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高低α晕族恒星的钡铕元素丰度及其核合成过程分析

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摘要

1 引言

1．1 银河系的早期研究

1．2 银河系的结构

1．3 银河系的星族成分

1．4 银晕的结构组成和起源

1．5 本文的主要工作和论文结构

1．5．1 主要工作

1．5．2 选用两个探针的原因

1．5．3 论文结构

2 样本星信息和数据处理

3 丰度分析的研究方法

3．1 恒星参数和大气模型

3．1．1 恒星参数

3．1．2 大气模型

3．2 原子模型

3．2．1 Ba的原子模型

3．2．2 Eu的原子模型

3．3 非局部热动平衡计算

3．4 光谱综合方法和超精细结构

4 结果与讨论

4．1 钡丰度分析

4．1．1 高α和低α晕星的Ba元素丰度

4．1．2 NLTE下的Ba丰度和Ba的谱线的NLTE效应

4．2 铕丰度分析

4．3 s-／r-对Ba丰度的贡献和铕与钡的丰度比[Eu／Ba]

4．3．1 s-／r-对Ba丰度的贡献

4．3．2 铕与钡的丰度比[Eu／Ba]

5 结论

参考文献

致谢

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摘要

恒星的元素丰度及其特征是我们追踪恒星形成和化学演化的有效探针。Ba元素和Eu元分别是慢中子俘获过程（s-过程）和快中子俘获过程（r-过程）典型的代表元素，其丰度比[Eu/Ba]可作为研究恒星元素核合成过程的一个很好的示踪器。另外，Ba元素的奇同位素（135Ba和137Ba）主要由r-过程产生，而偶同位素（134Ba、136Ba和138Ba）主要由s-过程产生，因此，其奇、偶同位素的相对比例一定程度上代表了r-过程和s-过程对Ba丰度的相对贡献。由此，我们可以根据Ba的这一元素特征追踪r-过程和s-过程核合成历史，研究其可能的产生场所，进而研究恒星的形成演化和起源。
　　我们基于MAFAGS不透明度采样恒星大气模型，分别在局部热动平衡(LTE)和非局部热动平衡(NLTE)下，采用光谱综合法分析了40颗晕星（包括13颗低α晕星和27颗高α晕星）的Ba和Eu的元素丰度，观测光谱分别取自欧南台(ESO) VLT/UVES释放的光谱数据和北欧光学望远镜(NOT)及其光纤阶梯光栅摄谱仪(FIES)的光谱数据。并且考虑到奇偶同位素对BaⅡ共振线λ=4554(A)超精细结构的影响，通过拟合该谱线的轮廓利用x2最小方法确定了Ba元素奇偶同位素的最佳比例，据此来推算r-过程和s-过程对Ba元素丰度的相对贡献。
　　我们的分析结果表明:
　　(1) Ba元素丰度存在一定的NLTE效应，NLTE的丰度修正平均为-0.06dex，且基本与金属丰度无关，但不同的谱线的NLTE效应是明显不同的，其中λ6496(A)的NLTE效应最强，其丰度修正值平均为-0.15dex;其次是λ5853(A)，其NLTE丰度修正值平均为-0.03dex;λ6141(A)受到的NLTE效应最弱，其丰度修正值平均为-0.002dex。
　　(2) Eu元素丰度存在明显的NLTE效应，对不同金属丰度的恒星其NLTE丰度修正最小为0.03dex，最大到0.12dex。
　　(3)高α和低α晕星的[Ba/Fe]丰度不能明显区分开，但[Eu/Fe]丰度却表现出了明显的区分，低α晕星的[Eu/Fe]反而高于高α晕星，并且在NLTE下这种区分度更加明显。
　　(4)低α晕星的Ba丰度大部分是r-过程和s-过程共同的贡献，但总体上r-过程的贡献比例更大，有的甚至是纯r-过程的产物。而高α晕星的Ba丰度的核合成机制则更为复杂，既有来自纯r-过程的贡献，也有几乎是纯s-过程的贡献，当然更多的来自s-过程和r-过程的共同贡献，但二者的相对贡献相对低α晕星来说更为不确定。
　　综合上述结果，我们认为高α和低α晕星可能有不同的形成场所，但是二者的产生场所都并不单一，高α晕星可能既有“本地形成”(In situ)也有来自年老厚盘“被踢出”(Kicked-out)的形成机制，而低α晕星也不仅仅来自于矮星系的“吸积”(Accreted)，很可能是三种起源的某种混合，甚至还可能有其他的来源。

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