本文選題：恒星 + 大氣參數(shù)��； 參考：《河北師范大學》2015年碩士論文

【摘要】：本文分為兩大部分:第一部分測定了一顆r/s星HE0338-3945和r-II星CS31082-001的鋇元素的奇偶同位素豐度比,從同位素的角度研究了貧金屬情況下r-和s-過程的中子俘獲核合成情況和發(fā)生場所,以及相關恒星的形成機制問題。對元素同位素豐度的測量可以給恒星演化模型提供相較于元素豐度更加嚴格的觀測約束,進而為精確了解恒星內(nèi)部核合成及演化過程提供了保障。光譜取自高分辨率、高信噪比的UVES光譜。采用Mashonkina等人(2006)的方法,首先利用受超精細結構效應影響較小的次級線λ5853和λ6496確定Ba元素的豐度,然后考慮到共振線λ4554受到強烈的超精細結構(HFS)影響,通過改變Ba元素的奇偶同位素豐度比例,采用光譜綜合的方法來擬合譜線λ4554的輪廓,并通過卡方檢驗的方法獲取最佳偶奇比值。原因在于對于分裂后的譜線λ4554的吸收輪廓,盡管偶同位素譜線的吸收仍舊位于線心位置,但是奇同位素譜線的吸收則主要處于線翼位置并且具有不對稱性,所以擬合非對稱性的譜線輪廓即可測得元素奇偶同位素豐度比。通過元素的奇偶同位素豐度比oddf可以得到r-和s-過程對Ba元素的相對貢獻,進而研究該星的重元素形成機制。研究發(fā)現(xiàn),不同于純r-過程豐度模式,對應于太陽純s-過程的oddf比例并不適合于貧金屬星,其與恒星的金屬豐度和質(zhì)量有很強的依賴關系。第二部分確定了22課鋇星的大氣參數(shù)。我們基于高信噪比、高分辨率的ELODLE光譜,通過光譜綜合的方法來確定該22顆鋇星的恒星大氣參數(shù)。利用Alonso等人(1999)給出顏色與有效溫度的關系來確定恒星的有效溫度;采用三角視差法確定恒星的表面重力,該方法主要基于表面重力與有效溫度的關系,同時利用Fe I、Fe II線的電離平衡方法進行了驗證。利用測定的Fe線的等值寬度,初步計算出各譜線對應的[Fe/H]及平均值,最后通過迭代的方法進行驗證。
[Abstract]:This paper is divided into two parts: in the first part, the parity isotope abundance ratio of barium element in HE0338-3945 and r-II star CS31082-001 is measured, and the neutron capture nuclear synthesis of r- and s- processes in the case of poor metal is studied from the perspective of isotopes. And related star formation mechanisms. The measurement of the isotopic abundance of elements can provide a more strict observation constraint than the element abundance in the stellar evolution model, and thus provide a guarantee for the accurate understanding of the nuclear synthesis and evolution process in the stellar interior. The spectrum is taken from the UVES spectrum with high resolution and high signal-to-noise ratio. Using the method of Mashonkina et al. 2006, the abundance of Ba elements is determined by using the secondary lines 位 5853 and 位 6496, which are less affected by hyperfine structure effect, and then considering that the resonance line 位 4554 is strongly influenced by hyperfine structure. By changing the parity isotope abundance ratio of Ba elements, the spectral synthesis method is used to fit the profile of spectral line 位 4554, and the best even and odd ratio is obtained by chi-square test. The reason is that for the absorption profile of the split spectral line 位 4554, although the absorption of even isotope lines is still located at the center of the line, the absorption of odd isotope lines is mainly located at the line wing and has asymmetry. So fitting the asymmetrical line profile can measure the abundance ratio of even and odd isotopes of elements. The relative contribution of r- and s- processes to Ba elements can be obtained by the parity isotope abundance ratio (oddf) of elements, and the formation mechanism of heavy elements of the star can be studied. It is found that, unlike the pure r-process abundance model, the oddf ratio corresponding to the solar pure S-process is not suitable for the metal-poor stars, and it is strongly dependent on the metal abundance and mass of the stars. In the second part, the atmospheric parameters of 22 class barium stars are determined. Based on the high signal-to-noise ratio (SNR) and high resolution ELODLE spectra, the atmospheric parameters of the 22 barium stars are determined by spectral synthesis method. The relationship between color and effective temperature is given to determine the effective temperature of stars, and the triangular parallax method is used to determine the surface gravity of stars, which is mainly based on the relationship between surface gravity and effective temperature. At the same time, the ionization equilibrium method of Fe Ion Fe II line was used to verify the results. Using the measured equivalent width of Fe lines, the corresponding [Fe/H] and average values of each spectral line are calculated and verified by iterative method.
【學位授予單位】：河北師范大學
【學位級別】：碩士
【學位授予年份】：2015
【分類號】：P148

【共引文獻】

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本文編號：1899799