【摘要】： 貧金屬星被稱作銀河系化學(xué)演化歷史的"化石",研究其中子俘獲核合成元素豐度,對檢驗核合成理論和探索星系形成早期化學(xué)演化具有十分重要的意義。近年來,AGB星s-過程和r-過程核合成理論的研究已經(jīng)取得了多方面的進展,相對而言貧金屬星r-過程核合成場所及相關(guān)物理條件仍然是當(dāng)前核天體物理學(xué)研究領(lǐng)域的重要前沿課題。理論上關(guān)于r-過程核合成場所的研究剛剛起步,貧金屬星不同核合成過程對中子俘獲元素豐度的貢獻比例仍不清楚。 本文的研究分為兩部分,第一部分是對r-過程超豐貧金屬星重中子俘獲元素豐度分布的參數(shù)化研究,旨在建立一種r-過程超豐貧金屬星重中子俘獲元素豐度的計算模型,從理論的角度預(yù)言中子俘獲元素豐度,探索元素豐度分布的特征和規(guī)律,進一步討論r-過程核合成可能的分量過程及場所。 以重元素核合成和星系化學(xué)演化理論為基礎(chǔ),以r-過程重中子俘獲元素豐度形成于兩種核合成過程的共同貢獻為指導(dǎo)思想,本文提出了弱r-過程和主要r-過程分量模型。依據(jù)極貧金屬典型星中子俘獲元素豐度分布能夠體現(xiàn)相應(yīng)核合成過程的特征,分別把HD 122563和CS 22892-001作為弱r-過程和主要r-過程的典型星、Eu作為純主要r-過程產(chǎn)生的典型元素、樣品星的觀測豐度和觀測誤差作為約束,給出豐度計算的參數(shù)模型,通過計算得到78顆r-過程超豐貧金屬星樣品的分量系數(shù),預(yù)言了部分中子俘獲元素的豐度。 計算結(jié)果表明,(1) r過程超豐貧金屬星重中子俘獲元素的豐度來自于主要r-過程和弱r-過程的共同貢獻。(2)弱r-過程星的重中子俘獲元素豐度應(yīng)該考慮三個過程分量:主要r-過程、弱r-過程、弱s-過程分量的共同貢獻。 第二部分是研究不同金屬豐度下,貧金屬星重中子俘獲元素豐度分布與太陽系的元素豐度做比較,以太陽系的元素豐度分布為標(biāo)準(zhǔn),將元素豐度核合成分為弱s-過程、主要s-過程、和r-過程等過程分量,建立參數(shù)化模型,本文選取Sr、Ba、Eu分別作為貧金屬星弱s-過程、主要s-過程、r-過程等不同核合成的典型元素,并按這三種核合成過程分開太陽系的重元素豐度,在樣品星的觀測約束下,研究不同金屬豐度區(qū)間的貧金屬星的重元素豐度分布,以及不同核合成過程對重元素豐度的貢獻。 金屬豐度越高的貧金屬星(-1[Fe/H]0),三種中子俘獲過程對中子俘獲元素豐度的貢獻比例與太陽系的越接近;金屬豐度較低的貧金屬星([Fe/H]-1),其重中子俘獲元素主要來自于r-過程。結(jié)果表明,金屬豐度越高,s-week、s-main過程對較輕的中子俘獲元素豐度的貢獻就越大,較重的中子俘獲元素主要是由r、s-main過程產(chǎn)生;金屬豐度較低的極貧金屬星中子俘獲元素豐度主要是由r過程產(chǎn)生,星系早期s-week對元素豐度幾乎沒有貢獻。 本文所涉及的分量系數(shù)與恒星演化過程密切相關(guān),參數(shù)化方法研究具有明確的物理意義。
【圖文】：

當(dāng)恒星演化到 AGB 星階段時，位于 H 和 He 雙燃燒殼層之間不進入短時間的對流，恒星進入對流熱脈沖階段(TP-AGB)，外包層通過對間殼層的底部，借助對流把內(nèi)部殼層He燃燒新鮮的 3α核反應(yīng)產(chǎn)物12C 和物質(zhì)混入到恒星大氣的包層中，甚至帶到了恒星表面，這就是所謂的“traniero et al. 1995, 1997)[13,14]。通過第三次挖掘，摻和到了富 He 和 C 區(qū)12C 俘獲，，形成13C 層(也叫 q 層)。TP-AGB 星對流的最深區(qū)域溫度高達(dá)3 ×源22Ne 在這樣的溫度下不活躍，所以13C 是主要 s-過程核合成的主要中 et al (1988a,b,c,d)[15,16,17,18]研究了 AGB 星的演化特征，Goriely (2000)[19]核合成模型，Aoki (2001)[20]給出了演化的參數(shù)模型， Reyniers (2004)[2元素豐度分布做了研究并證實了 s-過程的豐度分布與初始金屬豐度具llino et al. 1998; Busso et al. 2001)[22,23]。
【學(xué)位授予單位】：河北師范大學(xué)
【學(xué)位級別】：碩士
【學(xué)位授予年份】：2010
【分類號】：P145.3

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