恒星形成区AFGL 5157的CO同位素分子谱线研究

通过对恒星形成区AFGL 5157进行了24′×24′(12 pc×12 pc)的成图观测,得到了该分子云的~(13)CO(J=1-0)和C~(18)O(J=1-0)云核各自的分布结构和平均物理参数.在云核的边缘位置,同位素丰度比X[(~(13)CO)/(C~(18)O)]约为10,接近于巨分子云的比值.~(13)CO和C~(18)O云核的维里质量小于云核质量,具有引力不稳定性,且C~(18)O云核更易塌缩.C~(18)O分子云核的东北方向和西南方向的分子云柱密度分布分别为1.1×10~(23)×z~(-0.43)和4.6×10~(25)×z~(-0.58),z表示到云核中心的距离.由~(12)CO(J=1-0)高速线翼成份的测量,估计了外流源的质量损失率,求得外向流的质量和速度的关系近似为m∝v~(-1.8).~(13)CO分子云核的恒星形成率为23%,该区域可能受反射星云NGC 1985的触发而正在形成中大质量恒星或者星团.     

IRAS 23133+6050云核的观测研究

利用紫金山天文台青海观测站13.7 m毫米波望远镜对IRAS 23133 6050云核进行~(13)CO、C~(18)O、HCO (J=1-0)谱线观测.~(13)CO、C~(18)O、HCO 分子谱线辐射所对应的云核直径分别为4.0pc、2.1 pc、2.3 pc,质量分别为2.7×10~3M_⊙、0.9×10~3M_⊙、2.3×10~3M_⊙,气体平均密度分别为2.7×10~3 cm~(-3)、5.1×10~3 cm~(-3)、4.6×10~3cm~(-3).用幂律模型n(r)～~(-P)的形式分析了云核的密度分布,得到的指数p分别为1.75、1.56、1.48.分析发现,密度结构谱指数从云核的外部向内部逐渐变平坦.观测得到HCO~ 丰度为4.6×10~(-10),比暗云低一个数量级以上,比巨分子云也略低,而~(13)CO、C~(18)O的相对丰度比X_(13/18)为12.2,这与暗云11.8和巨分子云9.0～15.6的情况一致.该区域发现存在~(13)CO双极外流.由IRAS远红外光度和维里质量得到的光度质量比,分别为18.1,51.1、21.2.     

1987年9月23日日偏食云台多波段联合观测

本文给出了1987年9月23日云南日偏食射电多波段观测结果。 1.取得了太阳活动低年射电太阳半径:在8.2厘米、10.6厘米、21.1厘米三波段分别为1.060、1.068和1.083r⊙。 2.暗条N—2上空射电源被观测到:它们在三波段立体角范围分别是0.4～1.0×10~(-8)Sr,1.2～2.0×10~(-8)Sr,4.2×10~(-8)Sr;平均亮温度分别在1.0～1.2×10~6K,1.7～2.4×10~6K,3.4×10~6K。 3.观测到日珥E—1上空射电源:立体角范围在三波段分别为0.4×10~(-8)Sr,0.3×10~(-8)Sr,0.8×10~(-8)Sr。是热源,平均亮温度分别为3.0×10~6K,5.3×10~6K,8.0×10~6K。 4.谱斑上空射电源观测到3个,三波段立体角分别为0.8～1.3×10~(-8)Sr,0.8～1.8×10~(-8)Sr,1.6～6.0×10~(-8)Sr。全是热源,平均亮温度分别为0.7～0.8×10~6K,1.0～1.1×10~6K,1.0～2.8×10~6K。晕的辐射标度分别为8.0×10~(28)电子数~2/厘米~5,6.7×10~(28)电子数~2/厘米~5,3.7×10~(28)电子数~2/厘米~5。 5.在日面西北边缘100°～115°范围内观测到日冕凝聚区,它的立体角范围在三波段分别是0.3～0.7×10~(-8)Sr,0.6×10~(-8)Sr,1.3×10~(-8)Sr。是热源,平均亮温度在三波段分别为0.8～1.6×10~6K,5.4×10~6K,7.4×10~6K。它的延伸高度在三波段分别为2.10×10~4km,3.53×10~4km,4.72×1     

脉冲星PSR 1951 32的γ辐射

对欧洲γ天文卫星COS-B数据的分析表明,从PSR 1951 32方向来的30—5000MeVγ光子到达时间具有显著的周期位相结构。我们用相关分析方法研究了该脉冲星附近天区γ光子强度的空间分布,求出100MeV和300MeV能量处脉冲星γ射线的积分流强:F(E>100MeV)=4.1×10~(-7)ph·cm~( 2)·s~(-1),F(E>300MeV)=8×10~(-8)·ph·cm~(-2)·s~(-1)。PSR1951 32方向的γ光子大部分为周期性成分,并且集中在一个相当窄的相位区域内。     

恒星形成区的云核和星团

利用青海站13.7 m毫米波望远镜对17个与星团成协的恒星形成区进行了~(12)CO(J=1-0)、~(13)CO(J=1-0)和C~(18)O(J=1-0)的同时成图观测.除了IRAS04547+4753,这些源均探测到较强的C~(18)O(J=1-0)的谱线发射.由于分子云的大小不同,有13个源观测到~(13)CO(J=1-0)谱线积分强度极大值的一半处,其他源因分子云延展范围较大,没有进行大面积的成图观测.基于观测数据,计算了各云核的谱线线宽、亮温度、尺度、密度和质量等,~(13)CO和C~(13)O云核的维里质量与局部热动平衡(LTE)质量之比分别为0.66和0.74,它们接近于维里平衡状态.为了从形态方面比较云核与星团,将谱线的积分强度图与2MASS的K波段图像叠加.同时,计算了与云核成协的星团的大小和质量,数据采用了2MASS的近红外点源测光结果.基于云核与星团的质量结果,计算了分子云的恒星形成效率,大致在10%～30%的范围.     

吸积盘与恒星在星云盘中形成时的角动量损失

本文根据吸秘盘理论与天文观测结果,给出一个恒星在星云盘中形成的模型.通过计算角动量方程,获得了质量定常分布ρ(r)～r_(-β)(β=0,1,2)时的一般性解.对1M恒星的数值解表明:恒星在转动磁化的星云盘中形成时,角动量确实发生了巨大转移;并且,β=2的解能较满意地解释太阳系的角动量奇异性.     

超子对冷中子星物理性质的影响

本文将Walecka(1974)提出的平均场模型推广到包括重子八重态的所有重子情况。讨论了超子对冷中子星物理性质的影响。没有预先假定相互作用的SU(3)对称性,给出了完整的理论结果。对SU(3)对称相互作用情况进行了计算。当ρ=4.43×10~(14)gcm~(-3)时,超子开始出现,其影响是使物态方程有约8％的软化。所得到的中子星最大质量及相应的星体半径、转动惯量和中心密度分别为:2.37M_⊙,11.1km,4.3×10~(45)gcm~2和2.32×10~(15)gcm~(-3)。     

第22周升段毫秒级射电尖峰在1.42、2.84、3.67GHz上出现的频次(英文)

本文的目的是研究1.42、2.84、3.67GHz的毫秒级射电尖峰在太阳22周上升段出现的频次及计算源区的有关参数。 云南天文台三波段快速采样射电望远镜于1987年初投入观测。我们选择的观测时段是1987年5月-1988年12月。为太阳22周升段。其中36个毫秒射电尖峰事件及它们的极大流量被选取了(见英文表Ⅰ)。统计结果表明,三波段尖峰出现的频次比为24:13:3;三波段最大流量分别是2530.0、1364.0和21.8s.f.u;最小流量是33.2、15.2和16.3s.f.u;平均流量是434.8、216.5和19.1s.f.u。 根据这些统计结果,我们作了尖峰源区的参数计算。 1、尖峰源的尺度。由公式(1)算得三波段尖峰源的直径分别是140km,70km和50km,同Benz给出的≤200km相符。 2、尖峰源立体角。由公式(2)算得三波段分别为2.7×10~(-12)sr,6.8×10~(-13)sr,3.5×10~_(-13)sr。 3、尖峰源的亮温度,由公式(3)算得三波段亮温度如下: 频 率 极大值(K) 极小值(K) 平均值(K) 1.42GHz 1.5×10~(14) 2.0×10~(12) 8.1×10~(13) 2.84GHz 8.1×10~(13) 9.1×10~(11) 1.3×10~(12) 3.67GHz 1.3×10~(13) 8.2×10~(11) 1.1×10~(12) 4、尖峰源的磁场强度,用公式(4)、(5)算得三波段分别为250、500和700高斯。 从统计与计算结果我们看到,毫秒级射电尖峰辐射在1.42GHz出现的     

天秤座EH光变周期变化新探

我们于1980年5月18、19日及6月15日和1981年1月15日四夜,用高速光电光度计观测了天秤座EHLib,获得6个光度极大时刻。与前人的观测资料综合分析,得出该星的观测极大时刻与计算极大时刻间的差值(O—C)随周期数E的变化,可以定性地表示为其中T_o=H.J.D.2433438.6088,P_o=0.0884132445天,β6.0×10~(-13)天/周-2.4×10~(-9)天/年-2.8×10~(-8)/年,A0.0015天,E_o70700P_o6250天17.1年。假如用双星系统的光时效应来解释其中的正弦项,则双星系统轨道的半长径α近似为0.28天文单位,轨道视向速度峰值投影K=(2παsini)/(E_o)0.45km/s,质量函数f(m)6×10~(-5)M_☉。     

对WASP-43 b和TrES-3 b凌星主食的测光后续观测及凌星中心时刻变化研究

使用紫金山天文台盱眙观测站近地天体望远镜对WASP-43 b和TrES-3 b分别做了2次和4次凌星主食的测光后续观测.经过较差测光和光变曲线拟合,分别得到了两个系统的相关物理参数,结果与之前的文献结果吻合.结合多篇文献中的数据,对两个系统凌星中心时刻的观测残差O-C分别作了线性和二次函数拟合,根据线性拟合得到了行星的轨道周期及凌星中心时刻变化即TTV,分析后认为在两个系统中尚未发现明显的周期性TTV信号,并给出了WASP-43和TrES-3系统中1:2轨道共振位置上可能存在行星的质量上限分别为1.826和1.504个地球质量.通过二次函数拟合,尚未发现TrES-3b存在长期TTV即轨道衰变;证认了WASP-43 b可能存在轨道衰变,得到其轨道衰变率P=(-0.005248±0.001714)s·yr~(-1),并与文献中的相关结果做了比较,还据此计算出了该系统的恒星潮汐质量参数下限为Q_*~'≥1.5×10~5,并分别对两个系统中不同的Q_*~'值给出了相应的行星剩余寿命.     

电子回旋脉■和太阳微波毫秒级尖峰辐射

本文提出由非热电子(60keV)的空心束(hollow beam)分布激发回旋脉降作为太阳微波毫秒级尖峰辐射的产生机制。文中求得了非常波模二次谐波的增长率及其随时间的变化、脉泽的饱和时间、饱和波能密度及脉降辐射的方向特征。 结果得到,当磁场强度B=507G,等离子体数密度n_(?)=4×10~9cm~(-3),电子温度T_e=1.4×10~6K,非热电子数密度与热电子数密度之比(n_s/n_e)≈4×10~(-5),磁场标高时,将在2.84GHz频率上产生高亮温度(T_b≈5×10~(15)K)的毫秒级尖峰辐射。     

一种极为重要的恒星核合成过程

经典的恒星核合成理论(B~2FH理论)有8个过程:H-、He-燃烧,α-、e-、s-、r-、p-和x-过程。 本文认为还有一种极为重要的恒星核合成过程,原因是: (1)r-过程需要的中子数密度n_n～10~(24)—10~(28)(个/cm~3),至今尚未解决; (2)元素稀土峰A～155—165)的增强主要来自超重元素,n_n～10~(28)—10~(30)(个/cm~3); (3)宇宙线实验发现同位素丰度有较大反常,富中子同位素较多,如:Ne~(22)、Mg~(26) Si~(30)、Fe~(60)、……; (4)宇宙线中z<83的元素丰度比太阳系元素丰度高一个数量级; (5)宇宙线元素丰度CR比太阳系元素丰度S,作(CR/S)—A的关系在A～l-100呈直线变化,A=1时CR/S≈0.1,而A=100时(CR/S)≈10;A>100增长停止,但有波动,(CR/S)～5—10。 本文将作者曾提出过的元素起源的第三种途径,使理论具体化,提出了一个框架工作。     

对59个北天EGO天体方向上的分子云~(12)COJ=2-1和J=3-2频谱观测研究

为了研究有大质量恒星形成的分子云与其它分子云之间的差异,对北天的59个作为大质量恒星形成区的Spitzer延展绿色天体(Extended Green Objects,简称EGOs)视线方向进行了分子云~(12)CO J=2-1和J=3-2频谱观测,并与文献中对同一批天体方向观测得到的~(12)CO J=1-0频谱数据合并进行分析.对与EGO天体成协的分子云(简称EGO分子云)和其它non-EGO分子云进行了CO多跃迁谱线强度和宽度的统计比较分析.在数据统计的基础上,讨论了这两类分子云的气体温度分布、密度分布、速度场分布对观测数据统计特征的影响.分析结果表明,直接决定是否有大质量恒星形成的关键因素可能并不是巨分子云的质量是否足够大,而是巨分子云的引力塌缩程度足否充分(即分子云团块的体积填充因子是否足够大).     

金星和水星的内部结构模型

本文采用空间探测获得的金星和水星的质量和半径测定值,通过求解Emden方程分别建立了4个金星和水星的内部结构模型,图1至图3绘出了内部密度和压力分布曲线。计算出无量纲惯性矩C/MR~2后,导出了动力学扁率(C-A)/C的可能的取值范围:金星为(1.68～1.83)×10~(-5);水星为(5～6)×10~(-4)(上限值)。     

3个典型恒星形成区的气尘比

"气尘比"(Gas to Dust Ratio,GDR)是星际气体与星际尘埃的质量之比.广泛认同的银河系气尘比值是100-150.气尘比值的大小不仅取决于星际环境,也与所考虑的尘埃成分相关.恒星形成区是恒星形成的致密分子云区域,不同的分子云,其GDR也可能不同于普遍采用的数值.此工作选择3个典型的恒星形成区进行气尘比的研究,它们分别是:大质量恒星形成活跃的猎户座(Orion)分子云,小质量恒星形成区的代表金牛座(Taurus)分子云,极少或者无恒星形成活动的Polaris分子云,对这3个天区的研究有利于了解不同辐射环境恒星形成区的气尘比变化.在此对CO谱线积分强度与氢分子柱密度之间的转换系数X_(CO)取常数,以统计的方法计算了3个分子云的气尘比N(H)/A_V,其值在Orion天区、Taurus天区和Polaris天区分别为25、38和55(单位:10~(20)cm~(-2).mag~(-1)),明显高于之前人们给出的银河系平均值.根据星际尘埃模型,将N(H)/A_v转换成气体尘埃的质量比.采用被广泛接受的WD01尘埃模型(V波段的选择性消光比R_v=3.1的情况),得到3个恒星形成区的气尘比分别为:160(Orion分子云)、243(Taurus分子云)、354(Polaris分子云),显著高于普遍采用的弥漫星际介质中100-150的取值范围.恒星形成区的N(H)/A_v值高于平均值的另外一个可能的原因是,恒星形成区的尘埃由于吸积或者碰撞增长变大,降低了V波段的单位质量消光效率,而不是气尘质量比本身的增加.     

GPS BLOCK IIF星载原子钟长期性能分析

星载原子钟长期性能的分析对于系统完好性监测、卫星钟差确定与预报等具有重要的作用.GPS最新型的BLOCK IIF系列卫星于2016年2月6日部署完成.通过星载原子钟的频率准确度、频率漂移率、频率稳定度、观测噪声水平和钟差周期特性这5个指标的长期变化,分析评估了GPS BLOCK IIF星载原子钟的长期性能.计算分析表明:铷钟的频率准确度为7.1×10~(-12)±2.1×10~(-13),频率漂移率为(5.5×10~(-14)±1.1×10~(-14))/d,平均噪声水平约为0.2 ns;铯钟的频率准确度为1.0×10~(-12)±2.9×10~(-15),频率漂移率为(3.4×10~(-15)±5.4×10~(-16))/d,平均噪声水平约为1.0 ns,并且指标变化相对平稳;铷钟的2 h、6 h、12 h和天稳定度分别为3.4×10~(-14)、2.3×10~(-14)、7.3×10~(-15)与6.0×10~(-15);铯钟对应的稳定度指标分别为1.9×10~(-13)、1.1×10~(-13)、7.9×10~(-14)和5.5×10~(-14);卫星钟差存在显著周期项,主周期分别近似为卫星轨道周期的1/2、1倍或2倍.     

球状星团中大质量黑洞附近的密度分布

(一)前言 近年来,实测和理论工作都转向了探索大质量的黑洞(10~M⊙～10~9M⊙),众所周知的NGC6624和M87的观测表明,在它们中心可能存在一个大质量的黑洞,为了定量地解释这些观测事实,必须首先求出它们核心附近星的密度分布Peebles和J.N.Bahcall等人从牛顿力学出发,并假定分布函数为f=CE~2的情况下分别得出了n(r)～(r/r_a)~(-9/4)(对应α=3/4)和n(r)～(r/y_a)~(-7/4)(对应α=1/4),他们的工作有两点不     

恒星内部核素~(56)Fe、~(56)Co、~(56)Ni和~(56)Mn电子俘获过程中微子能量损失高斯修正

采用高斯修正法,研究了核素~(56)Fe、~(56)Co、~(56)Ni和~(56)Mn电子俘获过程中微子能量损失.结果表明:对核素的Gamow-Teller(G-T)共振跃迁能级分布的高斯修正使中微子能量损失率增加.在低能跃迁电子俘获过程为主导地位的反应中,高斯修正对中微子能量损失的影响很小,而对高能G-T共振跃迁为主要的电子俘获过程的中微子能量损失的影响将大大增加.如核素~(56)Fe在密度ρ_7=100(ρ_7以10~7 mol·cm~(-3)为单位),高斯函数半宽度△=14.3,18.3,22.3 Mev时,修正差异大约达2个数量级,核素~(56)Ni在△=6.3,18.3Mev差异分别达60%和40%.     

VMOs电离宇宙对3K背景辐射的Zeldovich效应

本文假设星族Ⅲ是由大质量恒星VMOs组成,VMOs的高光度辐射将使背景宇宙重新获得电离。我们讨论了宇宙热电子对宇宙微波背景的康普顿散射效应。结果表明,VMOs时期的电离宇宙将使3K背景辐射产生一个畸变,在低频的瑞利一金斯频率范围,温度偏差为:凸T_0/T_0～10~(-3)—10~(-5),一旦这个量被观测到,将是对VMOs现象进行确证。     

广义相对论中静态荷电球体的内解

本文在假设荷电球体内部物质密度为ρ_m=μγ~α,电荷密度为ρ_e=ρ_0γ~(b_e-λ/2)的情况下,严格求解Einstein-Maxwell场方程,求得了静态荷电球体的一个较为普遍的内部解。这个解可以看作是Wyman得到的内部解推广到荷电情况下的结果,并且将Wilson,李鉴增,Santos,Pant和Sah等人给出的许多结果作为自己的特例包括在内。