around the stars that we have studied, indicating that hot Jupiters associated with superflares are rare.