AGB星中子辐照量分布的特点

根据13C辐射燃烧的低质量AGB(asymptotic giant branch)星s-过程核合成模型,考察氦壳层核合成区域中子辐照量分布(简称DNE)的特点.结果表明,辐射s-过程核合成模型的DNE,即ρAGB(τ),与重叠因子r、核合成区域的质量比q、每次中子照射的最大辐照量rmnx和脉冲次数m等参数有关.增大各参量的值,都会使具有较大中子辐照量的种子核比例增加,但程度不同.r和m影响较小,q和rmnx影响较大,且q与r值相差越多q的影响越显著.选择合适的模型参数,还可以给出太阳系的DNE.根据AGB星s-过程核合成数值汁算的结果确定q,r,m的值,通过对多事件模型的结果进行最小二乘法拟合选择rmax的值,最后给出太阳系的DNE.     

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.     

AGB星s-过程核合成:中子辐照量渐近分布

根据13C壳层在脉冲间隔期间辐射燃烧释放中子的AGB星s(slow) 过程核合成模型,采用3层简化假设,研究了氦中间壳层的中子辐照量渐近分布。结果表明,中子辐照量分布不再是通常所认为的指数形式,曲线先有一个简短的上升然后再单调下降,但除中子辐照量较低的一个小区域外,分布曲线仍与指数分布非常接近。这与根据恒星模型进行的核合成计算结果一致。     

AGB星He壳层内重元素丰度的变化

采用新的s-过程核合成模型和分叉s-过程反应通道，计算了太阳金属丰度3MTP-AGB星He壳层内重元素核合成，结果表明，中子辐照量小于标准情况时，丰度不能达到渐近分布，中子辐射量子大于标准情况时，达到渐近分布所需的脉冲数为5－10个，中子辐射量参数的合理取值范围为标准情况的0．5－2．5倍。     

元素核合成理论

在星际演化过程中 ,通过热核聚变和中子俘获等核反应 ,合成了氢、氦直到原子序数为 92的铀的所有原子核。本文简单介绍元素核合成的 8种核反应过程。     

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.     

以Ti为弹核研究超重核的合成机制

近年来,合成超重核已经成为核物理研究的热点问题,无论在实验还是在理论上都取得较大地进展。这里选择50 Ti作为弹核去轰击靶核,来合成更重的超重核[1],用到的模型为两步模型,第1步为弹靶的粘连阶段,第2步为弹靶形成复合核阶段,且都用朗之万方程来描述。首先,系统地计算出合成超重核的生成截面,包括粘连几率、形成几率、熔合几率;其次,进一步研究了以50 Ti作为弹核研究超重核的合成机制,给出各反应的剩余截面、分离能、激发能、壳修正能、反应能值与质量数的关系,说明以上物理因素对机制的影响;最后,分析了合成超重核的同位素依赖性,研究表明,超重核的形成是一个极其复杂的动力学过程,其形成几率受诸多方面的影响。     

共轭核（N = Z）低激发谱特征的微观 相互作用玻色子模型研究

在唯象和微观玻色子相互作用模型（IBM）中, 由于存在中子-质子自由度, 它们对激发能的相对贡献率始终没有研究清楚. 本研究提出: 假定处在同一大壳层上中子数和质子数相等（N = Z）的共轭核中, 它们对低激发态应该贡献出相等的激发能, 这就绕开了对它们能量分摊评估的一大难题. 本文采用28~50核子大壳层的实验能级值, 对6个偶-偶核, 64Ge6832, Se34, 72Kr7636 , Sr38 , 80Zr40 和84Mo42, 的低激发能谱作了理论计算, 计算能谱很好地再现了复杂的实验测量谱, 支持上述推测. 据此得到的能级值, 中子-质子间等效相互作用强度参数等可以作为进一步研究的起点.     

Au@MnO核壳纳米材料用于肿瘤诊断与治疗

利用高温热分解法合成了球形Au纳米颗粒,并在其表面生长一层MnO,构建了Au@MnO核壳结构纳米材料.磁共振成像结果表明,顺磁性Mn O壳层能够加速水分子中1 H原子核的纵向弛豫,具有磁共振成像诊断能力.光热转换实验表明,Au核表现出明显的近红外吸收和良好的光热升温效果.通过尾静脉将Au@Mn O核壳结构纳米材料注射进...     

s+r星单辐照模型与对流模型参数的对比研究

将解释s r星元素丰度的单辐照和对流2种参数化模型的最佳拟合参数进行了对比,找出了这些参量的分布规律以及各参量之间的关系,得到了s-过程和r-过程核合成相关信息,进一步确定了s r星的主要形成机制.还对文献[13]做了有益的补充,给出了单辐照模型r-过程分量系数与s-过程分量系数之间的关系图.     

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。     

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'.     

层间耦合对多壁纳米碳管光学特性影响的研究

研究了耦合效应对多壁纳米碳管非线性光致发光的影响.采用π 轨道紧束缚模型,从理论上得到了层间耦合会减小多壁碳纳米管的带隙和电子跃迁几率.从而说明了多壁碳纳米管的荧光很难观察到的原因.     

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.     

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     

星系中子辐照量分布函数

先引入随时间t变化的星系中子辐照量分布函数gρal(t,τ)描述各演化阶段星系s-过程核素丰度的分布规律.利用星系化学演化的三成分模型导出星系中子辐照量分布函数的演化方程,从而建立星系的中子辐照量分布函数gρal(t,τ)与AGB星的中子辐照量分布函数ρAGB(τ)之间的关系.取AGB星中子辐照量为指数分布,当取t=t⊙时,得到了太阳系的中子辐照量分布Sρun(τ).     

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.     

500A Mev 56Fe-Em作用中的射弹a碎片研究

通过对500 A MeV 56Fe诱发乳胶核反应产生的射弹a碎片的出射几率及角分布进行研究,结果表明56Fe与三种靶作用产生射弹a碎片的几率整体上都是随着射弹a碎片多重数的增加而减小,即,在边缘碰撞中,铁核不论与轻靶还是重靶作用,主要产生低多重数的射弹a碎片;a粒子的投影角分布可以用单一的高斯分布进行描述;而a粒子的发射角分布要用两个不同宽度的高斯分布的叠加进行拟合.