主序星的Ⅴ波段经验质光关系

恒星质量是恒星物理以及恒星系统动力学研究中一个不可或缺的参量.双星轨道拟合是获取恒星(动力学)质量的最可靠途径,而绝大部分恒星的质量仍然需要通过恒星质光关系来估计,因此,通过拟合恒星动力学质量和光度数据得到经验质光关系的工作具有重要意义.尽管主序星的Ⅴ波段质光关系由于金属丰度的影响而具有一定的弥散性,但有研究表明这种影响主要限于恒星质量小于 0.6M_⊙的情况.对于较大质量的主序星,近年来的观测拟合研究积累了比较充分的动力学质量和Ⅴ波段光度数据,从而为显著改进上述质光关系提供了可能.利用一个能合理分配两个不同量纲观测量权重的拟合方法,根据 203 颗恒星的动力学质量和光度数据给出了主序星的Ⅴ波段经验质光关系,该结果对此前结果的改进不仅具有统计显著性,而且其对恒星质量估计的相对误差已达到约 5%.因此,该结果不仅可以用于开展有关恒星物理或恒星系统动力学方面的统计性研究,而且对具体实际多星系统的长期动力学研究和短期定位研究等也有应用价值.     

双星观测量计算方法的改进及应用

双星轨道拟合是基本天文研究领域的重要内容,其给出的动力学质量、轨道参数具有重要的应用价值.前者是恒星系统动力学研究和恒星物理演化研究必不可少的参量,后者则对提高亮星星表参考架的参考星数密度具有重要意义.但是,该项研究此前普遍采用了一些近似,如切平面的变化与空间的透视效应均被忽略.对上百个含亮子星的双星系统而言,这些近似引起观测量计算的偏差已经超过了当前的观测误差(1 mas).我们以牛顿二体模型为基础,用严格的立体几何关系改进了观测量的计算方法,通过仿真和观测数据验证了方法改进的有效性.拟合的结果表明,模型参数的拟合值和子星的观测量预报均有显著的改进.因此,对于双星,尤其是太阳系邻近的远距双星,改进观测量计算方法是必须的.     

双星轨道拟合的研究进展

双星轨道拟合是天文学的一项基础性研究工作。其主要目的是给出双星系统的二体轨道参数,这些参数不仅是高精度、高网格密度星表参考架的必要组成部分,而且也为理解各种有关观测现象提供了必要的动力学基础;更重要的是,双星轨道拟合可以直接估计恒星物理和星系天文学等领域极有应用价值的恒星质量参数。因此,长期以来双星轨道拟合工作一直受到研究者的广泛关注。近年来,随着高精度的恒星运动学观测资料的大量积累,双星轨道拟合更成为天体测量和天体力学的一个共同的热点课题,有关研究也有了长足的进展。综述了双星轨道拟合的历史及现状,其中着重介绍了目前所用的主要观测资料和各种具体的拟合模型、拟合方法;简要描述了几种主要的双星星表;展望了今后双星轨道拟合工作的发展趋势。     

基于多种观测资料的双星轨道拟合研究

双星轨道拟合研究的主要目标是给出双星系统完整的运动学参数,包括质心运动学参数、二体轨道参数、恒星质量参数等.这些参数不仅是高精度、高密度星表参考架的必要组成部分,而且为恒星物理、星团和星系天文学等领域的研究提供了重要帮助.近年来,随着各种观测技术的发展和应用,特别是空间天体测量、光干涉观测和高分辨分光观测的开展,各种高精度的观测资料越来越多,双星轨道拟合也成为当前天文学研究的重要研究课题.针对联合多种观测资料的双星轨道拟合研究,本论文开展了如下几方面工作:     

现代恒星演化学说评介

在第一部分引言中,说明现代恒星演化学说的分歧主要是在恒星形成主序星以后的演化.本文叙述三种学说:第一种是质量固定的恒星演化学说,第二种是微粒发射的恒星演化学说,第三种是主序星径向白矮星的演化学说.第二部分介绍第一种学说,指出困难之点在恒星脱离主星序演变成红巨星、超巨星后,怎样演化到白矮星的问题,观测资料既贫乏,理论方面更是空白.第三部分介绍第二种学说,指出这学说蕴含着下面的假定:或是否认主序星原始光度函数的存在,或是要求主序星的原始质量 m_0和原始平均分子量μ_0的关系 m_0(μ_0)恰好是因微粒发射后所演变成的质量 m 和平均分子量μ的关系 m(μ).这两者都是很少可能的.而这学说所根据从内部结构理论得到的主要数据,就近几年来好些同类研究,用较精密方法所得的计算结果来说,显然是不正确的.所以这学说的可靠性是很小的.第四部分介绍第三种学说,指出这学说的主要关键在一般的主序星能否因自转而使恒星的化学成份保持为内外均匀的星型,从而在赫-罗图上自主序星向左演变,演化为白矮星.     

早型星系的恒星形成活动演化研究

从观测上测定早型星系中恒星形成活动随红移的演化有助于理解这类星系的形成演化.结合GEMS（Galaxy Evolution from Morphology and SEDs）巡天的HST/ACS（Hubble Space Telescope/Advanced Camera for Surveys）高分辨图像和CDFS（ChandraDeep Field South）天区Spitzer、GALEX（Galaxy Evolution Explorer）等多波段数据,基于形态、颜色和恒星质量选出一个0.2≤z≤1.0红移范围的包含456个早型星系的完备样本.利用stacking技术测量了样本星系紫外与红外平均光度,估计早型星系的恒星形成率.结果显示,早型星系中的恒星形成率较低(<3 M_⊙·yr^-1),随红移递减而降低.在红移z=1以来的恒星形成贡献的质量小于15%.星族分析亦肯定大质量早型星系的主体星族形成于宇宙早期（z>2）.     

不同层次天体的质光比研究进展

利用天体的质光比和测光信息可以得到不同层次天体的质量信息,利用恒星的质光关系可以计算单星的质量。星团和星系的表面亮度分布反映其质量分布,因此可以通过研究质光比来了解星团和星系的动力学演化。由于星系中存在大量暗物质,因此,星系的质光比普遍比星团的大。星系团的质光比普遍比星系的更大,说明星系团中暗物质的比例更高。介绍了恒星、星团、星系、星系群和星系团等不同层次天体的质光比测量方法及其研究进展,并简单阐述这一领域未来的研究方向。     

恒星形成星系主序关系的研究进展

恒星形成星系的恒星形成率与其恒星质量的相关关系被称为恒星形成星系主序关系,是描述星系演化的基本关系之一。准确测定不同红移处主序关系的斜率、弥散和零点能够对理解星系恒星形成活动的演化及其物理过程提供关键的观测限制。已有的研究揭示,恒星形成星系的整体恒星形成率从z■2到z■0下降为原值的1/30,气体消耗时标却由5亿年增至15亿年;主序关系的斜率在大质量和小质量星系段有变化,反映出决定恒星形成活动的物理过程有系统差别;而星系可能经历多个阵发性的恒星形成爆发活动,有助于更好地解释主序关系的弥散。随着观测能力的提升,对高红移宇宙(z■1~3)的恒星形成星系的研究也更加深入。恒星形成星系主序关系的特征随红移的变化规律为理解星系演化提供关键的观测约束。     

NGC 3603星团中的大质量逃逸双星

非团环境中的大质量恒星以及大质量双星的起源是理解大质量恒星形成和演化的关键问题之一. 年轻大质量星团内的动力学交会过程是产生大质量逃逸星的重要途径之一. 选取了银河系内年轻大质量星团NGC 3603外围的两个碰撞星风系统候选体MTT68A和MTT71作为研究对象, 通过分析\emphChandra X射线观测以及\emphGaia第2批数据发布(DR2)中的天体测量结果, 研究它们作为相互作用的大质量双星系统的起源. X射线数据的分析表明, 它们的X射线能谱中存在Fe XXV发射线成分; 相较于普通O型星, 以双温等离子体模型拟合得到偏高的高温成分温度($\gtrsim$2.0keV), 并且X射线光度与热光度的比值也较高($\gtrsim10^{-5.8     

恒星形成星系主序关系的研究现状

观测发现,恒星形成星系(star-forming galaxies, SFGs)的恒星形成率(ψSFR)与恒星质量(M*)之间存在紧密的相关关系(即lgψSFR-lg M*,称为“主序关系”),弥散约为0.2～0.4 dex。主序关系对限制星系演化的理论模型具有重要的意义,是描述星系演化的基本关系之一。近年来,随着大型观测设备和数据处理技术飞速发展,星系形成和演化的理论模型也越来越完善,在此基础上,天文学家对于主序关系的研究取得了许多重要进展。首先介绍测量星系ψSFR的技术和挑选SFGs的方法,方便后续分析主序关系存在系统性偏差的原因。然后介绍主序关系最新的观测进展：主序关系在大质量端会“变平”,可能是由于星系/暗晕冷热吸积模式发生转换导致冷吸积减少;主序关系的弥散对恒星质量的依赖呈现U型,可能是由于小质量端的恒星反馈和大质量端的活动星系核反馈导致恒星质量相近的星系在恒星形成历史上具有多样性;理论与观测得到的主序关系零点在中高红移存在差异的问题依然存在较大争议。最后对主序关系的研究进行了总结和展望。     

星系团Abell 2199的恒星形成性质

通过对近邻星系团Abell 2199中290颗成员星系进行形态分类,研究这些星系的恒星形成率及其与形态和相关物理特性之间的关系.该星系团中星系的特征恒星形成率与Ha等值宽度、星系光谱在4000A处的跃变程度以及星系所包含的恒星质量之间有较强的相关性.这些星系的恒星形成活动没有表现出明显的环境效应,表明该星系团仍处在剧烈的动力学演化阶段,远没有达到动力学平衡.     

太阳邻域银河系薄盘标高研究

利用Hipparcos卫星精确天体测量观测数据,尝试研究由不同样本恒星所反映的太阳邻域银河系薄盘的标高.根据Tycho测光系统的色指数,并考虑观测样本的完备性,分别在主序段和水平支上选取了几类恒星样本,以考察银河系薄盘标高的演化特征.分析结果发现,在比较完备的样本空间上,由O-B型主序星定义的银盘标高为103.1±3.0 pc,太阳位于其平均平面以上的15.2±7.3 pc处;水平支恒星定义的银盘标高为144.0±10.0 pc,太阳位于其平均平面以上3.5±5.4pc处.A、F、G、K、M型的主序星由于观测样本完备性的限制而无法进行可信的标高研究.     

红团簇巨星的绝对星等及其在天体测距方面的应用

红团簇巨星(red clump giant)是正处于中心氦燃烧阶段的小质量恒星,它们在赫罗图上成团出现且光度弥散很小,因此很容易被辨认出来。理论和观测研究均表明它们具有大致相同的光度,某些波段的光度与金属丰度以及年龄的关系很微弱,可以作为理想的"标准烛光"来测量天体的距离。依巴谷(Hipparcos)天体测量卫星的数据释放后,红团簇巨星被广泛地用于研究银河系结构以及测定本星系群成员的距离。     

带权重的相关函数在半解析模型和SDSS数据中的应用

基于半解析模型和SDSS DR4(Sloan Digital Sky Survey Data Release 4),研究了环境对星系性质的影响.通过对以颜色、恒星形成率和恒星质量的带权重的相关函数的测量,发现半解析模型在颜色和恒星质量上与SDSS数据符合得比较好,而恒星形成率则在SDSS数据中表现为与环境无关.此结论证实了半解析模型对星系中部分性质与环境关系的预测,但对于恒星形成率为何与环境无关仍有待研究.     

演化的星族合成方法

演化的星族合成方法是在给定恒星形成率和初始质量函数的前提下，利用理论的恒星演化轨迹和恒星光谱库得到的组合特征（光谱，光度），拟合星系、星团等恒星复合天体的观测特征，给出其中星族组成的一种有效方法。对演化的星族合成方法在天体物理研究中的重要意义及其原理和算法以及影响演化星族合成方法结果的最主要的四个输入量：恒星演化轨迹、恒星光谱库、初始质量函数和恒星形成率进行了评述。     

利用子午仪光子计数观测资料计算星像直径

对于一颗在大气外层不可分辨的恒星,当其光线通过地球大气层后,恒星的星像光度呈高斯分布;而子午仪光子计数观测记录下与其星像光度相关的轮廓曲线。采用模拟光子计数观测方法,求得恒星星像直径的经验公式。利用恒星的子午仪光子计数观测资料,使用最小二乘估计方法,并考虑到模拟计算星像直径的经验关系式,可以求出恒星子午仪光子计数观测的实测直径。用该方法对一组星的观测资料,求出其平均星像直径为3″.2。     

目视双星的观测

目前,许多大中学校建立了天文台,很多天文爱好者也都购买了望远镜,怎样才能开展经常性的天文观测活动呢?我向大家推荐目视双星的观测,这是一种简单易行而且对提高观测技能又卓有成效的观测活动。双星可分为两类,一类是指彼此之间有着物理联系的恒星系统,称为物理双星。如果两颗星看起来在天空中靠得很近,但它们之间没有相互的引力作用,则将它们称为几何双星,本文不讨论几何双星。双星系统中,两颗成员星都称为双星的子星,较亮的那颗叫主星,较暗的叫伴星。通过双星的研究不仅可以直接测定恒星质量,还可为我们提供双星轨道要素和恒星大小等重要信息。     

探索恒星的物质、能源与演化

人们所见天空中的星星几乎全部是恒星,而且许多是与太阳类似的恒星,它们的核心正熊熊燃烧着氢。通过多种天文观测手段（例如光谱学）,人们可得到恒星的大气成分、光度、表面温度、质量、半径、磁场强度、自转情况等资料,然后运用物理规律和数学方法可以推算出恒星内部各种物理参量的分布情况。     

确定恒星表面有效温度的曲面拟合方法

恒星表面有效温度是恒星的一个重要物理参量，是恒星光谱差异的决定因素。本文提出了一种确定恒星表面有效温度的曲面拟合方法，所使用的拟合曲面模型是多项式的指数函数。首先对历史光谱数据进行PCA处理，再根据PCA特征数据与其表面温度的对应关系计算拟合曲面。通过实验，我们发现使用2维PCA数据和指数为3次多项式，根为10的指数函数模型所得到的拟合曲面，不仅有效好的拟合精度而且有很好的鲁棒性。本文的研究结果对恒星表面有效温度的自动测量具有重要的意义。     

低红移SDSS类星体辐射效率的估计

研究了低红移SDSS类星体(0.025z0.5)的辐射效率。首先利用类星体中心黑洞的质量估计,通过薄盘吸积模型估计了每一个类星体的吸积率。其次根据光学波段的观测光度,利用经验的类星体全波段模板谱估计了每个类星体的热光度。最后由估计的吸积率和热光度得到了每个类星体的辐射效率。发现低红移SDSS类星体的辐射效率与黑洞质量强相关,并满足ε∝M0.63。这一结果与Davis和Laor(2011)对PG类星体样本得到的结果一致。进一步讨论由于辐射效率估计中各种假设可能引入的偏差及其对ε与M关系的可能影响。