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[硕士论文] 张小燕
天体物理 中国科学技术大学 2017(学位年度)
摘要:AGB星对研究恒星演化以及星际介质都有非常重要的意义。由于星周包层的遮蔽作用,我们很难直接测量AGB星的一些基本参数。所以很多学者建立AGB星的星周包层模型,开展数值模拟工作,并通过拟合观测到的光度、光谱数据来研究星周包层的结构与组成,进而深入研究AGB星的性质。因为星周包层中的物质来源于中心恒星的质量损失,所以星周包层的密度、温度、元素丰度、速度等物理量的分布和可观测的光子辐射性质与中心恒星性质强相关,保证了上述方法的可行性。另外,星周包层是星际介质物质的重要来源,星周包层的物理化学性质本身的研究对理解星际介质的形成演化具有重要意义。本文第一部分介绍了星周包层模型以及数值模拟方面的研究进展,阐述了不同模型之间的异同,以及未来的发展方向。
  射电观测对星周包层的化学组成和物理结构以及恒星风的研究都是十分重要的。另外,系统的谱线探测是一种十分方便有效的用于研究分析天体的物理化学性质的方法。本文第二部分介绍了对C型AGB星IRC+10216厘米波段的谱线的探测研究,填补了从13.3GHz到17.8GHz频率范围的空白。通过使用上海65米天马望远镜共观测到了41条探测灵敏度在7mK以上的分子谱线。这些分子谱线来源于12种不同的分子以及3种同位素分子。除了分子SiS,其他的均为碳链分子,包括HC3N、HC5N、HC7N、HC9N、C6H、C6H-、C8H、SiC2、SiC4、c-C3H2和1-C5H,丰富的碳链分子应证了IRC+10216是一个富碳型AGB星。我们还基于局部热力学平衡的假设,估计了分子的激发温度和柱密度,与前人的结果比较,发现转动跃迁的能级越高对应的转动温度越高,代表的区域温度越高。
[硕士论文] 汪锐
有机化学 南昌大学 2015(学位年度)
摘要:“未证认的红外谱带”(“Unidentified Infrared Emission”,UIE)广泛分布于多种天体环境,它们是一组很强的红外发射谱,以3.3、6.2、7.7、8.6和11.3μm五条谱带最为显著,除此之外在3.4、6.85、12.7、16.4、17.4μm处还探测到较弱的发射线。3.3,6.2,7.7,8.6,和11.3μm“未认证红外发射特征”通常归因于多环芳香烃(polycyclic aromatic hydrocarbon,PAH)分子。“未证认的红外谱带”载体模型大都认为3.3μm辐射源于芳香C-H的伸缩振动,若假定3.4μm辐射全部源于脂肪C-H的伸缩振动;我们就可以从3.3和3.4μm发射特征在天体中所观察到的强度估算出UIE载体成分中的脂肪份数(例如脂肪形式中的碳原子份数)。
  在很多天体中,人们确实同时观测到了3.3μm和3.4μm这两个谱征。本文主要选取了彗星、土卫六、土卫七和土卫八几个天体的光谱图分析计算这几个天体中有机物质的脂肪性和芳香性,其中土卫六光谱中没有3.4μm的光谱特征所以不考虑。另外,也选取了两个光谱图代表银河系星际空间。
  基于3.3μm为芳香烃结构的C–H键拉伸的特征波长,而脂肪烃结构的C–H键拉伸的特征波长为3.4μm,本文通过分析大量相关有机分子,我们得到一个平均值A3.3/A3.4≈0.94(A3.4是3.4μm脂肪族的带强度,A3.3是3.3μm芳香族的带强度)。我们分析了这些同时有3.3μm和3.4μmC–H特征的天体,确定I3.4/I3.3比值即3.4μm特征的辐射流量与3.3μm特征的辐射流量的比值。最后,通过A3.3/A3.4的比值和I3.4/I3.3的比值得到它们的脂肪分数。
[硕士论文] 孟晓英
天体物理 河北师范大学 2015(学位年度)
摘要:本文分为两大部分:
  第一部分测定了一颗r/s星HE0338-3945和r-(Ⅱ)星CS31082-001的钡元素的奇偶同位素丰度比,从同位素的角度研究了贫金属情况下r-和s-过程的中子俘获核合成情况和发生场所,以及相关恒星的形成机制问题。对元素同位素丰度的测量可以给恒星演化模型提供相较于元素丰度更加严格的观测约束,进而为精确了解恒星内部核合成及演化过程提供了保障。光谱取自高分辨率、高信噪比的UVES光谱。采用Mashonkina等人(2006)的方法,首先利用受超精细结构效应影响较小的次级线λ5853和λ6496确定Ba元素的丰度,然后考虑到共振线λ4554受到强烈的超精细结构(HFS)影响,通过改变Ba元素的奇偶同位素丰度比例,采用光谱综合的方法来拟合谱线λ4554的轮廓,并通过卡方检验的方法获取最佳偶奇比值。原因在于对于分裂后的谱线λ4554的吸收轮廓,尽管偶同位素谱线的吸收仍旧位于线心位置,但是奇同位素谱线的吸收则主要处于线翼位置并且具有不对称性,所以拟合非对称性的谱线轮廓即可测得元素奇偶同位素丰度比。通过元素的奇偶同位素丰度比fodd可以得到r-和s-过程对Ba元素的相对贡献,进而研究该星的重元素形成机制。研究发现,不同于纯r-过程丰度模式,对应于太阳纯s-过程的fodd比例并不适合于贫金属星,其与恒星的金属丰度和质量有很强的依赖关系。
  第二部分确定了22课钡星的大气参数。我们基于高信噪比、高分辨率的ELODLE光谱,通过光谱综合的方法来确定该22颗钡星的恒星大气参数。利用Alonso等人(1999)给出颜色与有效温度的关系来确定恒星的有效温度;采用三角视差法确定恒星的表面重力,该方法主要基于表面重力与有效温度的关系,同时利用FeⅠ、FeⅡ线的电离平衡方法进行了验证。利用测定的Fe线的等值宽度,初步计算出各谱线对应的[Fe/H]及平均值,最后通过迭代的方法进行验证。
[硕士论文] 邸宝莉
天体物理 河北师范大学 2015(学位年度)
摘要:观测表明,银盘不同的中子俘获元素丰度随金属丰度变化有不同的趋势。研究银河系恒星的形成机制、演化过程对我们来说非常重要,它是我们理解其他星系恒星形成及演化过程的一个重要参考样本。并且已经有很多关于银河系恒星形成及演化过程的研究成果,但仍有些问题是没有被理解的。
  元素的天体物理来源是多样的,其涉及的物理过程也极其复杂。在这种情况下,观测的恒星元素丰度不能用单一的核合成过程来解释。为了揭示银河系恒星复杂的形成历史和演化过程,本文采用五分量元素丰度模型对样本星进行拟合。我们在计算时选择的元素范围包括了α元素、铁族元素和中子俘获元素,通过对计算结果分析我们得到了银盘恒星中各元素来源情况。
  本文主要包括以下两部分:
  第一部分首先给出本文所采用的五分量元素丰度模型及计算方法,其次对233颗银盘恒星元素丰度进行计算拟合,并给出最佳拟合结果。通过对整体拟合效果的分析,得知我们的计算方法是有效的。最后对计算结果进行分析和讨论。
  第二部分给出本文结论。随着恒星金属丰度的增加,主要r-过程和弱r-过程对元素丰度的贡献不断减少,而主要s.过程、弱s.过程和Ia型超新星对元素丰度的贡献相对增多。此外,我们还得到了每个元素(0、Mg、Si、Ca、Y、Zr、Ba、La、Ce、Nd、Sm、Eu)的[X/O]随[Fe/H]增加的变化趋势及天体物理原因。对于α元素,大质量星primary分量的贡献处于主导地位,所以[α/Fe]随[Fe/H]增加都有下降趋势。但是由于secondary分量的贡献随[Fe/H]增加而增加,一旦secondary分量贡献比例逐渐接近primary分量贡献比例,则[α/Fe]随[Fe/H]增加而下降的趋势相对较平缓。对于铁元素,[Fe/Fe]=0的天体物理原因应该解释为Ia型超新星的贡献。而对于元素Ni,在富金属丰度部分,[Ni/Fe]随[Fe/H]呈现上扬趋势的原因是secondary分量和Ia型超新星的贡献。对于中子俘获元素,[X/Fe]随[Fe/H]的增加有不同变化趋势的天体物理原因应该由不断增加的主要s.过程分量的贡献来解释。而对于元素Sm、元素Eu,主要r.过程分量的贡献一直处于主导地位。
[硕士论文] 秦安楠
天体物理 河北师范大学 2012(学位年度)
摘要:恒星元素丰度是从观测上追踪银河系结构和化学演化的很好探针。随着天文观测技术和仪器的改进和提高,近年来人们积累了大量的恒星光谱数据,分析得到了恒星中许多元素的丰度,为我们研究不同类型恒星的化学演化提供了支持。本文我们以F和G型矮星作为研究对象,分析这些恒星中Sc和Mn这两种元素的丰度趋势。
  为了得到更具普遍性的观测结果,我们采用大样本恒星的统计分析,所选择的样本有2个来源:第一个来源是选择了从2000年以来一直到2011年的11个大样本恒星的观测结果,第二个来源是使用中国科学院国家天文台兴隆观测站的2.16米望远镜,观测得到的15颗F和G型矮星的元素丰度。总共获得了798颗恒星的元素丰度,包括367颗薄盘星,303颗厚盘星和128颗晕星。
  论文首先介绍了银河系的旋臂结构、成分结构,综述了对恒星Sc和Mn元素丰度的观测研究和分析结果;第二部分是星族的分类,用纯运动学来划分薄盘星、厚盘星和晕星;第三部分是我们的光谱观测和丰度分析结果,观测并分析了15颗贫金属矮星的元素丰度;第四部分多样本统计分析,包括样本的选取和完备性分析;最后一部分详细讨论了不同星族恒星的Sc和Mn元素的丰度演化趋势。
  通过大样本恒星的统计分析,得到了以下重要结果:
  (1)Sc元素丰度的演化趋势:贫金属星中[Sc/Fe]总体上是相对超丰,而且随[Fe/H]的增加呈下降趋势,但在整个金属丰度范围内[Sc/Fe]并不是单一斜率下降,[Sc/Fe]随金属丰度[Fe/H]的演化趋势在薄盘星、厚盘星和晕星中是不完全相同的。在薄盘恒星([Fe/H]>-0.8)中[Sc/Fe]随[Fe/H]的增加呈线性下降趋势,这一特性和α元素很相似,因此Sc有时被称为“类α元素”;在厚盘恒星中当[Fe/H]<-0.5时[Sc/Fe]随[Fe/H]的增加是线性上升的,但当[Fe/H]达到-0.5后继续增加[Sc/Fe]转而变为线性下降的趋势;在晕族恒星中,[Sc/Fe]的弥散变得较大,且[Sc/Fe]几乎与[Fe/H]的变化无关。
  (2)Mn元素丰度的演化趋势:[Mn/Fe]在贫金属星中总体上是相对欠丰,且[Mn/Fe]随[Fe/H]的增加呈上升趋势,但当[Fe/H]<-1.0时,这种上升趋势非常微弱几乎保持在[Mn/Fe]=-0.5附近,而当[Fe/H]>-1.0时,[Mn/Fe]随[Fe/H]的上升趋势明显加快且呈线性上升趋势。[Mn/Fe]的这种演化趋势正好与α元素的镜像分布相似,尤其与O元素的镜像分布相似。
  (3)从整个样本星的金属丰度[Fe/H]分布趋势图中可以看出:薄盘星的金属丰度分布在-1.09<[Fe/H]<0.37;厚盘星分布在-2.66<[Fe/H]<0.0,几乎在全部样本星的金属丰度范围内都有厚盘星的存在;晕星的[Fe/H]<-0.55。因此可以看出厚盘星与薄盘星、晕星与薄盘星以及厚盘星和晕星的金属丰度范围都有重合部分,无法按照金属丰度来严格区分这三个不同的星族。
  (4)从整个样本星的轨道半径趋势图中可以看出:薄盘星的Rm主要分布范围为6.44kpc  (5)从整个样本星的最大法向距分布趋势图中可以看出:薄盘星的主要分布范围是Zma。<1kpc;厚盘星的主要分布范围是0.02kpc1kpc。因此可以看出薄盘星与厚盘星、薄盘星与晕星以及厚盘星与晕星的法向距分布也有重合部分,无法按照法向距分布来划分这三个星族。
  (6)从Sc和Mn元素丰度同空间速度的关系图中可以看出,用ULSR和WLSR来区分薄盘星、厚盘星和晕星,效果不是很明显;但区分这三个不同星族最明显的是用VLSR来划分,我们可以看到虽然薄盘星和厚盘星区别不是很明显,但晕星和薄、厚盘星可以明显区分(除了个别晕星)。
  (7)在整个银盘径向上,薄盘星、厚盘星和晕星的[Sc/Fe]丰度都随着Rm的增加,有一个轻微的下降趋势;薄盘星的[Mn/Fe]随着Rm的增加呈现下降趋势,而厚盘星和晕星的[Mn/Fe]随着Rm的增加却呈现上升趋势。
  (8)在整个银盘的法向丰度上,总样本星的[Sc/Fe]随着Zmax的增加有一个上升的趋势;而[Mn/Fe]随着Zmax的增加没有明显的演化趋势。
[硕士论文] 申晓静
天体物理 河北师范大学 2012(学位年度)
摘要:从1951年钡星首先被Bidelman&Keenan鉴别之后,随着观测数据越来越精确,对钡星丰度的分析和研究也不断深入。到现在,许多学者对钡星进行了大量的研究,得到了很多有价值的模型和计算结果,为我们了解钡星提供了重要的资源。但是,对于钡星的元素丰度方面,比如铁族元素Cu和Zn的来源等,仍有许多问题尚待解决。
  本文以星系化学演化理论和元素核合成理论为基础,建立钡星元素丰度的参数化计算方法。在元素丰度的计算公式中包括主要r-过程、弱r-过程、主要s-过程、弱s-过程四种核合成过程和SneIa的贡献总共五个分量,可以计算钡星中每一种中子俘获过程和SneIa的对元素丰度的相对贡献。
  本文主要包括两个部分:第一部分提出并建立钡星元素丰度的五个参量的参数化方法,拟合了39颗样本星并得到它们的五个参量和拟合曲线。通过对拟合结果的分析,发现计算结果与观测值拟合的很好,证明了我们的参数化方法的正确性和有效性。第二部分对得到的计算结果进行分析和讨论。
  我们的参数化方法相对于以往对钡星研究的各种模型来说具有独立性,脱离钡星的一些复杂的参数,比如轨道根数、中子辐照量等,计算过程比较简单。对钡星元素丰度进行分析和研究,得到以下结论:
  1,得到的五个分量系数与[Ba/Fe]的关系图中,主要s-过程的分量系数随着[Ba/Fe]的升高明显增大,而其余四个分量基本上在1左右保持不变。
  2,五参量参数化方法计算出主要r-过程,弱r-过程,主要s-过程,弱s-过程和SneIa对钡星元素的贡献比例,为我们了解钡星中各个元素的来源提供了很好的依据。
  3,由于s-过程元素的合成伴随着Cu和Zn的产生,我们的研究发现观测结果表现出的Ba星的[Cu,Zn/Fe]和中子俘获元素丰度的相关性可以用我们的五参量方法定量计算并且通过Ba星形成的双星机制来解释。
[硕士论文] 梁帅
天体物理 河北师范大学 2012(学位年度)
摘要:研究贫金属s+r星的丰度可以为我们了解星系早期的s-过程和r-过程的核合成提供重要信息。本文通过参数化模型对32颗s+r星的观测丰度进行了拟合,我们发现,本文所采用的s-过程,主要r-过程和弱r-过程可以对观测丰度进行很好的拟合。由于这种方法将各种元素的丰度按核合成过程进行了分解,所以也得到了每一种元素中,每个中子俘获过程的相对贡献。
  本文主要有三个重要结果:
  1.在s+r星和r-rich星中,弱r-过程物质有相似的起源,s+r星和r-rich星都形成于被弱r-过程物质污染过的星云中;
  2.在r-rich星中,主要r-过程的产量反映出了中子俘获过程的主要特性,但是在s+r星中,r-过程的产量反映出的是中子俘获过程的次要特性。这说明,形成s+r星中r-过程元素的物理条件不同于一般的r-rich星中的r-过程元素合成条件,至少这两者的物理环境有局部的不同;s+r星中的r-过程元素形成时的超新星的前身星质量和核合成场所可能会不同于一般的r-过程;
  3.卜过程与s-过程有着不同的起源和核合成场所,但是s+r星中r-过程与s-过程的增丰程度有明显的相关性。通过对样本星的拟合得出的分量系数,本文发现从AIC或者1.5型超新星中得到的r-过程元素越多,从双星系统中的AGB星上得到的s-过程元素也越多。
  由于s+r星的观测结果较少,所以本文的样本星不是很多,本文希望这个模型可以得到更多的样本星的检验。本文的研究结果将有助于对了解星系早期的化学演化和s+r星的形成机制。
[硕士论文] 吴慧涛
天体物理 河北师范大学 2011(学位年度)
摘要:本论文以星系化学演化理论和中子俘获核合成理论为基础,以r-过程主要分量(r-main)、r-过程弱分量(r-weak)、s-过程主要分量(s-main)、s-过程弱分量(s—weak),四个分量模拟计算了金属丰度在-3.29<[Fe/H]<-0.15的92颗恒星的中子俘获元素丰度分布,为确定不同金属丰度下四种核合成过程对中子俘获元素的贡献比例提供了一种理论模型。由此来确定恒星中子俘获元素丰度分布特点和规律。
   本文主要分为以下两部分:
   第一部分首先提出了计算恒星元素丰度的参数化方法,以星系化学演化理论和中子俘获元素核合成为基础,根据主要r-过程典型星和弱r-过程典型星数据,结合太阳系主要s-过程过程、弱s-过程的数据建立了四分量参数化模型。其次利用四分量参数化模型计算92颗贫金属星并给出计算结果与拟合曲线,以及拟合误差,讨论计算结果。通过分量系数的结果,算出四分量对Sr、Ba、Eu的贡献比例。
   第二部分结论。对本文进行了总结,得出结论分析结果,并指出我们模型的不足,以及今后的进展方向。计算结果表明:四分量参数化方法提供了比较可行的确定r-过程主要分量(r-main)、r-过程弱分量(r-weak)、s-过程主要分量(s-main)、s-过程弱分量(s-weak)对恒星中子俘获元素贡献比例的方法。可以从理论上预言:不同金属丰度下的恒星的中子俘获元素丰度。
   本文的计算涉及到中子俘获核合成理论,四分量参数化方法意义明确。
  
[硕士论文] 杨国超
天体物理 河北师范大学 2011(学位年度)
摘要:钡星是一类特殊的红巨星,最初是由Bidelman和Keenan在1951年观测得到[09],其光谱型为G2-K4,光谱中有非常强的BaⅡ4554 A线,另外还有SrⅡ线、CH线、CN线,以及C2线(Burbidge et al.1957[15])。在随后的观测中,人们发现钡星的光谱特征还表现为其他重元素的增丰,比如:Y、Zr、La、Ce、Pr、Nd、Sm等。
   在之后对钡星的研究中,人们已经得到了很多钡星的演化历史和物理属性,但是还有很多问题没有解决,例如造成钡星重元素超丰的具体过程是什么,主要受哪些因素的影响,钡星的运动学特征等等。以此为切入点,我们开展了对钡星的研究工作。
   Lu(1991)[60]搜集整理并列表给出了一个389颗钡星的样本表。并采用Warner et al.(1965)[74]的方法依据BaⅡ4554 A谱线的强度,给出了每颗样本星的钡强度。具体值从1到5表明Ba强度逐渐增大,并定义Ba≥2的样本为强钡星,Ba<2的样本为弱钡星。
   另一方面,McClure(1980)[56]发现绝大部分钡星(甚至可能是全部)都显示视向速度的变化,表明它们有伴星的存在。之后的一些工作测得了大样本钡星的双星轨道参数(Carquillat et al.1998[20],Udry et al.1998a[72],1998b[73],Jorissen et al.1998[40])。
   虽然有了这些前期工作,但由于观测限制,对于钡星重元素的直接观测分析还较少,而重元素丰度的分析是研究钡星重元素超丰起源的重要而直接的方法。因而我们建立的研究课题是观测获得大样本钡星的高分辨率高信噪比光谱,进而获得其重元素丰度。如果可能,并将详细比较分析强、弱钡星的特征,并探讨其原因。
   我们利用中国科学院国家天文台兴隆观测站的2.16米天文望远镜进行了光谱观测,并获得了57颗钡星的高分辨率、高信噪比光栅光谱。国家天文台梁艳春研究员和刘国卿博士已经分别处理和分析了其中的4颗和8颗样本(Liang et al.2003[47],Liu et al.[49])。本文共处理和分析了其余的45颗样本星。在处理光谱方面,我们用标准的MIDAS软件包得到一维光谱并测量得到每颗目标源的视向速度和元素的等值宽度,然后用前人提出的经验方法迭代计算并得到可靠的大气参数(有效温度(Teff)、表面重力(log g)、金属丰度[Fe/H]和微观湍流速度(ξt)),然后将大气参数及谱线的等值宽度输入所采用的大气模型中,从而得出了17种元素的丰度。
   我们发现45颗样本星里,除了HD26是晕星,其它44颗都是盘星。它们的O,Na,Mg,Al,Si,Ca,Sc,Ti,V,Cr,Mn,Ni等α、Na、Al及铁族元素的丰度与太阳值类似,Y、Zr、Ba、La、Eu等中子俘获元素表现出明显增丰。例如[Ba/Fe],[La/Fe],[Eu/Fe]的中值分别是0.53,0.43,0.39。强钡星的Y、Zr元素表现出第一个峰值,Ba、La、Eu等元素表现出第二个峰值,且比第一个峰值更高。而弱钡星的Y、Zr元素看不出明显增丰,甚至比太阳值还要低,Ba、La、Eu等元素依然能看出明显的增丰。不过,应该提到的是我们采用的是YⅠ、ZrⅠ线来计算得到Y、Zr元素的丰度。有研究表明,如果采用YⅡ、ZrⅡ线的话,丰度值会略有提高(0.1-0.3dex)。
   然后,我们将样本扩大,增加了Liang et al.(2003)[47],Allen&Barbuy(2006a)[01],Smiljanie et al.(2007)[68],Liu et al.(2009)[49],Zacs(1994)[78]工作的共69颗样本星。这样我们采用扩大后的样本(114颗样本星)来进一步分析钡星的特征,特别是比较了强、弱钡星的丰度特征,探讨了可能影响其差别的主要参数,包括金属丰度,双星轨道周期及中子辐照量。
   我们基于高质量光谱观测获得的样本星的[Ba/Fe]值对钡星进行了重新分类,我们把[Ba/Fe]≥0.69的钡星划分为强钡星,把[Ba/Fe]<0.69的钡星划分为弱钡星。
   因为之前的工作中绝大部分是强钡星,而我们的45颗样本星里很多是弱钡星,这使得我们能够对强、弱钡星的比较更加细致深入。我们发现对于强钡星,随着金属丰度的增大,钡元素丰度降低,对于弱钡星没有明显趋势。这可能意味着Ba超丰较强的那些星相比Ba超丰较弱的那些星属于更老一些的盘族星。不过在较重(hs:Ba和La)与较轻(ls:Y和Zr)元素丰度比率[hs/ls]与[Fe/H]的关系中,却没有看到强、弱钡星的明显差别。
   我们计算得到样本星的空间速度U、V、W,证明这45颗样本星里除了HD26是晕星,其它的都是盘星。强、弱钡星的空间速度U、V、W没有明显区别。
   通过利用星风吸积模型拟合(Liang et al.2000[46],Zhang et al.1999[79]),我们发现星风吸积模型能更好的解释钡星的重元素超丰:钡星的重元素超丰是由于吸积了其伴星所抛射的重元素物质造成的,而这颗伴星当时是一颗AGB星,现在已经演化为一颗白矮星。
   然后,我们进一步探讨了另外两个参数对强弱钡星的影响,即双星轨道周期P和其伴星在AGB阶段发生中子俘获过程时的中子辐照量。通过分析,我们发现轨道周期对于造成钡星的重元素超丰有重要影响。一般来说,更短的轨道周期更有利于造成钡星的超丰。而更强的中子辐照量会使得钡星有更高的重元素超丰。不过,整体还是多个参量耦合在一起的复杂的过程。
[硕士论文] 范纬世
天体物理 河北师范大学 2009(学位年度)
摘要:太阳附近长寿命的F和G型矮星被称为银河系演化的活化石,其恒星大气的元素丰度直接反映了银河系不同演化阶段的化学成分,为研究银河系的结构和化学演化提供了强有力的探针。因此,这类恒星一直是天文学的主要观测目标。 观测使用国家天文台兴隆观测站2.16米望远镜及其附属的折轴摄谱仪,得到102颗F和G型矮星的高分辨率、高信噪比光谱。数据处理使用欧洲南方天文台开发的MIDAS软件包,得到恒星的一维光谱和谱线的等值宽度。恒星大气模型采用Kurucz局部热动平衡模型,恒星的有效温度利用测光色指数b-y、V-B和V-K确定,表面重力利用依巴谷卫星数据的三角视差确定。元素丰度是利用ABONTEST8计算程序,通过迫使理论计算的等值宽度符合观测的等值宽度得到的,总共分析得到14种元素(O、Na、Mg、Al、Si、Ca、Fe、Sc、Ti、V、Cr、Mn、Ni、Ba)的化学丰度,并估计了丰度分析的误差。采用Yonsei-Yale的等年龄线确定了恒星的年龄,并详细分析了恒星年龄的不确定性。利用恒星的依巴谷视差、自行和视向速度等数据计算得到恒星的空间运动速度U、V、W。根据纯运动学判据划分了样本星的星族成分,包括70颗薄盘星,30颗厚盘星和2颗晕星。根据计算结果,分别讨论了厚盘星和薄盘星中各种元素的化学丰度随金属丰度的演化趋势,以及银盘恒星的年龄-金属丰度的关系。主要结论概括如下: (1)厚盘恒星的平均年龄比薄盘恒星老,年龄-金属丰度关系(AMR)比薄盘更明显。 (2)厚盘和薄盘恒星α元素(Mg、Si、Ca、Ti)丰度不能完全分离,几乎在整个样本的金属丰度范围内-0.7≤[Fe/H]<0.1,既存在着具有典型薄盘α元素丰度的厚盘星,也存在着具有典型厚盘α元素丰度的薄盘星。但平均来说,厚盘恒星α元素丰度高于薄盘恒星。 (3)薄盘和厚盘恒星的[O/Fe]也不能完全分离,总体趋势是[O/Fe]随[Fe/H]的增加而减小,但薄盘恒星[O/Fe]在[Fe/H]≈-0.4处存在一个膝状下降(a knee)。 (4)薄盘与厚盘恒星的[Na/Fe]无明显区分,贫金属星的[Na/Fe]随[Fe/H]的增加而减小,但对富金属星[Na/Fe]表现出随[Fe/H]的增加而增加的趋势。另一个奇Z元素的丰度[Al/Fe],其趋势与[α/Fe]类似,且厚盘恒星的[Al/Fe]平均高于薄盘恒星。 (5)铁峰元素Sc、V、Cr、Mn、Ni的丰度趋势各不相同。其中[Sc/Fe]在厚盘和薄盘恒星中的趋势不同,对薄盘恒星来说,[Sc/Fe]的趋势类似于[α/Fe],但对于厚盘恒星来说,[Sc/Fe]明显超丰且在[Fe/H]≈-0.6附近有一个峰值。[V/Fe]、[Cr/Fe]、[Ni/Fe]在整个样本的金属丰度范围内基本上在太阳丰度附近,且薄盘和厚盘恒星的丰度无明显区分,但平均来说,厚盘的[V/Fe]稍微高于薄盘,而[Cr/Fe]正好相反。[Mn/Fe]在贫金属星中总体上是明显低于太阳值,表现为随[Fe/H]的增加而升高的趋势,好像是[α/Fe]的镜像,但是厚盘星和薄盘星的[Mn/Fe]混合严重,无明显区分。 (6)在厚盘和薄盘恒星金属丰度的重叠区域,厚盘和薄盘的[Ba/Fe]是不能区分的,但平均来说厚盘的[Ba/Fe]要低于薄盘约0.1dex。在[Fe/H]<-0.7时,[Ba/Fe]随金属丰度减小有下降的趋势。 我们的结果表明,对于我们的样本来说,薄盘和厚盘恒星在元素丰度上无明显差别,即使对于普遍认为可以分开的α元素丰度也存在一定程度的混合,这可能是由于观测样本中包括部分运动学性质介于厚盘和薄盘之间的过渡恒星或Hercules stream恒星造成的。因此,关于薄盘和厚盘恒星在元素丰度上是否能够明显区分,还需要更多的观测数据来确认。
[硕士论文] 耿媛媛
天体物理 河北师范大学 2009(学位年度)
摘要:本文分别对29颗s-过程超丰的贫金属星和26颗钡星采用对流参数化模型和单辐照参数化模型计算出了这些恒星的核合成参数,并将两种模型所得结果进行详细比较。本文所得主要结论如下: 1.对流参数化模型计算结果:与钡星对应的重叠因子r较小,与s-过程超丰的贫金属星对应的重叠因子r较大:总体上看,贫金属星比钡星更容易形成较重的元素丰度。s-过程超丰的贫金属星的△τ值明显高于钡星的△τ值,其原因是13C中子源为初级(primary)中子源,随着AGB星的初始金属丰度的降低,中子数密度将明显增大,导致s-过程超丰的贫金属星对应的中子辐照量△τ值大于钡星。s-过程超丰的贫金属星的τ0值明显高于钡星的τ0值,即s-过程超丰的贫金属星[Pb/hs]的数值大于钡星[Pb/hs]数值。钡星Cr比较低,s-过程超丰的贫金属星Cr比较高;钡星的r-过程物质和s-过程超丰的贫金属星的r-过程物质的来源不同,钡星的r-过程物质可能来自于星际云中,贫金属星的r-过程物质可能来自于局部污染事件。贫金属的s-过程分量系数Cs比富金属s-过程分量系数Cs大,其原因可能是钡星的质量大于s-过程超车的贫金属星质量。对流模型对s-过程超丰的贫金属星和钡星是有效程度基本相同。 2.单辐照参数化模型计算结果:s-过程超丰的贫金属星的△τ值明显高于钡星的△τ值,可以看成13C中子源为初级(primary)特性的证据。钡星的Cr值分布在较小的范围内(1~5),而s-过程超丰的贫金属星的r-过程分量系数Cr则分布在较宽的范围内(0~90)。由于钡星的金属丰度高,中子辐照量较低,单由一次中子照射不能形成足够多的铅,使得模型中的铅符合的不好,单辐照模型对大部分的钡星是不适合的。 3.两种模型的比较:对于钡星,对流模型平均中子辐照量和单辐照模型参数方法的中子辐照量有着很强的相关性:Cs<0.001时两种模型计算的s-过程分量系数Cs非常的接近,Cs>0.001时对流模型中Cs明显大于单辐照模型的Cs;对于钡星X2<4的时候对流模型符合的好,X2>4的时候两种模型相当:除个别情况(r<0.1)外,对流模型结果好于单辐照模型。对于s-过程超丰的贫金属星,按单辐照模型计算的中子辐照量主要集中在0.5~1mbarn-1和3~5mbarn-1两个区域可将恒星分为两类,中子辐照量在0.5~1mbarn-1范围内的恒与平均中子辐照量之间相关性不明显;中子辐照量在3~5mbarn-1范围内的恒星与平均中子辐照量之间具有较强相关性;两种模型的Cs值非常的接近,说明两种模型给出稀释程度相近;除r<0.1与r>0.9情况,对流模型结果好于单辐照模型。无论是钡星还是s-过程超丰的贫金属星,两种模型得到的r-过程分量系数Cr非常的接近,说明r的超丰与AGB星具体模型无关。
[硕士论文] 张栩宁
理论物理 广西师范大学 2008(学位年度)
摘要:在s-过程核合成的参数化方法基础上,考虑到外赋AGB星的重元素超丰可能来自双星物质吸积,且双星相互作用加剧了主星的物质损失,而物质损失对AGB星的演化具有决定作用,我们提出了双星物质吸积的外赋AGB星参数化模型:采用稳定的洛希瓣质量转移率,通过逐次脉冲转移并混合,拟合了10颗贫金属星的表面元素丰度。结果表明,无论是否考虑分叉道,理论计算均能较好的重现观测数据。计及双星物质吸积后,主星s-过程重叠因子的取值范围是0.100—0.850;中子辐照量的取值范围为0.425—0.7691mb-1;洛希瓣物质转移参量R1/RL1的取值范围是1.430—4.435。为了产生铅星,主星的初始质量取值满足Mi≤1.45MM☉,并且具有较低的挖掘程度和较大的1L/1RR值;而非铅星可能归因于Mi≥2.00MM☉的主星,较高的挖掘程度以及较小的R1/RL1值。本文外赋S星与s+r星的主星初始洛希瓣半径对比显示,前者的值小于后者。随着金属丰度降低,主星的初终质量关系变陡支持了s+r星的AGB超新星或AIC形成机制。
[硕士论文] 曹藏文
天体物理 河北师范大学 2007(学位年度)
摘要:恒星元素丰度是探讨银河系化学演化的重要探针,分析不同星族成分的元素丰度是研究银河系结构和化学演化的重要课题。 我们的工作主要包括两部分:第一部分是观测样本的元素丰度分析,观测样本取自太阳附近恒星巡天观测的星表,利用国家天文台2.16望远镜和。折轴系统,观测得到26颗恒星的高信噪比、高分辨率光谱,利用MIDAS软件包进行光谱数据处理得到谱线的等值宽度,利用恒星大气模型和原子谱线参数,得到14种元素(O、Mg、Si、Ca、Ti、Al、Na、Fe、Sc、V、Cr、Mn、Ni、Ba)的化学丰度;第二部分是大样本恒星丰度的统计分析,选取了11篇文献,得到了已知化学丰度的540多颗矮星,采用统一运动学划分标准确定每一颗恒星的星族成分,确定了270颗恒星属于薄盘,170颗属于厚盘,100颗属于晕,最后分析了22种元素(Mg、Si、Ca、Ti、Al、Na、Sc、V、Cr、Mn、CO、Ni、Cu、Zn、Sr、Y、Zr、Ba、La、Ce、Nd和Eu)的化学丰度在不同星族成分中的分布趋势。 主要结论如下: (1)厚盘和薄盘、厚盘和晕在金属丰度上相互混合,不能很好地区分,但是从整体上看,薄盘恒星的金属丰度范围主要集中在-0.7≤[Fe/H]≤0.4,厚盘恒星的金属丰度范围主要集中在-1.0≤[Fe/H]≤-0.3,晕星的金属丰度范围主要在[Fe/H]≤-0.7。 (2)在厚盘和薄盘恒星金属丰度重叠的(-0.7≤[Fe/H]≤-0.3)范围内,对于α元素,厚盘恒星的[α/Fe]明显高于薄盘,另外Al元素和铁族元素中的V、Co、Sc、Cu、Zn以及中子俘获元素Eu等的丰度分布也与α元素类似,厚盘高于薄盘;但Mn元素的丰度却表现为薄盘高于厚盘恒星,与α元素分布呈镜像关系:Na元素和其他铁族元素Cr、Ni以及中子俘获元素Y、Ba、Ce等的丰度在厚盘和薄盘恒星中没有差别。 (3)在整个金属丰度范围内,厚盘恒星和晕星中对每种元素的丰度都是相互混合的,没有明显区分。
[博士论文] 史菲
天体物理 中国科学技术大学 2006(学位年度)
摘要:本论文中,出于研究计算星系金属丰度方法之间存在的系统差异和氮元素起源的目的,我们使用电子温度方法和强发射线线比方法计算了两个星系样本;一个是观测自中国国家天文台兴隆观测站2.16m望远镜的包含72个蓝致密星系的样本,另外一个样本是选自SDSSDR3的星暴星系样本的氧元素和氮元素丰度.然后,我们以此为观测依据研究了星系的化学演化. 72个蓝致密星系的氧元素丰度的范围是12+log(O/H)=7.15到9.0.SDSSDR3中的星暴星系氧元素丰度的范围是12+log(O/H)=7.58到8.93.对于利用电子温度方法得到的元素丰度,我们的计算结果和前人电子温度方法得到的结果符合的较好,误差一般在~0.1dex.另外,我们发现,利用电子温度方法和强发射线方法计算得到的氧元素丰度的结果相差非常大,特别是在高金属丰度星系中.为了研究不同的计算氧元素丰度的方法得到的结果的差异,我们使用不同的方法(R23-,P-,N2-,以及O3N2-方法)计算氧元素丰度.我们发现,在蓝致密星系样本中,经验的强发射线方法一般比可靠性最好的电子温度方法给出的结果系统偏高,偏高的值平均介于0.09到0.25dex;在SDSSDR3中的星暴星系样本中,R23-方法给出的丰度平均比电子温度方法给出的丰度偏高0.2dex,P方法与电子温度方法符合的较好,并且弥散很小;而N2以及O3N2方法与电子温度方法符合的比较好,但是弥散很大. 我们研究了蓝致密星系的光度-金属丰度关系.结果表明蓝致密星系的光度-金属丰度关系存在很好的线性正相关性.同时,我们发现矮星系(MB>-18)的光度-金属丰度关系的斜率比亮星系(MB<-18)的斜率要陡峭一些.高红移发射线星系的光度-金属丰度关系与低红移的发射线星系相比金属丰度更低,光度更高.另外,我们研究了N/OvsO/H关系.结果表明,在高金属丰度星系中,12+log(O/H)>8.2,氮元素主要是一个由各种质量恒星生产的secondary元素,在低金属丰度星系,12+log(O/H)<8.2,氮元素是由中等质量和大质量恒星生产的primary元素;在12+log(O/H)>7.95范围内,N/OvsO/H关系存在的较大的弥散可以由小质量恒星对氮元素的贡献来解释. 我们使用经过修改的(恒星形成历史和恒星形成效率有所不同)的Larsenetal.(2001)的化学演化模型研究蓝致密星系和星暴星系的化学演化.我们发现闭盒模型可以同时拟合高金属丰度星系和低金属丰度星系的N/OvsO/H,He/HvsO/H和μvs.O/H关系,和观测结果符合的很好.enrichedwind模型对高金属丰度星系和低金属丰度星系和观测结果都不能很好的拟合,ordinarywind模型和同时包括内流和ordinarywind外流的模型只能拟合低金属丰度星系的化学演化,不能用于高金属丰度星系.
[硕士论文] 陈哲
理论物理 河北师范大学 2005(学位年度)
摘要:  本文给出在观测到的极贫金属星Ba元素随金属丰度分布区域的左边界与单颗Ⅱ型超新星污染区域的r-过程元素丰度对应的假定下,采用Tsujimoto[54]给出的Ⅱ型超新星爆发Mg元素的产量,利用Tsujimoto[49]提出的方法,根据观测到的极贫金属星Ba和Mg丰度的左边界数值计算各种质量超新星r-过程的产量,得出星系中r-过程核合成的主要质量区间。根据本文所得到的不同质量Ⅱ型超新星r-过程的产量关系,改进Fields[52]等人所提出的方法,解释观测到的贫金属星中子俘获元素的弥散性(scatter);r-过程元素的均匀化学演化可以看成r-过程核合成场所的另一重要约束条件,本文还根据三成份(晕、厚盘和薄盘)多相模型(气体、分子云、大小质量恒星以及剩余物质),利用本文所得到的Ⅱ型超新星的r-过程的产量计算了r-过程元素的均匀化学演化。
[博后论文] 任静
天文学;天体物理 中国科学院;中国科学院大学;中国科学院国家天文台 2016(学位年度)
摘要:贫金属星是追踪宇宙早期化学组成、恒星形成、化学增丰机制及星系演化历史等的重要工具,而化学丰度异常的贫金属星更为我们提供了珍贵的线索。丰度异常贫金属星的数目非常少,使得在茫茫宇宙中找到这样的特殊恒星非常不易。但是,随着口径更大和同时获取更多光谱数目的大望远镜项目的建成和投入使用,海量的观测数据为寻找越来越多丰度异常的贫金属恒星提供了前所未有宝贵的机会。这篇工作报告首先介绍了搜寻贫金属星的方法和目前世界上运行的大规模巡天项目,以此来一窥贫金属星搜寻技术的发展过程及目前的所取得的成果;随着各种大规模巡天项目的开展,已经并将继续获得空前浩大的覆盖全天区恒星的测光、光谱以及动力学数据库,结合计算机计算速度的提高,将改变之前主要靠意外发现异常贫金属星的状况,而是转为利用大规模数据库开展以搜寻化学丰度异常贫金属星为目的的研究。这篇报告的第二个部分介绍了目前常见的几种化学丰度异常贫金属星类型,以及对应的自动化搜寻工作,当然对于未来即将开展的众多类似项目,目前的这些工作仅仅是“抛砖引玉”。最后一部分,介绍贫金属研究最关键的一个环节——高分辨率光谱分析,贫金属星以及化学丰度异常的贫金属星的研究最终都要走到高分辨率光谱分析这一步,只有这样才能得到这些特殊目标关于其自身化学组成和动力学性质准确而详细的信息,并进一步了解它们所处的环境和经历的演化历史。3D/NLTE化学丰度比1D/LTE丰度更能真实反映贫金属星的化学组成,因此3D/NLTE效应是目前提高高分辨率光谱丰度分析精度的关键所在。
[博士论文] 葛继兴
天体物理 中国科学院大学 2016(学位年度)
摘要:众所周知,分子云是恒星形成的主要场所。伴随着观测仪器的逐渐升级,时至今日已经约200多种分子在星际(星周)环境中被观测到,为人们理解分子云内部的物理化学过程架设了桥梁。为了更好的解释观测的分子丰度,天体化学这门学科应运而生。它通过理论、实验和模拟等手段从物理化学角度给出了分子云内分子演化的过程,为人们揭示了分子在星际空间的演化之谜。我的博士论文主要回顾了两种分子频谱数据的分析方法(转动图和能级布局图方法)和天体化学模拟方面的最新研究进展,总结归纳了我在硕博连续期间对一批大质量恒星形成区中复杂有机分子进行的观测丰度分析,以及对“气体+尘埃”天体化学模型中微观物理内容的改进工作,并对未来可能的研究方向做出了展望。
  我的主要研究成果和新发现如下:
  1、采用能级布局图方法对利用亚利桑那射电天文台10米亚毫米波望远镜观测的北天区绿色延展天体(Extend Green objects,缩写为EGOs)中的复杂大分子的频谱数据进行了分析,得到了CH3OH,CH3OCH3,HCOOCH3和CH3CH2CN的观测丰度,导出了EGOs天体的物理和化学性质,并推论出它们很可能处在大质量恒星形成区演化的早期阶段。我们也将EGOs中分子的观测丰度与最新文献中“气体+尘埃”化学模型给出的分子丰度进行了比较,发现现有的“气体+尘埃”化学模型不能很好的解释EGOs天体中的分子的丰度和丰度比。这就需要我们建立更加合理的化学模型来给出解释。
  2、我们自己编写了Fortran90版本的“气体+尘埃”化学模拟程序,并成功地完成了与文献中5个典型物理模型中分子化学丰度演化的定标和比较。
  3、以往的“气体+尘埃”化学模型中,都简单的假设了尘埃颗粒是静止的。但是根据文献,星际分子云是湍动的,尘埃颗粒相对气体是运动的。为了验证尘埃相对运动效应对化学过程的影响,我们在“气体+尘埃”化学模型中加入了湍动引起的尘埃相对气体的运动效应,发现尘埃运动对不同星际环境中的分子丰度的演化影响是不一样的,这种影响可高达几个量级。尘埃相对运动效应很可能会为未来在观测中区分尘埃运动引起的效应提供帮助,也为我们更好地解释分子观测丰度提供了一个新的方向。
  4、“气体+尘埃”化学模型都简单地假设了尘埃具有单一的尺寸,然而在星际云中尘埃的尺寸也是具有一定分布的,甚至尘埃的温度也会随尘埃的尺寸变化而变化。为了验证它们对星际化学的影响,在我们新“气体+尘埃”模型中,我们同时考虑了尘埃尺寸分布、尘埃温度分布和与尘埃尺寸密切相关的尘埃吸积离子的过程。研究结果表明,离子吸积和尺寸分布对某些尘埃表面分子丰度的影响很大(可达2-4个量级),过去使用的不同尺寸尘埃上分子的面密度一样的假设也变得不再成立,这都说明尘埃吸积离子和尘埃尺寸分布是天体化学模型中的两个重要的影响因素,可能为我们在未来工作中解释EGOs中的复杂有机分子的观测丰度提供了新的机会。
[博后论文] 史菲
中国科学院国家天文台 2008(学位年度)
摘要:本论文中,作者使用电子温度方法和强发射线线比方法计算了两个星系样本:一个是观测自中国国家天文台兴隆观测站2.16m望远镜的包含72个蓝致密星系的样本,另外一个样本是选自SDSS DR3的星暴星系样本的氧元素和氮元素丰度,然后,作者以此为观测依据研究了星系的化学演化。
   作者使用经过修改的(恒星形成历史和恒星形成效率有所不同)的Larseuet al.(2001)的化学演化模型研究蓝致密星系和星暴星系的化学演化。作者发现闭盒模型可以同时拟合高金属丰度星系和低金属丰度星系的N/O vs O/H,He/Hvs O/H和μs. O/H关系、和观测结果符合的很好.enriched wind模型对离金属丰度星系和低金属丰度星系和观测结果都不能很好的拟合,ordinary wind模型和同时包括内流和ouiinary wind外流的模型只能拟合低金属丰度星系的化学演化,不能用于高金属丰度星系。
   在以上研究的基础上,进一步发展计算性吸氧元素车皮的发射线方法,具体得讲是使用波长较短的发射线比NeIII/OII来计算星系氧元素丰度,由于这波长较短的发射线不仅在低红移星系的光谱中可以观测到,而且可以在很高红移下(在未来的James Webb Space Telescope(JWST)项目中甚至可以观测到红移在12附近的星系的发射线比NeIII/OII)观测到,从而使计算高红移星系的金属丰度,并且进一步研究星系金属丰度从高红移到低红移的演化成为可能。
   在完成Ne302-方法的定标工作之后,针对从中凸现的“哪一种计算星系金属丰度的方法最可靠”这个问题,作者将使用贝叶斯统计学方法以及信息理论来分析各种计算星系金属丰度方法的可靠性。作者发现,在现有望远镜能力和科技水平下,Te方法比Bayesian方法要可靠,因而是目前最好的方法,但在望远镜观测能力大为提高的时候,Bavesian方法的可靠性将会超过Te方法:N2方法在所有的方法中最不可靠。
[博士论文] 李墨萍
天体物理 中国科学院国家天文台 2008(学位年度)
摘要:宇宙尘埃的矿物学组成包含了尘埃在宇宙空间产生和演化的重要信息,也反映了尘埃所处天体物理环境的物理、化学性质以及尘埃本身的演化过程。硅酸盐尘粒是宇宙尘埃的主要组成部分,它普遍存在于各种天体环境中。天文上已经在许多天体区域观测到硅酸盐尘埃所产生的10μm和18μm星际红外特征线,硅酸盐存在区域包括:星际空间、演化晚期恒星的星周尘埃包层、年轻恒星周围的原行星盘、绕主序星的碎片盘、HII区、彗星和行星际空间。精确地得到硅酸盐尘埃的矿物学成份具有重要意义,进而可以对这些天体环境的物理、化学性质和演化历史有更深刻的理解。
   本文从各种天体物理环境中硅酸盐尘埃矿物学组成的理论研究方法出发,详细分析和讨论了在精确确定硅酸盐尘埃的化学组成时应该考虑的问题。由于前人常用的分析方法中存在与天体实际环境不符的假设,从而导致通过拟合红外光谱得到的硅酸盐尘埃化学成份,尤其是硅酸盐结晶度并不能反映天体环境的实际情况。由于结晶态硅酸盐是尘粒经历了热演化过程形成的,与尘埃演化过程中经历的高能量过程有着密切的联系,所以硅酸盐结晶度的研究突显了其在天体物理学中的重要意义。本文对硅酸盐尘埃的矿物学分析方法作理论性研究.为精确定量地得到天体环境中硅酸盐尘埃的化学成份奠定良好的理论基础。本论文主要解决硅酸盐尘埃的矿物学研究中的理论问题,是一个系统性的理论研究。
   第一章介绍了星际尘埃的观测限制,包括星际消光、星际偏振、星际散射和星际元素丰度耗损等,并对当前主流的三种星际尘埃理论模型作了简要概括。
   第二章详细介绍了在各种天体环境(包括星际空间、演化晚期恒星的星周尘埃包层、绕年轻恒星和主序星的星周尘埃盘、彗星的彗发和行星际空间)中的硅酸盐尘粒的观测特征,并分别对其物理和化学性质进行了综合比较。对星际尘埃领域至今未解决的谜团一弥漫星际介质中结晶硅酸盐尘埃的缺失问题及其重要的天体物理学意义作出阐述。
   第三章介绍了通过拟合尘埃环境的红外观测从而得到尘埃化学组成的方法中用到的“单一温度”假设,以彗星C/2002 V1(NEAT)为例,由硅酸盐尘埃处于太阳辐射场中的能量平衡方程得到各种不同化学组成和尺寸的硅酸盐尘粒不可能具有相同的平衡温度。具有不同热平衡温度的尘埃混合物,其红外发射谱明显区别于具有单一温度的尘埃混合物的发射谱。因此,尽管“单一温度方法”可以初步估算出尘埃的化学组份,但是在数量上并不精确。为了能得到对尘埃尺寸和丰度的严格限制,需要用对具有某一尺寸分布的各种尘埃颗粒进行更详细的拟合尘埃的加热和冷却过程,最终得到有关这些尘埃产生和演化过程的准确信息。
   第四章首先针对沿银河系中心方向Sgr A*的红外光谱观测发现结晶硅酸盐质量百分比上限~1.1%,远低于之前的研究结果~5%[34],和由代表了邻域星际视线方向Cyg OB2 No. 12的10μm吸收谱得到的~60%。前人的观测早已发现,沿银心Sgr A*方向不仅存在弥漫星际介质也存在致密分子云,如果考虑了这个观测对象所处的实际天体物理环境,就必须考虑水冰尘埃包层以及含碳物质构成的有机耐熔质包层的影响,而不能通过拟合银心方向的吸收谱而将得到的硅酸盐矿物学组成认为代表了弥漫星际介质的化学组成。这章讨论了具有各种不同形状(球形、椭球形、具有连续离心率分布的尘粒,以及硅酸盐核,有机耐熔质内包层-水冰外包层的三层结构)的硅酸盐尘埃,考虑尘埃包层的效应对硅酸盐结晶度的影响。结果表明如果采用硅酸盐核-冰尘埃包层的模型,尘埃包层的吸收可以掩盖~3-5%的结晶硅酸盐。
   第五章研究了硅酸盐尘埃中铁(Fe)含量对确定硅酸盐尘埃矿物学组成的影响。硅酸盐尘埃在紫外和可见光波段的吸收能力与尘埃化学组成中的Fe含量有密切的联系,因此必然对硅酸盐尘埃的平衡温度产生影响。通过计算各种不同Fe含量的硅酸盐尘埃的理论红外发射谱,本文发现具有Fe贫化学成份的硅酸盐尘粒,其热平衡温度明显低于具有Fe丰化学成份的硅酸盐尘粒。将硅酸盐中Fe丰度的效应应用于绕Herbig Ae星HD 142527的原行星盘和太阳系彗星尘埃,对这类天体的硅酸盐结晶度研究提出一种可能的解释:由于结晶Fe贫硅酸盐在紫外和可见光波段的不透明度很小,使其发射强度较低而不能被红外探测器观测到。Fe丰度效应能掩盖的结晶硅酸盐结晶度最高可以达到90%。在弥漫星际介质中,由于星际辐射场的辐射峰正处于结晶Fe贫硅酸盐吸收能力较强的区域,使其热平衡温度不会低于Fe丰的硅酸盐,因此不会对确定弥漫星际介质中硅酸盐结晶度产生影响。
   第六章总结已开展的工作,并对以后的研究发展作出展望。
[博士论文] 黄聪
天体物理 北京大学 2006(学位年度)
摘要:本文对具有行星系统恒星化学丰度分析及高金属丰度成因进行了研究。文章包括六个部分,第一章对系外行星系统主星的化学丰度研究作了回顾并介绍了在行星形成中若干时标限制。二至六章介绍了我们对22颗系外行星系统主星样本的观测和研究工作。 我们观测了22颗系外行星系统主星样本并得到了这些样本的恒星大气参数。依靠得到的高分辨率,高信噪比光谱,我们计算得到了22颗样本的金属丰度和其他15种元素的化学丰度,并讨论了这15种元素的相对丰度和金属丰度之间的关系。样本恒星相对于太阳来说大部分都是富金属的,金属丰度范围在-0.04到0.54dex之间,平均金属丰度为0.15±0.12,HD37124的金属丰度较低,其[Fe/H]=-0.45。样本中[C/Fe]和[Mg/Fe]有超丰的现象,而[Na/Fe]、[Al/Fe]、[Si/Fe]、[Ti/Fe]、[Cr/Fe]、[Sc/Fe]、[V/Fe]、[Ni/Fe]和[Ba/Fe]的数值则在太阳值附近。样本中[O/Fe]、[Ca/Fe]和[Mn/Fe]显示出过贫的现象。硫的相对丰度在样本中显示出超丰,[S/Fe]的范围在-0.10到0.40之间。我们使用所得到的化学丰度结果验证行星-高金属丰度关系和探究有行星系统恒星中各种元素的化学演化过程。 为了研究有行星系统恒星是否在形成过程中吸积富金属物质,我们对22颗样本的元素丰度及其对应的凝结温度作了对比讨论。我们并没有发现样本的元素丰度及其凝结温度之间有明显的相关,挥发性元素和难熔性元素丰度之间并没有明显区别。从对22颗有行星系统恒星样本的元素丰度和凝结温度的研究中,我们并没有发现有任何异常可以证明样本恒星在形成过程中吸积了富金属物质。 我们对22颗样本的硅丰度作了研究,并讨论了行星形成中的某些时标限制。另外加上从其他研究者给出的59颗有行星系统恒星样本的硅丰度,我们讨论了81颗有行星系统恒星样本的硅丰度和其行星系统的动力学参数之间的关系。我们提出如果原初星云是高金属丰度的,那意味着原初硅丰度也很高,使原初星云更“粘”一些,从而使颗粒长大的速度可以突破某些时标限制,这样的星云更容易形成行星。
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