湍流压对中小质量恒星后期演化的影响(Ⅲ)红巨星和AGB星产生强大星风物质损失的机理研究

本文提供了一个判别红巨星和ＡＧＢ星对流外壳中是否会产生动力学非稳定性的条件．根据这个条件和对２８Ｍ及７Ｍ恒星从主序到巨星阶段和ＡＧＢ阶段的演化计算,可以证明,湍流压效应是导致红巨星和ＡＧＢ星靠近表面区域产生动力学非稳定性,从而造成物质向外喷流的原因．并认为它就是造成红巨星和ＡＧＢ星表面温度很低（因而辐射压很低）从而产生强大星风物质损失的物理原因．     

共生星双星的星风物质损失率的测定

共生星双星是一颗有强大星风物质损失的红巨星与一颗早型热星组成的特殊双星系统。由于早型热星在充满红巨星的星风物质的空间中环绕运行，要以产生Ｐ－Ｃｙｇｎｉ型谱线，通过对Ｐ－Ｃｙｐｎｉ型谱线的理论分析可以精确测定共生星双星的星风物质损失率。     

钡星系统轨道根数分布及丰度的Monte-Carlo模拟计算

采用星风质量吸积的角动量守恒模型，用Monte—Carlo方法研究了普通红巨星双星系统和钡星的轨道根数的变化规律，由于钡星系统是由普通红巨星双星系统演化而来，因此钡星系统的轨道偏心率及周期的分布显示了经过质量吸积后双星系统的最终轨道特征。计算结果表明，随着星风吸积过程的进行，在星风质量损失阶段系统轨道半长轴将增大，导致轨道周期增大，而偏心率变化不大，由此可以解释普通红巨星双星系统和钡星系统的轨道根数的分布规律和变化情况以及钡星重元素丰度分布特征。     

有星风或膨胀气壳的双星系统光谱测定

ζAur双星系统是一类特殊双星系统 ,由一颗晚型红巨星和一颗早型热星组成。红巨星有强大的星风物质损失 ,并在双星系统外部形成一向外膨胀的气壳 ;热星在星风气壳内作轨道运动。由于热星的紫外辐射可以激发星风物质而发光 ,星风物质的向外运动和双星的轨道运动使得ζAur型双星系统的光谱产生特殊周期性变化的PCyg谱线。近十多年来发展起来的、利用运动大气理论计算ζAur型双星系统的PCyg谱线形成 ,以确定这类双星系统中红巨星的星风物质损失率的方法是目前测定物质损失率方法中较为精确的方法。     

湍流压对中小质量恒星后期演化的影响（Ⅲ）红巨星和AGB星产生强？…

本提供了一个判别红巨星和ＡＧＢ星对流外壳中是否会产生动力学非稳定性的条件。根据这个条件和对２．８Ｍ⊙及７Ｍ⊙恒星从主序列到巨星阶段和ＡＧＢ阶段的演化计算,可以证明,湍流压效应是导致红居星和ＡＢＧ星靠近表达区域产生动力学非稳定性,从而造成质向外喷流的原因,并认为它就是造成红巨星和ＡＧＢ星表面温度很低（因而辐射压很低）从而产生强大星风物质损失的物理原因。     

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、热脉动及振动产生影响。本文以恒星结构演化理论中常用的混合程对流理论为基础，给出了湍流压以及考虑湍流压情况下恒星内部物态方程和各热力学量的表达式，并给出了判别恒星外壳产生动力学非稳定性的判据，并在此基础上研究了质量为２．８Ｍ⊙和７Ｍ⊙的恒星从主序到ＡＧＢ星的演化。目的是研究有湍流压情况下ＡＧＢ星的超星风及热脉动的机理。结果表明，对于７Ｍ⊙恒星，在红巨星及ＡＧＢ阶段，湍流压可以达到总压强的３０％，并且对恒星的结构产生重要影响，对于２．８Ｍ⊙恒星，在红巨星及ＡＧＢ阶段影响较小。由于湍流压的作用，２．８Ｍ⊙和７Ｍ⊙恒星在ＡＧＢ阶段和红巨星阶段，靠近表面的区域会出现动力学非稳定性，造成物质向外喷流，这就是ＡＧＢ星和红巨星产生强大星风的物质损失的原因。研究还表明，湍流压效应造成７Ｍ⊙ＡＧＢ星的氢燃烧壳层产生主周期为５０年的脉动现象，同时使氦燃烧壳层的热脉动提前发生和周期变短     

湍流压对中小质量恒星后期演化的影响：（Ⅰ）湍流压,物态方程及热…

本以恒星结构演化理论中常用的混合程对流理论为基础，给出了湍流压以及考虑湍流压情况下恒星内部物态方程和各热力学量的表达式。在此基础上研究了质量为２．８Ｍ和７Ｍ的恒星由主序演化到红巨星和ＡＧＢ星阶段其湍流压的大小。结果证明，在红巨星和ＡＧＢ阶段，靠近恒星表面区域内湍流压可以达到总压强的３０％。     

湍流压对中小质量恒星后期演化的影响(I)湍流压、物态方程及热力学量的计算

本文以恒星结构演化理论中常用的混合程对流理论为基础，给出了湍流压以及考虑湍流压情况下恒星内部物态方程和各热力学量的表达式．在此基础上研究了质量为２．８Ｍ⊙和７Ｍ⊙的恒星由主序演化到红巨星和ＡＧＢ星阶段其湍流压的大小．结果证明，在红巨星和ＡＧＢ阶段，靠近恒星表面区域内湍流压可以达到总压强的３０％．     

共生星双星的星风物质损失率的测定

共生星双星是一颗有强大星风物质损失的红巨星与一颗早型热星组成的特殊双星系统。由于早型热星在充满红巨星的星风物质的空间中环绕运行，可以产生Ｐ—Ｃｙｇｎｉ型谱线，通过对Ｐ—Ｃｙｇｎｉ型谱线的理论分析可以精确测定共生星双星的星风物质损失率。文章介绍了国际上比较有代表意义的一些共生星双星的工作，其中的方法几乎都是近十年中发展起来的。同时，文章还介绍了作者的一些工作。在谱线形成计算中考虑了较多的因素，如氢—氦混合气体的多能级跃迁问题、轨道运动引起的密度非径向分布问题等，并在轨道形状方面做了一些简化。反映了共生星双星谱线形成关键的周期性相位变化的特征，取得了比较满意的结果，对这个方法存在的问题和改进方向进行了一些简要讨论，此外，还介绍了作者在线性化分离法求解Ｎｏｎ－ＬＴＥ大气模型中所做的工作。     

对OH／IR星演化的模型研究

渐近巨星分南恒星（ＡＧＢ星）是一种晚期演化恒星,它是恒星作为以核反应释能为发光能源的天体的最后演化阶段。ＡＧＢ星阶段的恒星具有许多有趣的性质,如很大的质量损失率（因此形成很厚的拱星尘埃气体包层）,光变,热脉动（或Ｈe闪耀）,强的红外超量发射,分子脉泽发射等,弄清ＡＧＢ星的演化规律是研究恒星演化理论的重要任务。目前人们所知道的ＡＧＢ星的演化图景是,恒星经过漫长的主序演化之后,将经过红巨星（ＲＧＢ）阶     

仙女座β的“幽灵”

在可见光波段看来,这个名为NGC404的星系似乎只是一个白色斑点（上面左图的中间）。它完全被仙女座β星（奎宿九）的光芒所掩盖了。仙女座β是一颗红巨星,它的辐射主要集中在可见光波段,NGC404被它的厉芒淹没,被爱好者们戏称为“仙女座β的幽灵”。     

疏散星团NGC 6866视场中5颗类太阳振动红巨星的星震学研究

由于星团中所有成员星是在近似相同的时间里由相同的气体星云形成,所有成员星具有相同的年龄、距离和化学元素,所以星团中的所有成员星可作为一个整体来研究.此时自由参量较少,这为天体物理的研究提供了一个独特的机会.因此,对星团年龄的确定比对单颗恒星年龄的确定更准确.以耶鲁-伯明翰(Yale-Brimingham)Pipeline技术为核心结合星震学方法,分析并推导了星团NGC 6866视场中5颗被观测到具有类太阳振动红巨星的年龄、质量等恒星参数.发现该星团视场中这5颗类太阳振动恒星中有4颗恒星的年龄不完全一致且大于1 Gyr,远大于利用其他方法得到的星团NGC 6866的年龄(约0.65 Gyr).这意味着这4颗类太阳振动恒星可能不是该星团的成员星.同时利用星震学方法获得KIC 8329894恒星的年龄为0.60976_(-0.085175)~(+0.057327)Gyr,与星团的年龄基本一致;另外,把这5颗被Kepler所观测到的红巨星与LAMOST(大天区面积多目标光纤光谱天文望远镜)的数据做了交叉证认,从而更加确定该红巨星为星团成员星.因此该恒星的星震学年龄也可以作为疏散星团年龄的进一步验证和限制.     

谱线分析法测定ζAur型系统的 红巨星星风物质损失

用双星技术（Binary-technique）的谱线分析方法来测定双星系统中的红巨星或红超巨星的星风物质损失率是目前最为精确的。扼要介绍了此类方法的一般原理以及在ζAur/VVCep双星系统的物质损失测量中的应用。同时介绍了该方法的最新进展,并展开与此有关的一些简要讨论。     

湍动对流与变星脉动稳定性

对低温变星的脉动激发机制中的一些争议问题进行了评述:(1)大多数人相信γDoradus型变星是由所谓的阻塞对流机制所激发.研究表明,γDoradus和δScuti变星的激发机制不存在任何实质性的差别,他们是更大一类δScuti-γDoradus变星的2个次群:δScuti变星是p模脉动子群;而γDoradus是g模脉动子群.(2)大多数人相信太阳5分钟振荡和恒星的类太阳振荡被对流所阻尼,他们是由所谓湍流随机激发机制驱动的.研究表明,对流并非单纯只是脉动的阻尼机制,否则无法解释Mira变星和类Mira变星.利用非局部和非定常的恒星对流理论,不仅可以重现δScuti和γDoradus脉动不稳定区,也可重现低光度红巨星的类太阳振荡和高光度红巨星的类Mira振荡特性.     

银河系化学元素的丰度特征和合成图像(Ⅱ):太阳系原始同位素丰度异常及其解释

太阳系原始同位素组成是研究太阳系起源和演化的基础。评述了太阳星云的原始放射性核素丰度特征及解释此丰度特征的分子云自增丰模型、AGB星污染模型和散裂反应模型。陨石包体中前太阳矿物颗粒的同位素组成异常表明,前太阳颗粒中低密度石墨、X型碳硅石可能来源于超新星爆发,而AGB星或红巨星被认为是尖晶石和碳硅石的最可能的恒星来源。太阳系中比较特殊的氖和氙的同位素组成异常也与超新星爆发密切相关。     

对OH/IR星演化的模型研究

渐近巨星分支恒星 (AGB星 )是一种晚期演化恒星 ,它是恒星作为以核反应释能为发光能源的天体的最后演化阶段。AGB星阶段的恒星具有许多有趣的性质 ,如很大的质量损失率 (因此形成很厚的拱星尘埃气体包层 ) ,光变 ,热脉动 (或He闪耀 ) ,强的红外超量发射 ,分子脉泽发射等 ,弄清AGB星的演化规律是研究恒星演化理论的重要任务。目前人们所知道的AGB星的演化图景是 ,恒星经过漫长的主序演化之后 ,将经过红巨星 (RGB)阶段 ,然后才进入AGB阶段 ,在其演化过程中AGB星的光度和质量损失率要逐渐增大 ,它的光变周期也逐渐变长 ,在其中心星经历了一系列的由He核反应不稳定性引起的热脉动之后 ,它的质量损失很快停止 ,恒星开始向行星状星云 (PN)演化 ,最后行星状星云将会变成一个白矮星 ,这将是许多初始质量不很大的恒星的最终结局。OH/IR星阶段是AGB星演化的一个阶段 ,OH/IR星是那些质量稍大的恒星在AGB阶段后期演化而成的天体。现阶段人们对OH/IR星的具体演化过程还知道得很少。我们利用了球对称包层中的尘埃辐射转移模型来研究OH/IR星的演化性质 ,并且收集了尽量多的具有可靠距离的OH/IR星来研究他们的光度和质量损失率的演化性质。在本文的研究工作中 ,我们主要讨论了OH/IR星在远红外双色图中的分布规律 ,还发现     

银河系化学元素的丰度特征和合成图像（II）：太阳系原始同位素丰度？…

太阳系原始同位素组成是研究太阳系起源和演经的基础,评述了太阳星云的原始放射性核素丰度特征及解释此丰度特征的分子云自增丰模型,ＡＧＢ星污染模型和散裂反应模型,阴石包体中前太阳矿物颗粒的同位素组成异常表明,前太阳颗粒只氏密度石墨,Ｘ型碳硅石可能来源于超新星爆发,而ＡＧＢ星或红巨星被认为尖晶石和碳硅石的最可能的恒星来源,太阳系中比较特殊的氖和氙的同位素组成异常出现与超新星爆发密切相关。     

红巨星∈Ophiuchi的类太阳振动

最近在红巨星∈ Ophiuchi(G9.5Ⅲ)中观测到了类太阳振动.大频率间隔为4.8μHz,并证实了∈ Ophiuchi中存在非径向振动模.依据∈ Ophiuchi红巨星观测到的振动频率数据和它在赫罗图中的位置,采用恒星演化计算与恒星振动计算相结合的方法,对∈ Ophiuchi红巨星的质量、金属丰度、年龄、半径进行了初步的限制.     

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.     

M4中反常可疑变星的光电观测

ZB44=G512是位于球状星团M4的C-M图上红巨星支顶部的星。在1975年紫台拍的双筒底片上,姚保安发现它有可疑快速变光,后经多次照相观测,不能排除变光的可能性。1980年我们用北台60公分反光望远镜进行光电观测,看来变光确实是存在的。最引人注目的是在λ_e≈6250波长上,它有变幅约0~m.15,准周期约68.5分钟的快速变光。就我们所知,发现红巨星有这样的光变还第一次,如果为进一步的观测所证实,显然对变星理论和天体演化理论都有重要的意义。 另外,对已发表的反常变星ZB38=G30和ZB39=G327也进行了光电观测,看来照相发现的光变属实。 由于光电观测是在大天顶距时进行,从现有径向变星脉动理论看,C-M图上性质很不同的红蓝星却有相似的变光形式是难以理解的,而按现有的文献上的知识,又找不到哪种误差可以完全解释观测到的准周期光变。所以我们重复文献[7]说过的话,除非发现了新的误差来源,否则我们不得不得出结论:M4方向存在着一群反常变星。 迫切需要进一步的观测来证实这一结论。