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     

金属丰度和对流超射对恒星演化影响的初步探讨

文章采用了pd90程序模拟了5 M⊙的恒星,在主序和主序后的演化情况。并且根据其程序给出的计算结果,绘出了5 M⊙恒星的赫罗图。选择金属丰度和对流超射的不问参数,形成六条赫罗图线。在赫罗图中,对5 M⊙的恒星其金属丰度和对流超射对恒星演化的影响进行讨论。从赫罗图中的lgL/L⊙和lgTeff,与演化时间序列图,可以直观的得出金属丰度和对流超射变化对恒星演化的影响。     

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．     

地球和太阳的元素丰度对比及其对太阳系起源和演化的意义

一、对比的资料和处理(一)地球的元素丰度值用来对比的地球元素丰度,是笔者(1976)按照地球层壳模型,采用地球物理类比法重新计算的数据。这些数据包括83种铀前元素的地球丰度值,其中12种元素的丰度占了地球质量的99.12%,其余71种元素的丰度不足1%。这12种主要元素的地球丰度如下:(重量%) Fe 32.49, O 29.06, Mg 16.23, Si 13.39; S 3.79, Ni 1.63; C2 0.92, Al 0.91, Na 0.49, Cr 0.15, Mn 0.12, P 0.10. (二)太阳的元素丰度值用来对比的太阳元素丰度,是引用Green 1969年发表的数据。这些数据是根据Aller、Suess和Urey、Biswas等人的资料综合求得的,因为太阳的元素丰度资料是根据太阳光谱测定的,所以它实际上反映的只是太阳大气层的元素丰度,而不是代表整个太阳的化学组成。     

从元素的宇宙丰度研究地球的元素丰度

对地球化学元素分布的研究,已有一百多年的历史。通过取样分析和陨石推测得到地球结构各部分的平均化学成分,是一项十分艰巨的工作,付出了大量的劳动。但是,由这种方法确定的地球元素丰度值(见表1第四、五列),仍有很大的推测性,而且尚有三分之二的地球元素丰度,仍然是一片空白。 1956年H.Suess和H.Urey积元素丰度研究之大成,得出了元素的宇宙丰度,1957年在此基础上建立了恒星元素合成理论(即B~2FH理论),至此元素起源的研究建立在可靠的理论基础上。1973年Cameron得到的太阳系元素丰度,与元素的宇宙丰度值是非常相近的。不少人认为,现在得到的元素宇宙丰度主要仍是太阳系的元素丰度。     

铽氧化行为的研究

报道了在其它稀土存在下，铽氧化行为的研究结果，并讨论了其氧．化机理。实验结果表明，在适当配比下，加入其它稀土后，铽的氧化率与Ｔｂ－Ｏ系统相比都有不同程度提高。     

论宇宙线中元素丰度和同位素丰度的反常

本文将近几年来实验得到的宇宙线元素丰度和同位素丰度,与太阳系的元素丰度和同位素丰度进行了比较,得出了宇宙线元素丰度有十大差异,同位素丰度有七大反常,最后作了五方面的讨论。     

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。     

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 。     

地壳的同位素丰度

文中指出了现有地壳同位素丰度资料存在的问题,并说明了需要重新计算地壳同位素丰度的原因。然后笔者根据新近采用区域地球化学方法算出的地壳元素丰度资料,通过地壳原子丰度的换算,求得地壳同位素丰度的最新计算值。     

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.     

关于元素丰度问题

基于元素自然存在的量和质的两种属性提出了“元素状态丰度”的新词，并由此而赋予了化控异常新的含义。划分了内生作用中元素可能的存在状态。论述了元素丰度重要的地质和应用意义。     

高氯酸铽、六氟磷酸铽与二苯基亚砜、苯丁基亚砜配合物的发光

合成了Ｔｂ（ＤＰＳＯ）６·（ＣｌＯ４）３、Ｔｂ（ＤＰＳＯ）７·（ＰＦ６）３及Ｔｂ（ＰＢＳＯ）６·（ＣｌＯ４）３配合物（ＤＰＳＯ为二苯基亚砜ＰＢＳＯ为苯丁基亚砜）．在室温下测定了它们的固体粉末荧光激发和发射光谱，结果表明Ｔｂ（ＤＰＳＯ）６·（ＣｌＯ４）３配合物中Ｔｂ３＋的发光强度最高，其中５Ｄ４→７Ｆ５跃迁谱带强度高达８０６．２ｃｄ，Ｔｂ（ＤＰＳＯ）７（ＰＦ６）３配合物中Ｔｂ３＋发光强度次之，Ｔｂ（ＰＢＳＯ）６（ＣｌＯ４）３配合物中Ｔｂ３＋的发光强度最弱．这说明二苯亚砜做为配体受激后向Ｔｂ３＋离子传递能量的效率高于苯丁基亚砜，另外ＣｌＯ４－做为阴离子也可增加Ｔｂ３＋的发光强度，原因是部分外界ＣｌＯ４－离子可进入内界参予配位，降低了配合物的对称性，部分解除了跃迁禁律，提高了Ｔｂ３＋的发光强度．     

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。     

高氯酸铽,六氟磷酸铽与二苯基亚砜,苯丁基亚砜配合…

合成了Ｔｂ（ＤＰＳＯ）６·（ＣｌＯ４）３、Ｔｂ（ＤＰＳＯ）７·（ＰＦ）及Ｔｂ（ＰＢＳＯ）６·（ＣｌＯ４）３配合物（ＤＰＳＯ为二苯基亚砜ＰＢＳＯ为苯丁基亚砜）。在室温下测定了它们的固体粉末荧光激发和发射光谱，结果表明Ｔｂ（ＤＰＳＯ）６·（ＣｌＯ４）３配合物中Ｔｂ＾３＋的发光强度最高，其中＾５Ｄ４→＾７Ｆ５跃迁谱带强度高达８０６．２ｃｄ，Ｔｂ（ＤＰＳＯ）７（ＰＦ６）３配合物中Ｔｂ＾３＋发光强度次之，Ｔ     

元素丰度与原子结构的关系

本文以元素周期为基础对地球地壳元素丰度进行研究，探讨了地壳元素丰度与元素在周期表中的位置，原子序数（大小、奇偶）、原子结构、原子核结构的关系。     

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。     

SrBPO_5中铕和铽的发光

利用Ｅｕ３＋和Ｔｂ３＋的电子组态具有共轭性的原理,在空气中合成了ＳｒＢＰＯ５：Ｅｕ,Ｔｂ荧光体系,研究了其光谱特征,发现Ｅｕ３＋和Ｔｂ３＋和Ｅｕ２＋共存于该体系中,且Ｅｕ２＋的发光强度随Ｔｂ３＋离子浓度的增大而增强．     

铽激活硫氧化镧的发光性能

用氧化镧铽在高温下的硫化法,合成了含铽量为5×10~(-5)—7×10~(-2)(以克原子比计算)的硫氧化镧铽(La_2O_2S:Tb)。研究了这些试样在254nm紫外线、阴极射线和X射线激发下的发光特性。三种激发发光的亮度随铽含量的增加而增大,当铽含量在5×10~(-3)左右时,发光增至极大,随后又有所降低。含铽4×10~(-3)的La_2O_2S试样阴极射线发光的光度效率可达62.8流明/瓦。La_2O_2S:Tb各试样的紫外光、X射线和阴极射线激发的发光光谱很相似,都包括相应于Tb~(3 ) ~5D_4→~7F_J跃迁的489、545、587和620nm四组谱线,而不显示有Tb~(3 )的~5D_3→~7F_J的跃迁。各谱线的相对强度在所研究的铽浓度范围内没有变化,各试样的色度值也不变。