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.     

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.     

HD 140283元素丰度分析及弱r-过程元素天体物理来源

HD 140283是一颗近邻极贫金属亚巨星,形成于宇宙大爆炸初期,被认为是迄今为止最古老的恒星之一,同时它也是一颗典型的弱r-过程星,对它的研究有助于深入理解宇宙早期演化、丰富元素核合成理论.将HD 140283从C到Zn的观测丰度与单个超新星(SN)事件元素理论产量进行拟合,得出HD 140283可能诞生于前身星质量为22.5 M⊙(下标"⊙"代表太阳)的超新星爆发污染的星云.基于同样的方法,研究了另外5颗典型弱r-过程星,分别得出了污染产生这些恒星的气体云的超新星前身星质量,进一步推测了弱r-过程可能发生的天体物理环境.     

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。     

LAMOST-Kepler视场中富锂巨星表面转动研究

Kepler卫星提供的长时序、高精度的光度观测和郭守敬望远镜(LAMOST)提供的大规模光谱观测为研究恒星表面转动周期与富锂巨星锂丰度关系提供了良好的数据.将LAMOST搜寻到的富锂巨星与Kepler观测交叉,获得了619颗共同源,研究了其中295颗有良好观测数据的富锂巨星的表面转动.在205颗有星震学参数的恒星中提取出14颗恒星的转动周期,其中氦核燃烧星(HeB) 11颗,红巨星支(RGB) 2颗, 1颗演化阶段未确定.本样本中的极富锂巨星(A(Li) 3.3 dex)皆为HeB;对于90颗没有星震学参数的样本因而没有依靠星震学手段确定演化阶段的恒星中,有22颗提取出了自转周期.前者的自转探测率为6.8%,显著高于之前工作中大样本巨星2.08%的探测率.同时,此研究首次从自转周期的角度确认了恒星转动与巨星锂增丰存在相关性,在增丰程度较弱时,自转周期分布比较弥散;强锂增丰的星倾向于快速转动.富锂巨星与极富锂巨星在转动速度随锂丰度的演化上展现了两个序列,在转动-锂丰度图上的A(Li)≈3.3 dex处产生第2个下降序列,或许暗示了两者在形成机制上的不同.极富锂巨星的样本中,随巨星锂增丰程度增强,恒星转速加快.这种相关性为由转动引起的额外混合作为富锂巨星形成的机制提供了支持.     

富锂巨星研究概述

锂(Li)元素最初诞生于大爆炸核合成,是最重要的轻元素之一.但锂元素丰度在很多类天体中均表现出观测与理论不符的现象,这一问题困扰了天体物理学家数十年.富锂巨星就是这样的一类天体,它们大气中的Li丰度超过了标准恒星演化模型的理论值.虽然富锂巨星早在约四十年前就被发现,但其起源依然是未解之谜.随着以郭守敬望远镜(LAMOST)巡天等为代表的大型光谱巡天项目的开展、以开普勒(Kepler)卫星为代表的星震学观测数据的产出以及数据驱动类方法和技术的飞速发展,针对富锂巨星的研究取得了一系列重要的突破.在此将回顾富锂巨星近四十年来的研究进展,并总结对于富锂巨星最新的认知.     

弱发射线T Tauri型星的高色散光谱观测

应用国家天文台兴隆观测基地2.16 m望远镜及其高色散光谱仪,对6颗弱发射线T Tauri型星(Weak-line T Tauri Stars,简称WTTS)进行了高色散光谱观测,计算了这些弱发射线T Tauri型星的锂元素丰度,讨论了这些弱发射线TTauri型星锂丰度和恒星自转周期、光变幅度的关系,研究发现:自转较快的弱发射线T Tauri型星锂丰度小于自转较慢的弱发射线T Tauri型星锂丰度;但是这些弱发射线TTauri型星,其锂丰度与恒星在V波段的光变幅度并没有明显的相关性.     

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.     

贫金属富碳天琴RR变星的形成

贫金属富碳恒星(Carbon-Enhanced Metal-Poor, CEMP)是研究宇宙早期恒星性质和化学演化的极佳样本,通常认为来自双星.目前发现的贫金属富碳星中有9颗天琴RR变星(RR Lyrae star, RRL),其中至少7颗未表现出任何双星特征.传统双星物质转移模型不足以充分解释贫金属富碳天琴RR变星(CEMP-RR Lyrae)单星的形成.之前研究表明氦白矮星和赫氏空隙星(HG)的并合模型可以解释部分富碳红巨星单星的碳增丰现象,因此贫金属富碳星单星也可能来自氦白矮星和赫氏空隙星的并合模型渠道.通过详细计算的氦白矮星和赫氏空隙星并合模型来检验这一演化渠道,结果表明:该并合模型在后续的演化过程中,其重力加速度、温度、表面碳丰度均能与观测符合较好.由此,氦白矮星和赫氏空隙星并合模型极有可能是贫金属富碳天琴RR变星的形成渠道之一.     

中等质量恒星在赫罗图中由E-AGB星进入TP-AGB星的分界点

通过对3～10 M_☉恒星在赫罗图上演化轨迹的研究,分析恒星内部氦壳层燃烧峰值处能量、密度、温度、氦壳层表面光度与恒星表面光度比及恒星半径的变化,给出了中等质量恒星由早期AGB星演化至热脉冲AGB星阶段在赫罗图上的分界点,与119颗碳星的观测结果吻合得相当好.同时提出:在恒星演化至该分界点之后,其星风物质损失公式可能需要引入一个与表面光度无关的量以主导超星风的形成.在此基础上,通过对考虑湍流压效应下5 M_☉恒星的结构和演化及星风物质损失率的分析,发现湍流压在热脉冲AGB星阶段对星风物质损失影响较大,从而使得热脉冲AGB星的湍流压不可忽略,进而提出了影响热脉冲AGB星星风物质损失的可能的物理因素.     

New approximate formulae for radiative accelerations in stars

Radiative accelerations are quantities that are crucial in the study of diffusion processes in stars. Their calculation requires the use of large atomic and opacity data bases, and generally necessitates very heavy numerical computations. New approximate formulae for radiative accelerations in stars, arising from both bound–bound and bound–free transitions, are presented. These are written in a parametric form, which separate the terms depending on the local abundance of the element under consideration from those depending mainly on the atomic data. These formulae are shown to be significantly superior to those previously published. The main reason for this improvement comes form the use of monochromatic opacities instead of approximating these by the Rosseland mean. The principal advantage for the use of these parametric equations over other methods for calculating radiative accelerations is its numerical expediency. Results are shown for several elements (C, Ar, Ca and Fe) in a type A star.     

Light‐induced drift for Hg isotopes in chemically peculiar stars

In the present paper the abundance anomalies of mercury and its isotopes in the atmospheres of HgMn stars have been studied. Observations have shown strongly anomalous isotopic composition of Hg, Pt, Tl and He in the atmospheres of such CP stars. Generation of elemental abundance anomalies in quiescent atmospheres of CP stars can generally be explained by the mechanism of diffusive segregation of elements due to oppositely directed gravitational and radiative forces. It has been shown that the formation of the observed isotopic anomalies can be successfully explained by a diffusion mechanism called the light‐induced drift (LID). The observed ratios of isotopes also enable to estimate the evolutionary stages of CP stars.     

Neon abundances in normal late-B and mercury–manganese stars

We make new non-local thermodynamic equilibrium calculations to deduce the abundances of neon from visible-region echelle spectra of selected Ne  i lines in seven normal stars and 20 HgMn stars. We find that the best strong blend-free Ne line that can be used at the lower end of the effective temperature T _eff range is λ 6402, although several other potentially useful Ne  i lines are found in the red region of the spectra of these stars. The mean neon abundance in the normal stars (log  A =8.10) is in excellent agreement with the standard abundance of neon (8.08). However, in HgMn stars neon is almost universally underabundant, ranging from marginal deficits of 0.1–0.3 dex to underabundances of an order of magnitude or more. In many cases, the lines are so weak that only upper limits can be established. The most extreme example found is υ Her with an underabundance of at least 1.5 dex. These underabundances are qualitatively expected from radiative acceleration calculations, which show that Ne has a very small radiative acceleration in the photosphere, and that it is expected to undergo gravitational settling if the mixing processes are sufficiently weak and there is no strong stellar wind. According to theoretical predictions , the low Ne abundances place an important constraint on the intensity of such stellar winds, which must be less than 10⁻¹⁴ M_⊙ yr⁻¹ if they are non-turbulent.