Vaidya星度规的进一步推广

本文得到一个含有五个任意时间函数的度规,它描述任意加速带电点质量(天体)的引力场.它是Vaidya星度规的进一步推广.在特殊情况下,此度规分别退化为Reissner-Nordstrom度规和Kinnersley度规.由于源的各参量可任意随时间变化,此度规应具有广泛的意义,对于各种具体的天体模型可能是有用的.     

星在中心为Kerr黑洞的星团中的分布

本文讨论了试验粒子在Kerr度规中的运动和中心具有Kerr黑洞时星团中星的分布。结果表明:对于该种稳定星团,低速星较多。当α=0时,我们得到了已知结果。     

球状星团致密度及其演化

根据球状星团动力学演化理论,本文探讨了球状星团致密度的演化与球状星用质量和位置的关系。结果表明,银心距和球状星团质量都与致密度的演化紧密相关。一般来说,银心距很大时致密度演化极少,球状星团质量愈大致密度演化愈缓慢。对现有球状星团致密度的分布作了统计研究,结果表明,在银心距较小的区域,致密度的分布与理论分析结果一致。在大银心距处发现,质量不同的球状星团其致密度分布有明显不同,它可能反映了球状星团形成阶段其致密度与质量紧密相关。     

超导宇宙弦的引力效应

超导电流的磁场改变了弦外引力场的度规,使弦外时空表现为相对磁导率为μ(r)的磁介质,并使经过弦附近的光线发生偏拆。     

荷电(或荷磁)天体的引力效应

本文应用R-N度规,讨论了荷电(或荷磁)天体引力场对引力红移及雷达回波延时的影响。结果表明电荷(或磁荷)的作用使这两种效应减弱。     

粒子在标量张量理论的二阶后闵可夫斯基近似弱引力场中的引力偏转

标量张量理论是目前为止最成功的相对论性引力理论之一,经受住了已有实验和观测的检验.随着实验和观测精度的提高,理论将得到进一步的检验.为此将该理论的可观测效应计算到二阶后牛顿近似非常必要.标量张量理论的二阶后牛顿近似结果已经由Xie等人给出.为得到有质量粒子在弱引力场中的偏转情况,利用二阶后闵可夫斯基近似下的度规解得到了粒子的测地线方程,并通过迭代的方法求得在非束缚条件下,粒子在弱引力场中的轨迹的解析解.进一步利用此结果计算了粒子在弱引力场中的偏转角(与光线的偏转角不同)并与前人的结果进行了比较.     

大质量年轻星团和超星团

随着观测技术的进展,在星系中观测到了越来越多的大质量年轻星团和超星团,它们不能简单地归类于银河系中的疏散星团或球状星团,因而其性质和演化意义日益为人们所关注。该文对大质量年轻星团和超星团的发现、观测特征以及演化意义进行了较为系统的概要介绍。     

疏散星团NGC 6530的光度函数和分层效应

该文利用疏散星团NGC 6530的自行观测数据和成员判别结果,给出了星团的光度函数,并详细讨论了星团的质量分层效应。分析表明,NGC 6530存在空间质量分层效应,但并不存在速度质量分层,因此星团的表观空间质量分层可能起因于星团形成时的初始条件,而不是动力学弛豫的结果。     

昴星团平均视差与运动学参数的最大似然估计

本文利用最大似然原理求解移动星团问题，同时确定了昂星团的平均距离和运动学参数及其相应的弥散度·归算结果得到昂星团距离为d=135．6±0．7pc，相应弥散度。σd=7.7±08pc；昂星团平均空间速度为V=25.9±0．1km／s，相应弥散度σv=0．6±0．1km／s，以及昴星团会聚点坐标（A，D）＝（6h47m24s±2m00s-47°．4±0°.3.）。     

天狼星畔觅星团—M41

天狼星畔觅星团—Ｍ４１＠朱悫天狼星畔觅星团—Ｍ４１·朱悫从天狼星向南４度再向东半度可以看到Ｍ４１星团。在星团的东南边缘有一颗６等星,即大犬座１２。最先观测到这个星团的是意大利天文学家乔万尼·巴梯斯塔·霍迪纳（１５９７～１６６０）。霍迪纳生于意大利西西里岛上...     

嵌埋星团质量分层的数值模拟研究

目前,对大质量恒星形成的初始条件不很清楚,特别是大质量恒星是否形成于星团中心仍有争议.有人从时标上考虑,认为嵌埋星团的质量分层现象意味着大质量恒星只能在星团中心诞生.利用Monte Carlo方法对嵌埋星团的动力学演化进行了数值模拟,并与观测进行了比较.假设初始时刻大质量恒星随机分布,一定比例的嵌埋星团因为大质量恒星的随机运动,在演化的某个时刻会呈现暂态质量分层,其中一部分相当明显.这说明,大质量恒星在中心形成并非嵌埋星团质量分层现象的唯一解释.此外,气体的动力学摩擦能有效地减小动力学质量分层的时标,从而增大暂态质量分层的概率.     

金属丰度对球状星团动力学演化的影响

动力学过程和恒星演化及二者的互相影响都会对球状星团的演化产生重要影响.由于金属丰度会影响恒星的演化轨迹,与之相伴随的恒星质量损失率的变化也会对球状星团的动力学过程造成影响.通过一系列N体模拟研究金属丰度对球状星团的质量损失率、半径等的影响,并分析其原因,同时研究了大质量恒星以及星团初始数密度分布的影响.模拟中采用的球状星团模型初始成员星数目N=50000,运行于类银河系的引力势中并考虑成员星的演化.结果显示,由于低金属丰度恒星拥有较快的演化时标,所以贫金属球状星团在早期会拥有较高的质量损失,但与此同时它们的核塌缩时间会比后者显著推迟,因此在核塌缩之后其质量损失会被富金属星团反超.另外由于大质量恒星演化导致的质量损失较大,所以大质量星的存在会使金属丰度更加显著地影响球状星团早期的扩张以及随后的核塌缩过程,同时星团的初始数密度分布也对该效应有着不可忽视的影响.     

球状星团系统的比频、金属度和质量谱

评述了球状星团系统研究中的比频、金属度和质量谱三大问题，就目前的认识和存在的问题进行了讨论。指出不同星系球状星团比频之间的差别表明了需要有各种不同的球状星团形成模型；球状星团金属度的分布表明球状星团可能有三个形成时期，分别与三类形成模型效应；尽管对数正态初始质量的数值模拟初步结果与观测结果符合得更好，然而幂函数的初始质量谱在物理上能很好地与球状星团形成联系起来。     

Weyl时空中的引力场方程

本文在Weyl时空中,即度规张量gij的协变导数gij;κ=-φ_κgij的时空中,从时空的无挠仿射联络的Bianchi恒等式出发,得到了Weyl时空中的引力场方程,Einstein引力场方程只是该方程的特殊情形。     

模拟Kerr度规的牛顿型引力势

本文对只局限于赤道面的模拟Ｋｅｒｒ度规的牛顿型引力势加以推广，使之能用来相当精确地描述轴对称强引力场中赤道面以外粒子和流体的运动。这种既能体现广义相对论效应而又使计算过程大为简化的牛顿势，对于许多天体物理问题（例如厚吸积盘）的研究是非常适用的。     

致密星团的分层效应及其形成机制

老年球状星团和年轻的超星团是两类不同性质的致密星团,观测表明它们都表现出某种程度的质量分层效应.该文在介绍这两类星团质量分层的探测途径和观测表象的基础上,对形成这种分层效应的两种可能的机制--动力学分层和原初分层做了简要的讨论和评述.     

星系中球状星团的形成与演化

球状星团与星系的形成和演化过程密切相关,研究球状星团是研究星系形成和演化的重要途径之一。综述了球状星团在观测上的统计结论,观测对理论模型的限制,利用数值模拟和半解析模型研究球状星团形成和演化等阶段的进展。理论研究主要包括球状星团的形成、密度轮廓、初始质量函数,球状星团在质量、大小、空间上的演化,星系并合对球状星团形成和演化的影响等。通过介绍当前研究的主要模型、相关的研究结果以及该领域尚未解决的一些难题,阐明球状星团与星系的关系,深化对球状星团和星系形成和演化的认识。     

掩星情报站

7月11日凌晨北京时间2时左右,我国绝大多数地区爱好者将再次可以欣赏到月掩昴星团的天文现象,在整个月掩昴星团的食季年(每隔18～19年左右将有两三年时间连续发生月掩昴星团的现象)中相对来说这次是观测条件比较好的一次。全国大多数地区月掩昴星团期间其地平高度为10～15度左右,以东北黑龙江省观测条件最好,月掩昴星团时其地平高度可达20～25度左右。而两天后同一时间,内蒙古部分地区和河北、山东、辽宁、吉林和黑龙江地区将看到月球掩金牛座4.6等的136号星。     

球状星团的形成与演化（Ⅰ）：观测特征

对与球状星团形成与演化有关的观测特征进行了总结，分别从球产太星团的空间分布特征、金属度分布特征、光度函数和质量函数，以及不同星系中球状星团的数量特征等方面介绍了银河系和河外星系中球状星团的最新观测事实。     

球状星团内中等质量黑洞的探测

众所周知,恒星质量黑洞和星系内超大质量黑洞之存在已为学界所公认。另一方面,长期以来,关于球状星团中是否存在质量范围介于上述两类黑洞之间的所谓"中等质量黑洞",则始终争议不断。对于银河系球状星团以及河外星系球状星团内,中等质量黑洞的探测和认识现状做了简要的综述性介绍。