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基于硅纳米粒子的高通量激光制备抗菌表面涂层
摘要： 通过测量多脉冲烧蚀质量损失和胶体消光系数（分别与亚线性和三次方强度函数相关），发现纳秒红外激光在水相中烧蚀生成硅胶体溶液用于抗菌应用的高产率模式，其关键参数为GW/cm2量级的激光强度和扫描速度。该优势模式表现为：亚临界密度不透明烧蚀等离子体调控样品烧蚀速率及烧蚀产物的等离子体介导解离（分散）过程，使得质量损失相对于激光强度呈亚线性增长，同时纳米颗粒产率呈三次方增长。相比之下，在更高强度下，由于强等离子体驱动的微米级熔滴喷射以及高速烧蚀过程中动态局部"自限"效应导致胶体溶液消光系数饱和，质量损失会急剧增加，同时（亚）微米级颗粒产率相应提升。硅纳米颗粒制备的最优低强度模式显示：随着激光扫描速度提高，质量损失与消光系数呈单调正相关增长，表明累积效应减弱。通过能谱仪分析元素组成可知，由此生成的硅纳米颗粒制备的表面涂层存在轻微氧化，其水接触角（约51°）接近带有纳米级自然氧化层的裸硅片（约58°）。得益于良好的润湿性，即使存在轻微氧化钝化，这种基于纳米颗粒的表面涂层对革兰氏阴性铜绿假单胞菌仍表现出强效抗菌响应。
关键词： 硅纳米颗粒、胶体、表面氧化、消光系数、润湿性、抗菌测试、革兰氏阴性菌铜绿假单胞菌、亚临界烧蚀等离子体、纳秒激光烧蚀、质量损失
更新于2025-09-23 15:21:21
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富碳巨星的合成测光
摘要： 背景：渐近巨星分支（AGB）恒星的演化及光谱特性受尘埃星风质量损失影响显著。动态大气与星风模型是研究这类演化恒星（无论是单颗还是作为星群成员）的关键工具，有助于理解它们对星系综合光度及化学演化的贡献。 目标：本文属于系列研究之一，旨在将最先进的碳型AGB恒星大气与星风模型与观测数据对比验证，并向学界开放这些模型以供各类理论与观测研究使用。 方法：我们计算了540组动态模型的低分辨率光谱与测光数据（波长范围0.35-25微米），这些模型采用太阳金属丰度富碳AGB恒星的典型参数，并涵盖不同脉动振幅。模型在球对称假设下覆盖动态大气及尘埃外流（若存在），并统一考虑气相物质与尘?？帕５牟煌该鞫取Ｎ蚪啾碚髂Ｐ偷氖北涠氩夤庑形?，我们为含/不含星风的模型定义了若干分类。 结果：与观测数据对比总体显示良好一致性，例如质量损失率与(J-K)色指数关系、K星等与(J-K)色指数关系。但发现部分例外情况，归因于输入参数范围（如较高碳盈余）或模型固有假设（如尘埃不透明度的微粒极限假设）。 结论：当前结果表明未来需调整部分模型假设与参数范围以改善合成观测量与观测的吻合度，但这些待改进项不太可能显著影响模型的质量损失率预测。
关键词： 恒星：碳，恒星：质量损失，恒星：AGB和后AGB阶段，恒星：大气层，星周物质，恒星：变星：总类
更新于2025-09-23 15:21:21
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太阳邻域K型巨星的远红外研究：锂丰度与质量损失之间的联系
摘要： 背景：已知一小部分红巨星分支（RGB）恒星存在异常的锂增强现象，但其成因尚未明确。有研究提出RGB恒星的锂增强与其远红外超量（质量损失的结果）存在关联。验证这种关联的研究对我们理解银河系锂增强现象具有重要意义。 目标：通过大样本RGB恒星的无偏调查，探究K型巨星两个异常特征——锂增强与红外超量之间的关联性。 方法：从依巴谷星表中选取2000颗具有精确天体测量数据的低质量K型巨星（其锂丰度已通过低分辨率光谱测定），并收集这些恒星的WISE和IRAS远红外数据。为探究两种异常特征的关联，我们在本样本发现的15颗富锂K型巨星基础上，补充了其他研究中已知的25颗富锂K型巨星。利用DUSTY程序构建尘埃壳演化模型和光谱能量分布，估算不同尘?？翘匦裕ㄈ绯景Ｑ莼北?、尘埃温度及质量损失率）。 结果：在2000颗K型巨星中，我们发现约二十余颗具有可探测远红外超量的恒星，但令人惊讶的是其中没有一颗是富锂的。同样，从同样本中识别出的15颗新富锂K型巨星也未显示红外超量迹象。在总计40颗富锂K型巨星中，仅7颗呈现红外超量。值得注意的是，具有锂增强和/或红外超量的K型巨星仅在RGB分支的隆起阶段才开始出现。 结论：结果表明具有红外超量的K型巨星非常罕见，这与富锂K型巨星的情况相似。这可能是由于尘埃壳与锂耗损的快速差异演化相对于RGB演化时标而言较快所致。我们还从结果推断，在隆起阶段演化过程中，巨星可能经历某些内部变化，这些变化或许是导致质量损失和锂增强事件的原因。然而现有观测结果尚不能确定这些特征存在关联。少数富锂巨星具有红外超量似乎纯属巧合。
关键词： 恒星：丰度，红外：恒星，恒星：晚型，恒星：质量损失，恒星：演化，星周物质
更新于2025-09-23 15:04:05
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对AGB恒星的高分辨率红外和射电观测
摘要： 目的：我们展示了利用干涉仪对一组脉动渐近巨星支（AGB）恒星进行红外和射电波段观测的结果。这些观测旨在探索恒星延展大气层，并建立分子包层与尘?？强占涑叨戎涞牧怠馐巧钊肜斫獬景Ｐ纬晒碳跋嘤χ柿克鹗Щ频墓丶?。 方法：我们使用ESO VLTI/MIDI中红外干涉仪（N波段）、凯克干涉仪（K波段）以及NRAO VLBA对7毫米波长SiO脉泽的观测，研究了AGB恒星样本（U Ari、W Cnc、RX Tau、RT Tau、RT Aql、S Ser和V Mon）。不同仪器探测了AGB恒星大气的不同高度层次，它们对硅酸盐尘埃凝聚距离以下的区域敏感，为揭示AGB恒星延展大气中尘埃及其前体的形成线索提供了可能。K波段观测对水蒸气和一氧化碳蒸气敏感，但该波段仅成功观测到S Ser。 结果：分子包层半径与光球尺寸之比为2.2，与先前结果一致。N波段观测主要对SiO和水蒸气及尘埃（氧化铝和硅酸盐）敏感。硅酸盐尘?？潜煌耆馕觯局辽倬哂?2-16倍恒星半径的空间延展外，N波段观测无法得出精确参数。所测SiO区域尺寸与VLBA观测提供的SiO脉泽环半径相符。氧化铝和水蒸气区域的尺寸系统性地偏大。明确证据表明，在更远离恒星而硅酸盐尘埃凝聚的区域不存在SiO。 结论：这些观测支持一种可能情景——SiO被刚玉等物质吸附。另一种解释是SiO在此距离范围内发生了化学消失。
关键词： 红外线：恒星，恒星：质量损失，脉泽，恒星：AGB和后AGB阶段，技术：干涉测量法，恒星：大气层
更新于2025-09-24 06:49:04
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埃塔卡林那星近红外证据显示其温度突然升高
摘要： 目的：海山二（η Car）的紫外、光学及X射线光变曲线及其光谱表明，过去十年间其恒星风发生了物理性质变化。有研究提出该天体在过去15年间质量损失率下降了约一半。我们通过研究近红外波段的海山二历史演化与当前状态来补充这些最新发现。 方法：我们利用南非天文台萨瑟兰天文台的0.75米望远镜配备Mk II测光仪获取了2004-2013年JHKL波段测光数据，以及2012-2013年1.4米IRSF望远镜SIRIUS仪器获得的JHKs波段测光数据，对1972年以来的近红外光变曲线进行分析。 结果：海山二JHKL波段长期增亮趋势在1998年近日点通过期间出现不连续性。1998年后该恒星表现出超出早期外推趋势的额外辐射（尤其在J和H波段），其近红外颜色的蓝移周期性进程显著加速。近红外颜色演化与近日点通过高度相关。扣除长期趋势后，我们发现颜色演化与过去20年间光学厚近红外发射等离子体组分黑体温度从约3500K明显上升至6000K的现象相符。 结论：我们认为近红外辐射变化可能源于光学厚轫致辐射的波动。1998年后观测到的近红外额外辐射及长期颜色演化中，近日点通过起着重要作用。因此我们提出假说：近日点通过期间的角动量转移（通过潮汐加速）导致海山二大气层突变，从而造成质量损失率的长期下降。
关键词： 恒星：个别天体：船底座η星，恒星：星风与外流，恒星：质量损失，恒星：变星：剑鱼座S型变星，恒星：大质量恒星
更新于2025-09-10 09:29:36
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对晚型超巨星V766 Cen（=HR 5171 A）、<i>σ</i> Oph、BM Sco和HD 206859的VLTI/AMBER光谱干涉测量
摘要： 目的：我们在先前对红巨星和超巨星的光谱干涉研究中新增了四颗温度较高的晚型超巨星。 方法：测量近连续谱角直径，推导基本参数，讨论演化阶段，并研究扩展的大气原子与分子层。 结果：V766 Cen（=HR 5171 A）被确认为高光度（log L/L☉ = 5.8 ± 0.4）光源，有效温度4290 ± 760 K，半径1490 ± 540 R☉，位于赫罗图上接近Hayashi极限和Eddington极限的位置；该天体符合无自转的40 M☉演化轨迹，当前质量27–36 M☉。V766 Cen显示出源自1.5倍光球半径壳层的Na I发射线及约0.1倍光球半径的光心偏移，具有强扩展分子（CO）层和尘埃星周背景成分。另三颗天体的光度较低（约log L/L☉ = 3.4–3.5），对应5–9 M☉演化轨迹，有效温度3900 K至5300 K，半径60–120 R☉，未呈现样本中高光度红超巨星所见的扩展分子层。BM Sco显示出异常强的过度分辨星周尘埃成分贡献。 结论：V766 Cen是接近Hayashi极限的红超巨星，而非文献讨论中已向高温有效温度演化的黄超巨星。我们对Na I线和扩展分子层的观测表明，在星风起始阶段存在约1.5倍光球半径的光学厚伪光球。恒星σ Oph、BM Sco和HD 206859更可能是大质量红巨星而非其光度级Ib暗示的红超巨星。这使得赫罗图中对应光度log L/L☉ ～ 3.8–4.8或质量10–13 M☉的区域未被采样，可能对应恒星在红超巨星阶段以II-P型超新星爆发的质量区间。通过V766 Cen，我们证实了先前发现的扩展分子层强度随光度增加而增强的关系可延伸至原光度两倍直至Eddington极限，这可能进一步表明辐射星风随光度增加而持续增强。
关键词： 超巨星、恒星：个体：BM Sco、恒星：大气层、恒星：个体：V766 Cen、技术：干涉测量法、恒星：质量损失
更新于2025-09-09 09:28:46
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船底座η星2014.6分光事件：揭示其大爆发后长期恢复过程的线索
摘要： 目的：每5.5年，η卡琳娜的光变曲线和光谱在所有观测波段都会发生显著变化。这些所谓的光谱事件很可能是由伴星近距离接近引起的。我们将2014年中期的最新光谱事件与2003年和2009年的事件进行比较，并研究长期趋势。 方法：在2012-2015年期间，我们使用哈勃太空望远镜空间望远镜成像光谱仪（HST STIS）、甚大望远镜紫外可见阶梯光栅摄谱仪（VLT UVES）和CTIO 1.5米CHIRON望远镜对η卡琳娜进行了超过两年的观测。这些仪器的存档观测数据覆盖了三个轨道周期以及2003.5、2009.1和2014.6年的事件。STIS光谱提供了高空间分辨率，并包括了2014年事件期间的多个时段——当时大多数地面天文台的观测都不可行。UVES的观测策略允许进行多维分析，因为反射星云中的每个位置都与不同的恒星纬度相关联。 结果：在η卡琳娜事件期间的重要光谱诊断指标显示，2014年与之前事件相比发生了显著变化。虽然第一次He II λ4686闪光的时间与之前事件非常相似，但He II等效宽度略大，线流量比2003年增加了约7倍。第二次He II峰值出现的时间与2009年大致相同，但更强。He I线流量在1998-2003年到2009-2014年间增长了约8倍。N II发射线也增强了。另一方面，Hα和Fe II线的发射强度是η卡琳娜有记录以来最小的。在过去10-15年里，光学连续谱亮度增加了约4倍。极区光谱显示宽风发射线的变化较少：Fe II发射强度降低了约2倍（相比之下，我们视线方向的降低幅度约为4倍）。在FOS4处，2009年和2014年的He II等效宽度比2003年事件期间更大。 结论：在过去两到三个周期中，η卡琳娜光谱事件的基本特征发生了变化。在2014年之前的每次事件中，电离紫外线辐射都显著减弱，但在2014年没有。我们视线方向上He I和N II发射的增强以及低激发Hα和Fe II风特征的减弱，表明发射区的物理参数发生了重大变化。FOS4处的极区光谱显示宽风发射线的变化较少，这可能可以用η卡琳娜的纬度依赖性风结构来解释。2014年He II发射的快速而强劲的恢复支持这样一种情景：风-风激波可能没有像之前事件所提出的那样完全坍塌。因此，伴星没有像之前事件那样吸积那么多物质。所有这些都可能只是一个基本变化的结果，即主星的质量损失率大幅下降。这将标志着一个新阶段的开始，在这个阶段中，光谱事件可以被描述为主星风的掩食。
关键词： 恒星：质量损失，恒星：大质量恒星，恒星：星风与外流，恒星：个体：船底座η，恒星：变星：剑鱼座S型变星
更新于2025-09-04 15:30:14