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.     

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.     

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.     

钡星的形成机制模型

Ba是对重元素核合成及星系化学演化的研究都有非常重要的意义。Ba星的重元素是超丰的，但其光度太低，认为还未演化到AGB阶段，并且没有观测到^99Tc核素。研究表明，Ba星应该属于双星系统，其重元素超丰来自双星吸积，它的伴星已经经历了S－过程核合成，而且由在以前发生的同其伴星（以前是AGB星，现已演化为白矮星）的质量传输过程中，从伴星那里获得了富含重元素的物质，这样造成了Ba星的重元素超丰。     

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。     

AGB星重叠因子的计算与分析

通过对AGB星演化的模拟,得到在不同金属丰度下的AGB星的初终质量关系及初始质量和初始金属丰度对AGB星重叠因子的影响．     

色球活动双星54CAM主子星的大气参量和金属丰度及磁场

根据 1998年在北京天文台用 2 .16m望远镜折轴阶梯光栅摄谱仪观测所得的高分辨( 6× 10 4 )、高信噪比 ( 2 0 0～ 30 0 )的 CCD光谱资料 ,利用细致光谱分析方法测定了 54CAM双星的主子星的大气参量 ,以及 Fe,Ti,Ni,Ca,Mn,V,Ba,Cr,Zr,Co和 L i等 11种金属元素的相对丰度 .对 Ca 三重线中的 854.2 14nm及 Hα 轮廓与参考星 UMa的谱线作了对比 ,研究了它的活动水平 .采用 Fe 的多重线统计分析方法 ,测定出 54CAM主子星的磁感应强度为 ( 580 5± 62 9)× 10 -4T,磁场覆盖因子为 ( 19± 5) % .     

钡星星风吸积模型的检验

考虑δr≠0和偏心率e二次以上的高次项,采用星风质量吸积的角动量守恒模型,并根据由此模型推出的星风吸积质量及轨道参量变化方程,重新计算了ζCap系统在星风吸积过程中吸积的物质质量和轨道参量的变化,从而进一步证实在分离双星系统,钡星通过星风吸积模型与其伴星发生了质量传输.     

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     

贫金属星重核素丰度的计算

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元素丰度。     

潮汐作用对Ba星系统轨道根数的影响

用整个系统的角动量守恒条件代替切向动量守恒条件，考虑轨道偏心率的二次以上的高次项和潮汐作用的影响，重新推导了星风质量吸积和轨道根数变化方程，在新的轨道根数变化方程的基础上计算了Ba星的星风质量吸积及轨道根数的变化，并和没有潮汐作用的情况作了比较。计算结果表明，潮汐作用使轨道周期较小的Ba星系统的能量减小，所以系统轨道的半长轴和轨道偏心率减小；潮汐作用对长周期的Ba星系统的影响很小；其大小依赖于恒星半径和2星距离的比。     

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.     

EDTA置换滴定法准确测定氯化钡中钡含量

建立了准确测定氯化钡中钡含量的EDTA置换滴定法.样品溶解后,先用AgNO3沉淀Cl-,沉淀经过滤,加入过量Ni(CN)2-4发生置换反应,然后在pH (9.0～10.0)的氨性缓冲溶液中,以紫脲酸铵为指示剂,用EDTA标准溶液滴定置换出的Ni2+.测定结果的相对标准偏差(RSD)仅为0.38 %,加标回收率(R)在 95.3 %～99.0 %之间.结果表明,改进后的方法,简单、准确、干扰小,测定结果与国家标准方法一致,相对偏差(RD)小于1.0 % (n=5).     

有机膦酸钡负载的新型固体强碱和超强碱

首次以多乙烯多氨乙基膦酸为原料合成了多乙烯多氨乙基膦酸钡载体(Ⅰ).载体用5%NaOH处理后,用金属钠(钾)处理制得固体强碱(Ⅲ),用苯基钠处理制得固体超强碱(Ⅳ).用IR、碱强度对它们进行了表征,用指示剂法测得固体强碱强度H-为15 0～18 4,超强碱强度H-为27 0～33 0.讨论了金属负载量对固体强碱量的影响,固体强碱催化苯甲醛和丙酮的羟醛缩合及醇与丙烯腈的氰乙基化反应,有较高的催化活性和较好的选择性,固体强碱催化剂可重复使用4～5次,且易于再生,是一种环境友好催化剂.     

脉冲星与夸克星

简要地回顾了脉冲星、中子星和夸克星的研究历史;总结了当前(特别是笔者所在研究小组)对于夸克星研究的进展并指出所面临的主要问题,特别讨论了区分普通中子星和夸克星的可能途径;给出了一些夸克星候选体以及未来可能的观测检验。     

通过贫金属星研究宇宙的增丰历史

贫金属星对于我们了解元素起源和宇宙的化学演化具有关键意义。本文将描述这些稀有天体的发现历史,分析它们的光谱确定其表面化学丰度的方法,以及如何利用它们的丰度模式来阐释其起源与演化。     

强磁场对中子星壳层中^62 Mn的β衰变的影响

分析了强磁场作用下中子星壳层中的β衰变率，以核素^62 Mn 为例计算表明：弱磁场对中子星壳层中的β衰变几乎没有影响，强磁场（B〉10^8 T）使β衰变率显著增大．