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World File Search System元素丰度
中微子向扇区的平衡和原始元素丰度
摘要在本文中，我们得出了被称为f（r，g）坟墓的修饰的高斯 - 邦纳特重力方程，用于非friedmann-Robertson-Warker（FRW）SpaceTime。我们利用动力学系统方法来研究由辐射和物质组成的两种不同类别的F（r，g）模型的宇宙动力学（冷的深色矩阵和最终物质）。研究了固定点周围的线性扰动，以探索相应的稳定点。在f（r，g）= f 0 r n g 1-n和f（r，g）= f 0rα + f 1gβmod- ems中研究了宇宙学的意义，以鉴定宇宙的定性演化，并使用频段时间。详细讨论了所考虑的模型类之间的质量差异。与宇宙的延迟加速和放射相对应的固定点将存在于模型中，但是，与物质二号阶段相对应的固定点的存在将取决于f（r，g）的功能形式。此外，自主系统可用于研究cosmographic参数以及状态发现诊断。
岩石系外行星及其宿主星之间的难治性元素丰度的定量相关性
上下文。恒星元素丰度通常用于通过假设行星对主要耐火元件的相对丰度（Fe，Mg和Si）的相对丰度与宿主恒星相似，从而限制了岩石系外行星的内部。最近，在低质量行星及其宿主星的组成中发现了非对一的相关性。因此，进一步探索较大岩石系外行星样本的相关性是引起极大的兴趣。目标。我们专注于大量的岩石系外行星，并计算其大量元素丰度比。我们通过比较这些难治性元件的丰度比分析了岩石系外行星及其宿主星之间的定量相关性。方法。岩石系外行星的内部被认为是带有硅酸盐地幔的富铁芯。，我们使用贝叶斯统计方法从其测得的质量和半径上限制了岩石系外行星的大量组成。然后，我们使用正交距离回归（ODR）来表征岩石系外行星及其宿主星之间的组成相关性。结果。一些岩石外球星人被证明具有高铁质量的馏分，因此可能具有富含铁的超核。我们发现岩石系外行星的铁含量取决于其宿主星的金属性[Fe/H]。围绕较高金属恒星形成的行星通常跨越更大的铁质量，从而允许更高的铁含量。结果表明，大多数岩石行星相对于初始的原球盘更富含铁。此外，我们直接将岩石系外行星的铁质量分数与从其宿主恒星的难治性元素丰度比推导的铁质级分。
多个OB星的定量光谱
上下文。大多数巨星位于二进制或多个恒星系统中。与单颗恒星相比，这些物体基于模型大气对定量分析提出了其他挑战。特别是目前几乎没有有关此类系统化学组成的信息。目标。四个恒星系统HD 37061的成员充满了猎户座中H II区域43的兴奋。首次得出所有可在光谱中可追踪的线的元素的精确和精确的丰度。方法。采用了与A tLAS 12代码与非LTE线形成计算相结合的杂种非本地热力学平衡（非LTE）方法。分析了单个恒星的大气参数和元素丰度的高分辨率复合谱。基本的恒星参数是基于恒星进化轨迹得出的，并表征了星际红色。结果。我们确定了HD 37061系统中三个恒星的基本参数和化学丰度。系统中的第四个和最微弱的恒星由于其快速旋转而没有显示出不同的光谱特征。但是，该恒星对连续体具有明显的影响。单个恒星的派生元素丰度和确定的年龄相互一致，并且丰度与宇宙丰度标准相一致。我们发现光谱距离与Gaia数据释放3个视差距离之间有着极好的一致性。
使用 LA-ICP-TOF-MS 对 CM 球粒陨石进行定量元素映射：一种先进的外星物质筛选工具
简介：元素丰度在陨石的组成矿物之间会进行分馏，即使是化学性质非常相似的稀土元素 (REE) 也是如此。先前的研究表明，亲石元素，特别是难熔亲石元素，在其母体的热变质过程中从原生相重新分布到次生相 [1-3]。然而，由于矿物颗粒尺寸相对较小（< 50 μm）且矿物中夹杂物（< 10 μm），因此，对于在母体中经历了水蚀变的碳质球粒陨石 (CC)，这种重新动员（包括它们的元素分布，尤其是微量元素）的了解甚少 [4]。因此，我们开发了使用激光剥蚀电感耦合等离子体飞行时间质谱 (LA-ICP-TOF-MS) 进行定量元素映射的分析方法，不仅可以提供主要元素图，还可以提供具有大表面积 (cm × cm)、高空间分辨率 (5×5 μm/像素) 的微量元素图，并且对后续分析的表面影响可以忽略不计 [5]。这种元素映射已被证明是一种确定 H 球粒陨石中元素分布的有效工具，然后应该适用于由带有包裹体的小矿物颗粒组成的 CC。因此，在本研究中，我们旨在将 LA-ICP-TOF-MS 映射应用于 CM 球粒陨石 (CM)，这是最丰富的 CC，显示出从几乎 3 型到 1 型的各种变质程度，以确定 (i) 组成矿物中的元素丰度，(ii) 最富含特定元素的相，以及 (iii) 组成矿物之间的元素分布，这可能揭示母体水蚀变过程中元素的重新动员，并有助于限制水蚀变的物理化学条件。
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使用观测，理论模拟和建模研究行星大气中的物理和化学过程。测试室也被开发并用于模拟月球，火星和金星环境。分析同位素（原始和宇宙基础）和陨石中的元素丰度用于表征早期太阳系对象和陆地储层中的过去和当代过程。通过在PRL建立的最先进的实验设施对行星样品及其陆地类似物的岩石学，形态，化学组成和同位素研究来研究行星体中的地质过程。研究了行星体遥感的数据，以研究表面地质和形态的目的。
木星和土星分子氢包膜中辐射区域的条件：碱金属的作用
上下文。太阳系中气体巨头的内部模型传统上假设一个完全对流的分子氢包膜。，朱诺任务的最新观察结果表明，木星的分子氢包膜可能会耗尽碱金属的耗竭，这表明稳定的辐射层可能存在于千巴水平。最近的研究表明，深稳定的层有助于调和各种木星观测，包括其大气水和二线丰度以及其区域风的深度。但是，用于推断稳定层的不透明表通常被过时且不完整，从而使深辐射区域所需的精确分子氢包膜组成不确定。目标。在本文中，我们确定可以导致木星和土星在千巴尔水平的辐射区形成的大气组成。方法。我们计算了覆盖高达10 5 bar的压力，包括太阳系气体巨头中最丰富的分子以及自由电子，金属氢化物，氧化物和原子质物种的贡献，其中包括最丰富的分子。这些表用于计算木星和土星分子氢化膜的罗斯兰均值不透明，然后将其与维持对流所需的关键平均不透明度进行了比较。结果。我们发现，辐射区的存在是由木星和土星大气中的K，Na和Nah的存在控制的。相比之下，对于土星，K和Na所需的丰度低于10-4倍太阳能。对于木星，K和Na的元素丰度必须小于10 - 3倍太阳能才能形成辐射区。
用混合非LTE方法的晚期O型主序列星的定量光谱
上下文。在亮度log l / l⊙⊙5.2的亮度log log-type恒星中显示弱的风，质量损失速率低于10-8 m⊙yr-1。这意味着，与他们更庞大，更发光的兄弟姐妹不同，它们的光电层不会受到恒星风的强烈影响。目标。一种混合非本地热力学平衡（非LTE）方法 - 在LTE假设下与非LTE线形成计算相结合的线主静水压模型大气 - 测试了晚期O-Type恒星的分析，其质量为量高达25 m 25 m。研究了20个大多数尖锐的O8型O8至O9.7型恒星的银河恒星，以及先前使用全非LTE模型大气的文献中研究的Luminosity类V和IV样品。方法。使用Kurucz的A TLAS 12代码计算的静液压和平行大气结构以及合成光谱以及非LTE线形成代码D ETAIL和S URFACE，这些代码an和S Urface（涉及了湍流压力对大气的影响）。高分辨率光谱的大气参数。通过考虑恒星进化轨道和Gaia早期数据版本3（EDR3）视差来得出基本恒星参数。星际红色的特征是从紫外线到MID-IR拟合光谱能量分布。结果。对于16个样本恒星的所有派生参数都可以实现高精度和精度（4个对象显示复合体格）。湍流压力效应对于定量分析而言很重要。有效温度确定为1–3％的不确定性水平，表面重力为0.05至0.10 dex，质量高于8％，半径高于10％，并且亮度通常超过20％的不确定性。丰度均具有0.05-0.10 DEX的不确定性，并且在0.03–0.05 DEX（1σ标准偏差）一般而言。总的来说，先前研究使用统一的光球加风（全）非LTE模型大气的结果，并具有更高的精度。对于元素丰度，这些改进最为明显，并且发现较小的微涡轮速度。在我们的光谱距离与盖亚（Gaia）之间达成了总体良好的一致性。GAIA EDR3基于LAC OB1B关联以及开放簇NGC 2244，IC 1805，NGC 457和IC 1396的距离被确定为副产品。派生的N/C与N/O的丰度比率紧密地遵循了恒星进化模型的预示。恒星上的两个显示出非常高的CNO加工材料的混合，并且似乎源于二元进化。
空气伽马射线的实证研究...
对空气伽马射线图像作为土壤特性指标的实证研究 - 新南威尔士州沃加沃加。Phil Bierwirth 1 、Paul Gessler 2 和 Dermot McKane 3 1 澳大利亚地质调查组织，邮政信箱 378，堪培拉，ACT 2601 2 CSIRO 土壤部，邮政信箱 639，堪培拉，ACT 2601 3 新南威尔士州土地和水资源保护部，邮政信箱 639，堪培拉，ACT 2601 电子邮件：pbierwir@agso.gov.au，电话：(06)2499231，传真：(06) 2499970 摘要 通过对土壤样本中放射性元素丰度和土壤特性的实证分析，可以评估机载伽马射线图像的信息内容。在地质学、地貌学和土壤发生学的背景下进行解释。结果表明，伽马图像能够绘制土壤特性，如 pH 值、成分/营养物质和质地，但伽马响应通常是矿物、地貌和成土过程的混合。在相对地貌不活跃的地区，钾映射浸出和酸度，而钍定义粘土类型和含量。一般而言，包括不同元素迁移在内的多种影响的混合会阻碍简单的解释。解释模型应包括根据地貌和地质将数据细分为不同领域。简介 本文报告了一项试点研究的重要发现，该研究考察了机载伽马辐射数据作为土壤和土地退化快速测绘工具的效用（Bierwirth，1996 年）。航空伽马光谱法通过测量 K、Th 和 U 放射性衰变产生的伽马射线丰度，提供岩石/土壤层顶部 30-45 厘米的地球化学空间图像，植被的影响很小。在特定的景观中，K、U 和 Th 的空间分布以及 U 和 Th 的衰变产物将取决于物理和化学风化过程 - 与主要矿物有关，这些矿物的风化模式受该地区的地貌状况和气候影响。风、地表冲刷和冲积过程对矿物的物理运输占放射性元素分布的大部分（Martz 和 de Jong，1990 年）。矿物成分发生化学分解后，大多数元素都具有可移动性（可溶解或附着于胶体），具体取决于化学条件，而化学条件又可能与矿物学、地貌年龄和气候因素有关。例如，水解作用会释放出钾长石和云母中的 K +，用于伊利石的形成，吸附到其他粘土上或通过流体迁移去除（Wedepohl，1969 年）。酸性溶液将在风化早期阶段取代 H +，从而有助于 K + 的释放，这最初也可能会增加 pH 值 (Wollast,1967)。因此，空气中检测到的 K 分布的空间模式将取决于土壤的矿物学和年龄（即风化状态）。由于空气中的 U 和 Th 数据分别来自衰变产物 214 Bi 和 208 Tl 产生的伽马辐射，因此了解这些元素的所有母体具有相当长的半衰期的流动性方面非常重要。在铀衰变链中，同位素