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本文计算并讨论了当13C以渐进注入方式进入氦燃烧壳层时，19F在小质量AGB星热脉冲中的核合成问题．采用小质量AGB星热脉冲的氢氦混合燃烧模型，中子源为13C（a,n）16O，质子则是脉冲开始时从氢燃烧壳层卷入的．对丰度的数值计算结果表明，在小质量AGB星的热脉冲中，19F是能够有效合成的，有效合成的温度T的范围为1．8≤D＜2．8（T8=T/108K）．采用小质量AGB星的挖掘模型，计算了AGB星大气中氟、氧等元素丰度的变化，较好地拟会了观测结果．对中子源的双脉冲机制，本文亦做了初步探讨． 相似文献
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在提出的贫金属星中子俘获元素丰度的计算模型基础上研究1999年新发表的21颗贫金属星的中子俘获元素丰度分布。结果表明，对较重的中子俘获元素理论预测曲线与观测值符合得很好，而对较轻的中子俘获元素二者有所偏离。这表明在贫金属环境下，对较重的中子俘获元素各核合成过程产生的丰度分布与太阳系中相应过程的丰度分布相似，但贡献比例与太阳系不同；而对较轻的中子俘获元素丰度分布与太阳系的丰度分布有所偏离；这也说明较轻的和较重的中子俘获元素的核合成场所不同，即具有不同的核合成机制。同时还特别讨论了丰度观测误差对表征各核合成过程的分量系数的影响。 相似文献
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介绍与评述了Ｉａ型超新星理论研究中最为突出的８个尚未解决的重要疑难问题,并简单介绍了国内围绕ＳＮＩａ开展的某些物理探讨研究。 相似文献
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利用核的壳层模型，讨论了电荷屏蔽对超新星的前身星阶段一些较丰的核在一些重要的温度－密度点的电子俘获率的影响，结果表明由于电荷屏蔽的作用基电子丰度变化率下降了10－20％。 相似文献
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快中子过程(r-过程)发生在富中子的环境中.但是它所在的具体天体物理环境并不是很清楚.随着观测的进展,近年发现了很多的极贫金属的晕星.它们有两个特征:一是快中子元素超丰,并且相对丰度与太阳上的一致.另一个特征是当金属丰度一样时,星体中快中子元素的含量有大的弥散性.这为研究r-过程起源提供了一种独特的途径.模拟计算的方法,用于研究星系演化的过程,以及相伴发生的恒星的快中子核素含量的弥散性,可用来了解快中子元素的起源这样得出的星系演化模型,不仅包含了气体区域自发的恒星形成,而且考虑了超新星爆发激发的恒星形成.结果显示,低质量端的超新星应是快中子核素的产生地.同时,超新星引起的星系演化的不均匀性不足以解释观测到的晕星快中子元素含量的弥散,因此这个问题还有待于更进一步研究. 相似文献
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介绍和评述了有关星际＾２６Ａｌ问题的各种新星模型计算结果，阐述了我们对这一问题的研究和看法，指出了现今各种新星模型在星际＾２６Ａｌ问题上存在的严重困难。 相似文献
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本文用后－后牛顿近似讨论Ｋｅｒｒ场中缓慢粒子的运动，我们用Ｂｏｙｅｒ－Ｌｉｎｄｑｕｉｓｔ坐标，导出试验粒子的运动方程，把它与有心力场中粒子作二体运动之球坐标形式下的运动方程对比，得出由于Ｋｅｒｒ场的作用而引起的试验粒子的等效摄动加速度，利用球面三角公式把它换算到行星运动摄动方程的形状，对摄动方程进行积分，我们得出了试验粒子绕中心天体运动一周后粒子轨道根数的变化以及单位时间中轨道根数的平均变化，运用 相似文献
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本文以磁单极催化核子衰变反应(Rubakov和Callan效应)作为能源,建立了星系核巨型致密天体的磁单极非黑洞模型(其中磁单极含量低于Parker极限值)。本文结论如下:只要磁单极催化核子衰变反应存在(即使截面积10~(26)cm~2),它就有可能作为主要能源来维持星系核这类超巨型致密天体的巨大光度,使其不致于塌缩成为黑洞,即超巨型致密天体的黑洞厄运是可以避免的。此模型目前的主要观测依据是:磁单极催化反应可以不断地产生大量正电子,由此发射出很强的正负电子对湮灭线,这在银心以及其他星系核中已经被观测到。 相似文献
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在三维对数螺线型密度扰动的引力Poisson方程严格解基础上,导出了对称平面(z=0)上三维混合盘密度波的色散关系,并以此讨论了对于不同类型扰动盘的局域稳定性,同时还计算了盘面上密度波的群速度．数值计算表明对数螺线型密度扰动,能比较好地满足扰动密度与扰动势反相位的关系;厚度和旋臂数目的增加有利于盘的稳定,而气体成分将导致盘不稳定;考虑厚度效应,银河系密度波传播的动力学时标与Toomre估计的数值相比将大大延长,至少需要4．17×109年,约占宇宙年龄的三分之一,从而可使以往密度波理论中得出的群速度太大的问题得到缓解． 相似文献
