人造导引星自适应光学的倾斜决定问题

本从Ｚｅｒｎｉｋｅ多项多出发，推导了激光导引星自适应光学倾斜校正的非等晕性方差，以其方差１ｒａｄ＾２为判据，导出了倾斜等晕角的表达式，得出了与Ｐａｒｅｎｔｉ和Ｓａｓｉｅｌａ推导的相同的结果。     

基于自然导引星的自适应光学系统非等晕性分析

采用波前各阶zernike成分孔径滤波函数方法,推导了当观测目标与信标不在同一方向时所产生的非等晕误差的表达式,同时利用该表达式进行了对自适应光学系统倾斜校正后的波前残余误差数值模拟.此外还首次对天文干涉仪中大气湍流活塞效应引起的活塞角非等晕误差进行了研究分析,为以后实际利用自适应光学校正工作提供理论参考.     

测定大气等密度层倾斜的方法

本文简述了大气等密度层倾斜对天体测量观测结果的影响，根据低纬子午环绝对测定瞬时大气折射的原理，提出了利用子午方向和卯酉方向交替观测，测定大气等密层倾斜的方法推导了解算倾斜量的公式，并对测定精度作了估计。     

Lp估计中单位权方差因子的求解

本简要介绍了Lp估计的有关内容，并详细推导了单位权方差因子的计算公式。LS估计中单位权方差因子计算公式只是本公式的一个特例。     

M31星族的研究进展

仙女座星系(又称M31)是研究旋涡星系形成和演化的理想实验室。与银河系结构类似,M31包含以下几个基本成分:核、核球、盘和晕等。介绍了对M31各个结构在观测和理论研究方面的最新研究成果:简要回顾了自哈勃空间望远镜升空以来对M31核中结构的观测进展;介绍了核球的两种可能形成机制,并通过观测数据与模型结果的对比,发现M31核球可能同时包含一个经典核球和一个中心类似盒棒的赝核球;总结了盘的星族成分和星际介质的最新观测结果,并据此分别推导出了M31盘上的元素丰度梯度和恒星形成率等。最后,重点总结了晕的可能形成历史,以及球状星团的分布和特征等方面的研究进展。与银河系类似,M31也可能存在内晕和外晕的双结构特征,这表明M31晕与银河系可能有相似的形成历史。此外,通过对晕中潮汐星流的细致研究发现,M31可能有一个比银河系更加复杂的吸积历史。     

暗物质晕次结构的演化研究进展

一般认为暗晕是通过等级成团方式形成的:小质量暗晕先形成,进而通过并合形成较大质量的暗晕。并合后的小质量暗晕形成所谓的次结构,目前关于次结构的演化过程和分布特点尚无明确结论。介绍了利用数值模拟、半解析模型和观测来研究次结构分布和演化的进展,并特别讨论了次结构的并合时标、质量函数和空间分布等特性。     

M87的宽波束射电观测

在本文中我们给出了对M87的宽波束的射电观测结果。结合Ceccareli等人对室女座的红外观测资料(1982),我们论证了,为了便于统一解释射电及红外的观测资料,在M87的周围除了一个高温的晕(～10~8K)外,还可能存在一个微温的延伸晕(～10~5K)。这个微温的晕将会造成M87和高温晕的引力封闭。     

非等晕效应对NVST高分辨重建结果的影响

根据抚仙湖1 m新真空太阳望远镜高分辨率重建算法,从理论上分析了非等晕效应对斑点干涉术和斑点掩模法的影响。使用实测光球数据以不同子块大小分别进行高分辨数据重建,通过对不同子块大小情况下重建图像的功率谱、相位的比较,对非等晕效应的影响进行分析。结果表明,当重建区域大小超过等晕区时,非等晕效应会限制斑点干涉术和斑点掩模法的有效性,由于算法失效会导致模和相位重建的准确度降低。最后结合图像处理程序的具体情况,对算法的进一步优化提供了建议。     

类星体光度和暗物质晕的统计关系

活动星系核的能量反馈是星系形成理论模型中的一个重要物理过程,与星系所处的暗物质晕质量、星系中央大质量黑洞吸积率等因素有关。当前的半解析模型预测活动星系核反馈机制主要有两种模式:射电模式和类星体模式,前者主要发生在大质量暗晕中央的大质量星系中,后者主要由较小质量星系并合导致。利用斯隆数字化巡天(SDSS)提供的目前最大的类星体光谱观测样本,结合基于SDSS构建的星系群(团)表,从统计上分析了类星体的热光度和暗晕质量的分布情况。初步分析结果显示,在大质量暗晕中,类星体的热光度和所在暗晕的质量没有相关性,类星体所在暗晕的质量分布很广,进一步证实了高光度的类星体并不存在于大质量的暗晕中。     

太阳邻域晕流的研究进展

来自银河系晕的恒星星流在流经太阳邻域时有可能被探测到,它们仍然保留着其诞生时的某些信息。研究太阳邻域的晕流对于理解银河系的形成和演化具有重要意义。简要回顾了太阳邻域晕流研究的发展历程,介绍了晕流探测及其成员星证认方法;总结了近年来晕流成员星观测及其起源的研究进展;详细介绍了如何利用数值模拟和化学丰度分析太阳邻域晕流的起源;最后讨论了LAMOST和GAIA在晕流研究方面的前景。