CEMP星HE 1005-1439中子俘获元素天体物理来源的研究

HE1005-1439是一颗金属丰度极低([Fe/H]～-3.0)的碳增丰贫金属星(Carbon Enhanced Metal-Poor,CEMP),该星的s-过程元素显著超丰([Ba/Fe]=1.16±0.31,[Pb/Fe]=1.98±0.19),而r-过程元素温和超丰([Eu/Fe]=0.46±0.22),使用单一的s-过程模型和i-过程模型均不能拟合该星中子俘获丰度分布.采用丰度分解的方法探究该星化学元素的天体物理来源可有助于理解CEMP星的形成和化学演化.利用s-过程和r-过程的混合模型对其中子俘获元素的丰度分布进行拟合,发现该星的中子俘获元素主要来源于低质量低金属丰度AGB伴星的s-过程核合成,而r-过程核合成也有贡献.     

CEMP星HE1005-1439中子俘获元素天体物理来源的研究

HE1005-1439是一颗金属丰度极低([Fe/H] ~ - 3.0)的碳增丰贫金属星(Carbon Enhanced Metal-Poor,CEMP), 该星的s-过程元素显著超丰([Ba/Fe] = 1.16±0.31, [Pb/Fe] = 1.98±0.19), 而r-过程元素温和超丰([Eu/Fe] = 0.46±0.22), 使用单一的s-过程模型和i-过程模型均不能拟合该星中子俘获丰度分布. 采用丰度分解的方法探究该星化学元素的天体物理来源可有助于理解CEMP星的形成和化学演化. 利用s-过程和r-过程的混合模型对其中子俘获元素的丰度分布进行拟合, 发现该星的中子俘获元素主要来源于低质量低金属丰度AGB伴星的s-过程核合成, 而r-过程核合成也有贡献.     

碳超丰贫金属拐点星的搜寻与丰度分析

碳超丰贫金属星在老年恒星中的普遍存在使得它成为研究宇宙早期形成和演化的重要对象,具有不同中子俘获元素丰度特征的碳超丰贫金属星有不同的起源。不同于已经历挖掘过程的巨星,主序拐点星能很好地在其表层大气保留形成初期的物质,从而可以追溯到更早期的恒星形成化学环境。通过LAMOST巡天数据选源并利用Subaru/HDS进行后续高分辨率光谱观测了12颗碳超丰贫金属星主序拐点星,其中有10颗星是首次被分析。与已有的碳超丰贫金属星主序拐点星观测样本相比,文中的样本包含了更高比例的中子俘获元素不超丰碳超丰贫金属恒星(CEMP-no星),发生在中等程度碳超丰区域,为其起源研究提供了重要数据。对其中6颗CEMP-no星测定了锂丰度,尤其是其中3颗极贫金属星样本,为探讨[Fe/H]-3.0的碳超丰贫金属星拐点星锂丰度特征提供了重要的新观测数据。新增样本验证了CEMP-no星在[Fe/H]～-3.0附近为锂-正常星,与前人结论一致;而新增的两颗CEMP-s星表现出了中等锂丰度,介于之前的较大锂丰度范围,研究为CEMP-s和CEMP-no的分类提供了辅助约束条件。     

贫金属星中子俘获元素丰度

贫金属星的中子俘获元素丰度与恒星的形成和演化密切相关,它为研究星系形成早期的历史背景和化学演化提供了重要信息。贫金属星中子俘获元素丰度的研究已成为近年来核天体物理研究的前沿和热点。介绍了恒星内部重元素的核合图像,ｓ过程和ｒ过程核合成的概念及其核合成场所。着重介绍了近年来有关贫金属星中子俘获元素丰度的观测结果,综述了近年来贫金属星子俘获元素分布的理论研究进展情况和中子俘获元素的星系化学演化的研究进展     

银河系铝元素丰度研究

恒星的Al元素丰度可以为探索星团和星系的化学演化提供重要线索.通过系统分析银河系薄盘、厚盘、核球、银晕以及M4、M5等球状星团中恒星的[Al/Fe]随恒星金属丰度[Fe/H]的变化趋势,得出银河系薄盘、厚盘和核球恒星的[Al/Fe]随着[Fe/H]的增加而缓慢下降,而球状星团M4和M5恒星的[Al/Fe]随[Fe/H]增加没有下降趋势,这暗示Ia超新星对M4和M5恒星元素丰度的贡献比较小.详细研究了银河系恒星[Al/Fe]与[Mg/Fe]、[Na/Fe]的相关性,结果表明银河系场星的[Al/Fe]与[Mg/Fe]正相关,但在球状星团M4和M5恒星中未见此相关性;银河系盘星及M4和M5等球状星团恒星的[Al/Fe]与[Na/Fe]都存在正相关.     

化学元素的起源问题

本文对化学元素起源问题的研究现状作了综合性的评述。一部分是元素的恒星合成理论,包括元素通过核聚变、轻核俘获反应及中子俘获而产生的机制,以及用星系演化讨论元素丰度的有关问题。另一部分是轻元素的宇宙学合成理论,包括早期宇宙中轻核形成机制,丰度的计算结果,原始丰度的观测确定,有关的争议以及支持宇宙学核合成理论的论据。     

银河系中探测第一代恒星的几率

第一代恒星是形成于宇宙大爆炸后的原始气体中的、不含重于碳元素的、寿命大于14Gyr的、迄今尚未演化的最古老的恒星.长期的观测结果表明银河系中尚未发现金属丰度([Fe/H])为零、甚至金属丰度[Fe/H]≤-6的恒星.为解释这一观察现象,将以Tsuiimoto等人提出的银晕的化学演化模型为基础,假设形成第一代恒星的初始质量函数具有Miller-Scalo的形式,从理论上预言和讨论探测第一代恒星的可能性.利用已有的晕星的观测资料限定模型的参数.如果形成恒星的云的质量为106M-107M,模型结果预言探测到第一代恒星的几率为6.14×10-4-6.14×10-5.     

银河系厚盘恒星元素丰度研究

自20世纪80年代开始的观测表明,银河系存在厚盘结构,但其形成机制至今还是一个没有解决的问题。近年来很多工作发现,厚盘恒星的α元素丰度随金属丰度的变化趋势与薄盘不同, 这种不同还表现在Al、Mn、Zn、中子俘获元素等其他元素上。结合年龄、运动学参数研究, 恒星元素丰度可以对银河系厚盘形成机制提供观测依据。     

极贫金属晕星中Eu元素的起源

快中子过程(r-过程)发生在富中子的环境中.但是它所在的具体天体物理环境并不是很清楚.随着观测的进展,近年发现了很多的极贫金属的晕星.它们有两个特征:一是快中子元素超丰,并且相对丰度与太阳上的一致.另一个特征是当金属丰度一样时,星体中快中子元素的含量有大的弥散性.这为研究r-过程起源提供了一种独特的途径.模拟计算的方法,用于研究星系演化的过程,以及相伴发生的恒星的快中子核素含量的弥散性,可用来了解快中子元素的起源这样得出的星系演化模型,不仅包含了气体区域自发的恒星形成,而且考虑了超新星爆发激发的恒星形成.结果显示,低质量端的超新星应是快中子核素的产生地.同时,超新星引起的星系演化的不均匀性不足以解释观测到的晕星快中子元素含量的弥散,因此这个问题还有待于更进一步研究.     

两颗CEMP-s视单星化学元素的天体物理来源研究

CS30301–015和HE1045+0226是两颗C元素和s-过程元素均超丰的贫金属(CEMP-s)星.视向速度观测发现这两颗星可能为单星.采用叠加与分解的方法探究这两颗星化学元素的天体物理来源能够为更好地理解银河系早期化学演化提供线索.计算结果表明:这两颗星的轻元素和Fe族元素主要产生于大质量星的primary过程.对于CS 30301–015,中子俘获元素主要来自AGB (Asymptotic Giant Branch)星中的主要s-过程. Pb的显著超丰主要归因于主要s-过程的贡献(约占Pb观测丰度的99.8%).需要更多的视向速度观测来确定这两颗星的轨道特征.对于HE 1045+0226, 56Z (质子数)62的重中子俘获元素主要来源于主要s-过程; Eu主要来源于主要r-过程.而轻中子俘获元素Y和Zr主要来自快速自转大质量星的primary弱s-过程,这一核合成过程对HE 1045+0226的Y和Zr丰度的贡献分别约为69.8%和67.6%.这从观测的角度证明弱s-过程能够在贫金属环境下发生.     

第一代恒星的观测和研究进展

第一代恒星（星族Ⅲ恒星）标志着宇宙从暗物质时代到现在已知的宇宙的转折点。目前对第一代恒星（星族Ⅲ恒星）的观测结果表明，在银河系中还没有发现零金属丰度的恒星，金属丰度[Fe/H]≤-2.5的恒星极少。由于近几年的BPS巡天，银河系中已知的极端贫金属丰度的恒星数目大大增多。目前，可探测到的极端贫金属星的金属丰度[Fe/H]最低约为－4．1。金属丰度在－4到－3之间的恒星大约有100多颗，这些恒星的运动学特性非常类似于其它晕星。然而还没有发现第一代恒星，或金属丰度[Fe/H]≤-5的恒星。关于第一代恒星的形成过程、初始质量函数以及存在于银河系的什么地方，都还没有任何直接的证据。但第一代恒星确实存在。第一代恒星这个谜一般的实体，向观测和理论天文学家提出了巨大挑战。为探测和预言银河系中的第一代恒星，天文学家提出了许多观测方案和理论模型。对有关第一代恒星在观测和理论研究上的进展进行了综述。     

红团簇巨星的光谱分析及其作为I、K波段标准烛光的研究

基于高分辨率、高信噪比光谱观测资料，确定了19颗贫金属红团簇巨星的恒星大气参数，得到样本星4种α族元素(O、Mg、Ca、Si)的化学丰度．讨论了铁丰度与恒星大气参数的相关性以及α族元素丰度随金属丰度的变化，计算了共58颗红团簇巨星在I、K波段的绝对星等，讨论了它们与恒星铁丰度之间的关系．结果表明，在分析铁丰度范围内相对于I波段，K波段的绝对星等与铁丰度的相关性更弱，并且与利用理论模型得到的红团簇巨星I、K波段绝对星等与铁丰度的关系进行了比较与验证。     

贫金属星中子俘获元素的丰度分布

在提出的贫金属星中子俘获元素丰度的计算模型基础上研究1999年新发表的21颗贫金属星的中子俘获元素丰度分布。结果表明，对较重的中子俘获元素理论预测曲线与观测值符合得很好，而对较轻的中子俘获元素二者有所偏离。这表明在贫金属环境下，对较重的中子俘获元素各核合成过程产生的丰度分布与太阳系中相应过程的丰度分布相似，但贡献比例与太阳系不同；而对较轻的中子俘获元素丰度分布与太阳系的丰度分布有所偏离；这也说明较轻的和较重的中子俘获元素的核合成场所不同，即具有不同的核合成机制。同时还特别讨论了丰度观测误差对表征各核合成过程的分量系数的影响。     

中等贫金属星高分辨率光谱分析Ⅱ.化学元素丰度

在第1篇论文的基础上，确定了样本星的恒星大气参数，得到这些星中9种元素的丰度。讨论了各种元素丰度随[Fe/H]的变化。平均的[Na/Fe]～－0．01dex，接近于太阳丰度。α元素Si和Ca具有几乎相同的丰度模式，而[Ti/Fe]弥散较大，但三者均有随[Fe/H]的减小而增加的趋势。铁峰元素V、Cr、Ni在不同丰度处有较大的弥散，[Cr/Fe]在所有样本星中均表现超丰；而[Mn/Fe]却明显过贫，且随金属丰度的增加而增加。     

贫金属星重元素丰度分布的参数化研究

基于大量贫金属星元素丰度的观测资料,以太阳系重元素丰度分布为标准,选取Sr、Ba、Eu分别作为贫金属星弱s-过程、主要s-过程、r-过程3种核合成的典型元素,采用参数化方法,分析了不同核合成过程对贫金属星重元素丰度的贡献比例.研究表明:金属丰度越高,弱s-过程、主要s-过程对较轻的中子俘获元素丰度的贡献就越大,较重的中子俘获元素主要由r-过程和主要s-过程产生;金属丰度较低,重中子俘获元素丰度主要由r-过程产生,星系早期弱s-过程对元素丰度几乎没有贡献.     

贫金属星——记录宇宙年龄的“活化石”

晴朗的夜空,繁星点点。这些宇宙间的天体——恒星,不仅仅赋予我们奇妙的美丽星空,更为我们开启了一扇窗口,去揭开宇宙从诞生一直演化到今天的奥秘。 20世纪天文学的一项重要发现就是人们认识到在银河系中数以亿万计的恒星,并不都是和太阳一样具有相同的化学组成。其中有一类恒星,它们的大气中重元素（如铁元素等）的丰度远比太阳低得多,从而能够为探究现代天体物理中许多未解之谜提供非常重要的科学证据和解释。这类特殊的恒星群体就是今天我们介绍的主角：记录宇宙年龄的“活化石”——贫金属星。     

银河系化学演化及球状星团多星族问题研究

<正>恒星的化学元素丰度特征能够反映其形成和演化历史.以化学元素丰度为手段,研究了银河系中恒星的径向迁移对银河系化学演化的影响,以及球状星团中渐进巨星支(AGB)恒星的多星族问题.近年的观测和理论研究表明:恒星在银盘里有径向迁移.基于详细的银河系化学演化模型,再采用分布函数模拟恒星径向迁移过程,研究了恒星的径向迁移对银盘径向元素丰度梯度的影响.结果显示:     

3M⊙AGB星表面重元素丰度的演化

本文以１３Ｃ（ａ，ｎ）１６Ｏ及２２Ｎｅ（ａ，ｎ）２５Ｍｇ作为双脉冲中子源，对于质量为３Ｍ■、初始金属度为０．０１５的热脉冲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、在各参量合理取值范围内，计算了表面重元素丰度和碳氧比（Ｃ／Ｏ）的演化并与观测值进行比较。结果表明，就轻重ｓ－元素丰度关系图和 Ｃ／Ｏ重元素丰度关系图而言，在各参量的合理取值范围内，理论计算曲线能够同时落入观测值区域之内，ＭＳ、Ｓ星和Ｃ星对应的平均中子辐照量范围是对ＡＧＢ星的ｓ－元素超丰影响较大。在达到渐近分布后才开始挖掘的合理假设下，其它因素（例如核心质量Ｍｃ、每次脉冲挖掘质量大小是否随脉冲数变化）对内禀ＡＧＢ星表面重元素超丰影响不大。何时发生第三次挖掘对ＭＳ、Ｓ星的重元素超丰情况影响较大，但Ｃ星丰度几乎不受影响。     

“恒星核合成”会议

银河系中有从氢到铀81种元素。这些元素何时形成和怎样形成的问题,是宇宙物理学中极为重要的课题之一。因为元素起源是宇宙、星系和恒星等各种演化的总体反映。一定质量的恒星演化到最后阶段,由于超新星爆发将恒星内合成的重元素抛射到星际空间,问题是不同质量的恒星各自合成那些     

基于郭守敬望远镜(LAMOST)试观测数据新发现的贫金属星候选体

贫金属星因其内在蕴涵着银河系早期化学元素形成和演化等信息,所以他们对银河系及宇宙早期形成历史的研究具有重要意义。目前对贫金属星的搜寻与研究已成为天文学的一大国际研究热点。随着郭守敬望远镜(LAMOST)试运行的开展及数据的积累,我国已具备自主开展此领域研究工作的有力观测设备及数据资源。通过采用有效的的测量方法,对郭守敬望远镜试观期获得的低分辨率(R≈2 000)恒星光谱数据进行恒星大气物理参数测量,新发现了8颗[Fe/H]-1.00 dex的贫金属星候选体,其中1颗[Fe/H]=-2.73dex属于很贫的贫金属星(VMP)。工作首次显示并证明了郭守敬望远镜能够有效地开展银河系内搜寻大量贫金属星的工作。