富氧AGB星在银河系中的分布

根据ｖａｎｄｅｒＶｅｅｎ（１９８８）划分的ＩＲＡＳＰＳＣ的ＩＲＡＳ双色图区域选择了一批富氧ＡＧＢ星的样本，对其银河系分布进行的分析表明：它们属于盘星系，主要分布在旋臂上，将其旋臂结构与已知的ＨＩＩ区的旋臂结构进行拟合，得到这批富氧ＡＧＢ星的平均光度为８３００Ｌ⊙（Ｒｏ＝８．０ｋｐｃ），     

IRAS 19227+1700:富碳星还是富氧星?

IRASl9227 1700作为富碳星列于新版碳星星表中．然而该星在IRAS红外双色图上处于典型的有较厚富氧拱星包层区域中，而不处于硅酸盐碳星通常所处的区域．而且有证据表明该星不但有主线和伴线羟基脉泽发射，还有靠近中心星的水脉泽发射．其IRASLRS谱在9—12μm范围有尘埃发射特征，近红外的观测又证实它确实存在热的拱星包层．因此IRAS19227 1700的拱星包层应该全是富氧性质的，它的中心星是富氧的可能性也极大．     

AGB星s-过程核合成区域中子辐照量分布

介绍了AGB(Asymptotic Giant Brahch)星s-过程核合成区域中子辐照量分布的最新研究结果.然后将不同AGB星s-过程核合成模型给出的太阳系中子辐照量分布与由观测约束得出的结果进行对比,分析论证了最新研究结果的可靠性.     

AGB星轴对称拱星包层的速度流场

通过对ＡＧＢ星轴对称旋转膨胀拱星包层的分析,建立了包层内气体和尘埃的运动方程,得到了拱星包层的速度流场的解析解,解的结果表明,物质外流速度随其与赤道面的交角增加而增大,沿极轴方向达到最大,而沿赤道面向外最小,物质外流量的情形则相反。     

AGB星轴对称拱星包层的速度流场

通过对ＡＧＢ星轴对称旋转膨胀拱星包层的分析,建立了包层内气体和尘埃的运动方程,得到了拱星包层的速度流场的解析解．解的结果表明：物质外流速率随其与赤道面的交角增加而增大,沿极轴方向达到最大,而沿赤道面向外最小．物质外流量的情形则相反．     

AGB星的ISO观测

概述了ＩＲＡＳ升空以来在ＡＧＢ星研究方面的进展和发现的问题,比较详细地报告了６０ｃｍ空间红外望远镜ＩＳＯ携带的探测器及其性能,以及它的成像和光谱观测对研究ＡＧＢ星的演化的影响,尤其是对ＡＧＢ星星周包层的化学环境的研究的重要作用。     

银河系中球状星团的空间分布和运动轨道

选用银河系中29个累积光谱型为F型的球状星团样本。根据它们的视向速度，绝对自行等参数，归算处理后得出了各样本星团的空间分布和运动速度。并以此作为初始条件，在给定的3种银河系引力势模型中，采用数值积分方法计算出各样本星团的运动轨道。计算结果表明：（1）大部分样本星团都位于银心距5kpc-10kpc的范围内，相对于银心呈球对称分布，它们的速度也呈椭球分布；（2）29个样本星团按其金属度大小和基本性发类，可分属HB和MP两个次系，且样本星团数随金属度[Fe/H]而变化，在[Fe/H]＝－1．6处出现一个峰值；（3）所有样本星团的轨道运动都呈周期性，大都在一个有界而不封闭的周期轨道上运动，其最大银心距大都在40kpc以内。不同的引力势模型对球状星团轨道的具体形态影响不大，在给定的引力势模型下，当某些星团的运动轨道穿越距银心1kpc附近的区域时会出现“混沌”行为。而样本星团的金属度与其轨道形态之间的相关性并不明显；（4）29个样本星团的轨道半长轴、远银心距和方位周期随金属度的变化规律基本相似。轨道偏心率与金属度有关，对于所选的晕族样本星团而言，大约有24％的样本星团的轨道偏心率低于0．4，不同的引力势模型对近银心距、偏心率和参数的不确定度等量影响较小，但是对远银心距、径向周期和方位周期等参数影响较为明显。     

脉冲星在银河系z方向上的演化

本文试图确定脉冲星在银河系z方向上分布的标高与其年龄的关系。我们采用银河系引力场分布的模型,使用Monte Carlo方法随机投点,计算具有一定初始位置分布和速度分布的脉冲星的标高随年龄的演化,并同观测结果进行了比较.     

银河系疏散星团中的蓝离散星(英文)

作为目前研究复杂恒星系统的有力工具 ,星族合成方法是建立在单星演化理论基础之上的 ,因此 ,必然有其不完善性存在 ,尤其当系统中的双星成分不容忽视时。作为演化星族合成方法的基本单元 ,简单恒星星族模型的构成即排除了双星贡献。本文中 ,我们以银河系疏散星团为简单恒星星族模板 ,构造出一系列简单恒星星族积分光谱。从中我们可以看到 :蓝离散星这类理论上主要来源于双星系统的恒星 ,对星团积分光谱的紫外及蓝端有很大影响 ,从而造成简单恒星星族积分光谱能量分布的改变。这种改变势必影响对星团年龄及其它一些物理参量的判定 ,并最终影响星族合成的结果。同时 ,若以 (B -V )色指数进行度量 ,蓝离散星对简单恒星星族积分颜色的影响可达到 30 %。工作中 ,我们选取了 2 6个年龄在1x10 1 0 ～ 6x10 1 0 年之间的疏散星团为样本进行统计研究。     

AGB星s-过程核合成相关问题的研究进展

综述了近年来AGB星核合成理论的研究情况,述及AGB星的结构与s-过程核合成有关的中子辐照量分布、人们比较关注的铅星与非铅星、后AGB星元素丰度分布及与AGB星核合成有关的s r星。     

AGB星核合成理论的研究进展

综述了近扯为ＡＧＢ星核合成的理论研究情况，包括轻，重核素核合成理论，ＡＧＢ星的分类，ＡＧＢ星的演化特征，ＡＧＢ星内的元素核合成理论的研究及外赋ＭＳ，Ｓ 双星吸积机制的研究情况。     

AGB星红外谱的辐射模型及其拟合方法

本文讨论了有拱星壳层的ＡＧＢ星的红外辐射的双黑体模型并给出了便于似合某些ＡＧＢ星的红外辐射的双黑体模型并给出了便于拟合某些ＡＧＢ星的红外观测数据的数学表达式，应用Ｔａｙｌｏｒ级数方法解决了这一复杂非线性模型拟合的困难，从而得出了一些ＡＧＢ星较合理的中心星及壳层的色温度和红外能谱曲线。     

外赋AGB星星风吸积的角动量守恒模型

用整个系统的角动量守恒条件代替切向动量守恒条件,推导出星风质量吸积及轨道参量变化方程．在新的轨道参量变化方程的基础上,计算了外赋AGB星系统的星风质量吸积及轨道参量的变化．将星风吸积模型同内禀AGB星核合成模型结合起来,通过逐次脉冲吸积质量和混合,自洽地计算外赋AGB星的重元素超丰,并给出计算结果与观测值的比较．对初始质量较大的Ba星（M2．0＝2．5M⊙）,当系统轨道周期大于1300天时,属于星风吸积,小于600天成为共同包层双星或灾变双星．对初始质量较小的Ba星（M2．0＝13M⊙）,当系统轨道周期大于1600天时,属于星风吸积,小于600天时成为灾变双星,由此可以解释Ba星的重元素超丰和轨道参量的观测事实,并有利于解释观测到的外赋S星轨道周期的600天下限．随着星风吸积过程的进行,轨道偏心率逐渐增大,这对解释Ba星轨道偏心率平均值大于外赋S星和CH星平均值的观测事实有利．     

2.8M⊙碳AGB星的形成和演化

在混合程对流理论基础上建立了湍流压的恒星结构与演化理论,以及在对流外壳中出现动力学非稳定性的判据。在此基础上研究了初始质量为2.8M⊙的星族I恒星从主序星到碳AGB星的质量非守恒演化。结果表明,在RGB星和AGB星阶段,靠近恒星表面区域内湍流压可以达到总压强的30％。且湍流压效应可能是导致RGB星和AGB星靠近表面区域产生了动力学非稳定性,从而造成物质向外逃逸的原因,我们认为湍流压效应可能就是造成有效温度低因而辐射压也低的RGB星产生强星风,以及AGB星产生超星风的物理原因,还发现当氦燃烧层源厚度与层源质量的比值小于0.04R⊙／M⊙时,层源内会出现热核反应的非稳定现象,即出现热脉动,且2.8M⊙AGB星经过6次热脉动后,恒星表面的C／O超过1,恒星演化成碳AGB星。     

小质量AGB星热脉冲阶段氟的核合成

本文计算并讨论了当13C以渐进注入方式进入氦燃烧壳层时，19F在小质量AGB星热脉冲中的核合成问题．采用小质量AGB星热脉冲的氢氦混合燃烧模型，中子源为13C（a,n）16O，质子则是脉冲开始时从氢燃烧壳层卷入的．对丰度的数值计算结果表明，在小质量AGB星的热脉冲中，19F是能够有效合成的，有效合成的温度T的范围为1．8≤D＜2．8（T8=T/108K）．采用小质量AGB星的挖掘模型，计算了AGB星大气中氟、氧等元素丰度的变化，较好地拟会了观测结果．对中子源的双脉冲机制，本文亦做了初步探讨．     

AGB星的超星风与热脉动的研究

至今国际上对ＡＧＢ星的超星风、热脉动及振动的理论研究工作中都忽略了湍流压的存在，然而对于一个整个外壳都处于完全对流的ＡＧＢ星，湍流压是存在的，并且由于湍流压的存在将对气体压强、密度、温度以及各热力 学量产生影响，因而对ＡＧＢ星的超星风、热脉动脉振动产生影响。     

银河系中的泡结构

观测表明银河系内存在为数众多的星际泡,泡壁的二维投影亦称壳层,太阳系便位于称之为本地泡的一个泡结构之内。随着越来越多星际泡的发现和确认,人们对泡的研究渐趋深入,包括泡结构的多种统计性质,星际泡的若干可能的形成机制,以及泡与恒星形成和演化的关系等。从上述诸方面介绍了银河系泡结构的多波段研究进展。