银河系和河外星系的消光规律及尘埃性质

对星际消光的研究,有利于人们还原天体本来的光度与颜色,也有利于人们了解星际尘埃的性质。小麦哲伦云紫外波段的消光曲线比银河系紫外波段的消光曲线更加陡峭,大麦哲伦云的平均消光曲线介于银河系的平均消光曲线与小麦哲伦云的消光曲线之间。M31的消光曲线与银河系的消光曲线类似,都存在2 175?A的驼峰和紫外波段增强的特征。此外,对高红移河外星系尘埃的星光衰减曲线以及M33,M101,NGC 2207,M82,Ia型超新星、星暴星系、类星体和活动星系核消光规律的研究结果表明,它们所处的星际环境不同,消光规律及尘埃特征也不同。     

触发式恒星形成特征的搜寻和1.3cm波段的谱线巡测

正本论文分为两个部分.第1部分基于紫金山天文台13.7 m毫米波望远镜的分子谱线巡天项目—"银河画卷"计划,对一个红外尘泡的样本和一个大天区的~(12)CO/~(13)CO/C~(18)O(J=1-0)成图观测,搜寻触发式恒星形成的运动学特征,并结合红外卫星和射电连续谱档案数据,研究相应的分子团块、年轻恒星分布及恒星形成规律等.第2部分是利用Effelsberg-100 m望远镜对IRC+10216和Orion KL进行了1.3 cm波段的谱线巡测.     

分子云磁场与尘埃导致的偏振

磁场对分子云及其中的恒星的形成和演化起到重要的作用.分子云磁场的探测方法主要是谱线塞曼效应、尘埃热辐射的偏振,以及谱线的线偏振观测.利用谱线的塞曼效应可以直接测量视线方向的磁场强度.尘埃热辐射偏振可以有效地示踪磁场方向在天球上的分布.分子云内部的磁场会受到不同物理过程的影响.高分辨率观测可以研究磁场扰动的细节,低分辨率观测可以得到分子云甚至银河系大尺度磁场的宏观信息.只有多波段的观测才能全面地认识分子云磁场与各种物理过程的联系.该文对分子云尘埃热辐射偏振的观测情况做了调研,总结了分子云大尺度磁场的研究现状和发展前景.     

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).     

不同演化阶段的分子云与恒星形成的研究

利用Ｍａｓａｃｈｕｓｅｔｓ－ＳｔｏｎｙＢｒｏｏｋ的１２ＣＯ的分辨率为４７″的银道面巡天和ＩＲＡＳ的分辨率为１５′的红外巡天图像资料,系统地进行了ｌ＝８°～３８°,ｂ＝－１°～＋１°天区内不同分子云演化阶段与恒星形成过程的对比研究．将上述天区划分成３０个小区,通过图像处理,得到了每个小区的ＣＯ（１－０）和波长６０μｍ上远红外发射的空间分布,计算出相应天区的分子云复合体的红外色温度和光深分布,结合ＩＲＡＳ红外点源和ＨＩＩ区星表,把分子云从年轻到年老的演化阶段分成四大类,分析了它们的主要特征以及与恒星形成过程的关系．文章最后对超致密ＨＩＩ区和原恒星候选体沿银经的分布,以及ＨＩＩ区和原恒星候选体与分子云成协的比例进行了统计研究,再次说明在银河系中恒星形成活动仍在不断地发生和进行．     

红外尘泡N109中的恒星形成

与电离氢区成协的红外尘泡是研究恒星形成尤其是触发恒星形成的理想天体实验室。利用多波段数据对银河系中最大的尘泡之一N109进行了研究,分析了它对其近邻介质及其中恒星形成活动的影响。研究发现N109周围存在56个致密团块,主要分布在正北部和西部。它们均可能形成恒星,其中5个很可能形成大质量恒星,而其他的均可能形成小质量恒星。在这两个区域还存在5个袖珍电离氢区,意味着新一代的大质量恒星形成。此外,还观测到与N109成协的电离氢区的膨胀正在挤压正北和西部星际介质的迹象。这些结果共同表明红外尘泡N109正在通过电离氢区膨胀作用于周围介质,并通过挤压的方式再聚集物质,为新一代恒星形成提供了场所,这可能为触发恒星形成提供了一个必要的条件。     

星际尘埃研究现状与进展

由于星际尘埃的广泛存在和其在恒星与行星系统的形成、星系以及整个宇宙演化中的重要作用,星际尘埃的研究成为当今天体物理领域的热点前沿课题。该文从尘埃与电磁场相互作用的观测证据出发,系统地介绍了星际消光(包括吸收和散射)、星际红外辐射、星际偏振等的研究现状,讨论了星际元素减损,以及行星际尘埃和陨石中的前太阳尘埃等问题。从相应的观测证据中,可以得到关于星际尘埃的丰度、化学组成、尺寸和形状的信息。该文还对当前比较流行的三种尘埃模型(硅酸盐-石墨-PAHs模型、硅酸盐核-碳有机耐熔质壳层模型和多孔尘埃模型)进行了讨论与比较,对该研究领域中待解决的问题也作了简要的概括。     

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.     

大小麦哲伦云的星际消光

综述了大小麦哲伦云在紫外、可见光和红外波段的消光规律及其2D消光图,并讨论了其尘埃的性质。大麦哲伦云(LMC)可见光波段的平均色余E(B-V)约为0.13 mag,其RV一般取2.6,AV约为0.34 mag。小麦哲伦云(SMC)可见光波段的平均色余E(B-V)约为0.16mag,其RV一般取2.8,AV约为0.45 mag。从紫外消光的区域性变化来看,LMC的恒星形成区30Dor和LMC2超大气体壳层区属于比较致密的区域,都缺乏2175驼峰,消光在紫外上升比较快;但LMC中相对弥漫的区域却有比较明显的2175消光驼峰。SMC的bar区域几乎看不到2175驼峰,消光在紫外陡峭地上升;而wing区域则有较强的2175驼峰,消光在紫外上升的趋势也较缓。在红外波段,LMC的E(J-H)/E(H-K)大致在1.03～1.36之间,显著低于银河系的典型值1.73,说明LMC近红外消光律的幂律谱指数是明显小于银河系的;SMC的红外消光很小,测光和內禀色指数的微小误差都会带来较大不确定性,目前还没有一致的结论。总之,LMC和SMC的消光曲线不能简单地像银河系消光曲线那样,用仅含单参量RV的理论曲线来描述,而是需要适合其自身的尘埃模型以描述其消光规律。     

星系中恒星形成率指针的比较研究

利用赫歇尔空间望远镜的H-ATLAS(Herschel Astrophysical Terahertz Large Area Survey)SDP(Science Demonstration Phase)天区从紫外到亚毫米波段数据,结合星族合成方法和尘埃模型,计算了星系的红外总光度.在此基础上,分别针对强恒星形成星系和弱恒星形成星系,研究了利用紫外光度、红外光度和Hα谱线计算得到的恒星形成率(Star Formation Rate,SFR)的差异以及导致差异的内在物理起因.发现对于恒星形成活动强的星系,这3种恒星形成率指针给出的结果基本一致,弥散较小、只是在高恒星形成率端,利用紫外光度算得的恒星形成率比利用Hα谱线流量算得的恒星形成率略微偏小;而在低恒星形成率端,紫外光度指针偏大于Hα谱线指针;红外光度指针与Hα谱线指针在两端无明显偏差.对弱恒星形成星系,紫外光度、Hα谱线和红外光度3种恒星形成率指针存在明显的差异,且弥散较大.利用紫外光度和Hα谱线计算得到的恒星形成率的弥散和系统偏差随着星系年龄、质量的增加而增大.系统偏差增大的主要原因是利用紫外连续谱斜率β定标恒星形成活动较弱星系的消光时,高估了这些星系的紫外消光,使得消光改正后的紫外光度偏大.另外,MPA/JHU(Max Planck Institute for Astrophysics/Johns Hopkins University)数据库中弱恒星形成星系的恒星形成率SFR(Hα)比真实值偏低.     

电离氢区S140,S141和S142的红外发射研究

本文使用红外天文卫星（IRAS）巡天数据的最新版本IRAS天空巡天图（ISSA），经过进一步处理，得到了S140S141和S142SharplessHII区－分子云复合体的红外发射强度、温度及其光深的分布．在此基础上对各HII区的一些物理参量进行了统计分析，得到了分子云复合体的红外发射总光度以及复合体中尘埃的分布情况，对小尺度尘埃（VSG）的丰度进行了分析．并对各恒星形成区中的致密团块进行了研究，揭示出其中一些可能的恒星形成区域．同时，对S140区中的有关红外点源作出了能谱分析，并对S141区的激发星进行了讨论．     

恒星形成过程中的天体物理现象

恒星形成于分子云环境中。近30多年的观测研究使得天文学家对小质量恒星的形成有了相对明确的认识：小质量恒星通过坍缩、吸积和外向流的路标而形成。至于大质量恒星，其形成过程还存在着许多不确定因素，现有的观测证据表明：大质量恒星也可能通过坍缩、吸积和外向流的路标来形成，但也不排除在星团中通过中小质量恒星聚合而成的因素。大质量恒星形成与致密电离氢区(UCHII)成协较好，而与大质量恒星形成区成协的分子云环境中，既有大质量恒星也有小质量恒星形成。综述了恒星形成各个阶段的观测结果和研究现状以及成协的天体物理环境情况。未来的观测和研究重点在于，大质量恒星形成以及星团环境中的恒星形成。     

探索银河系的秘密

过去50年的研究使一些天文学家认为,可以将我们银河系比拟为一有生命的生态系统。巨大的分子云凝聚成恒星,恒星戏剧性地死亡时将在其内部锻炼出来的许多化学元素抛撒到广大的星际空间,从这样的星云遗迹诞生出新一代的恒星,而于众多恒星之中,至少在有一颗距银心2.5万光年的恒星周围出现了能够仔细思考我们星系的结构和演化的智慧之人类。     

星际E型CH3CN与H2的碰撞跃迁速率系数的理论计算

继本文作者对星际Ａ型ＣＨ３ＣＮ与Ｈ２含超精细能级的碰撞过程的研究之后，又计算了星际分子云条件下Ｅ型ＣＨ３ＣＮ与Ｈ２的碰撞跃迁速率系数。为研究分子云与恒星形成区的物理、化学性质提供了有用的基础分子数据。     

观测结果对三成分多分量星系化学演化模型的约束

本文是在银河系化学演化的基础上,利用银河系的三成分(threezone)(即晕、厚盘和薄盘)多相(multi phase)(气体,分子云,大、小质量恒星以及剩余物质)的化学演化的理论模型,讨论了以下观测约束:1、质量面密度、恒星形成率,各分区质量比;2、场星的年龄-金属丰度关系;3、α元素化学演化;4、太阳附近G矮星金属丰度分布;5、三成分金属丰度特征量;6、超新星爆发率;7、内落速率。结果表明,三成分多分量模型能够较好地满足观测约束,比较真实地反映星系演化过程。可以用该模型计算元素的星系化学演化。     

巨分子云的聚合形成与旋臂结构

本文分析了在巨分子云聚合形成机制下旋臂扰动的影响 .结果表明 ,在巨分子云聚合形成过程中 ,当不考虑恒星形成引起的巨分子云的碎裂时 ,旋臂的存在使分子云在绕星系中心作自转运动时 ,在旋臂区域分子云的密度大大增加而使较多的大质量分子云由于碰撞而形成 ,特别能促使一些质量更大的巨分子云形成 .但当这些聚合形成的大质量分子云走出旋臂区域进入臂间区域时 ,它们又会自动瓦解 .因此在整个星系盘上 ,与没有旋臂扰动情况相比 ,F(M )∝logM的曲线只是相应地往上有一平移 ,而对形成的中间质量的巨分子云的数量基本没有影响     

星际A型CH3CN—H2含超精细能级的碰撞跃迁速率系数的理论计算

本文作者利用ＩＯＳ近似模型，计算了星际分子云条件下Ａ型ＣＨ３ＣＮ－Ｈ２含超精细能级的碰撞跃迁速率系数，温度范围是２０Ｋ－１４０Ｋ，为研究分子云与恒星形成区的物理、化学性质提供了有用的基础分子数据。     

S140电离氢区─分子云复合体的红外发射研究

本文使用ＩＲＡＳ巡天数据的最新版本ＩＲＡＳ巡天图（ＩＳＳＡ—ｃｏａｄｄｅｄ），经过进一步处理，得到了Ｓ１４０分子云复合体红外发射的强度、温度及尘埃的分布图。分析结果表明，分子云复合体（在３５角秒范围内）的红外发射总光度为２．９×１０４Ｌ⊙，Ｓ１４０区在各波段的分布里各向同性，红外连续发射在１２μｍ和１００μｍ有着较大的延伸，热而小的尘埃微粒的平均色温是１８４Ｋ，冷而大的尘埃平均色温为２９Ｋ。另外，在Ｓ１４０电离氢区—分子云复合体的核心部分（尤其是西部边缘和东部红外点源星团附近区域）有大量恒星正处于形成之中。     

星际A型CH_3CH－H_2含超精细能级的碰撞跃迁速率系数的理论计算

本文作者利用ＩＯＳ近似模型，计算了星际分子云条件下Ａ型ＣＨ３ＣＮ－Ｈ２含超精细能级的碰撞跃迁速率系数。温度范围是２０Ｋ－１４０Ｋ。为研究分子云与恒星形成区的物理、化学性质提供了有用的基础分子数据。     

巨分子云的寿命

巨分子云的碰撞造成了大质量恒星在碰撞分子云中的形成,这些大质量恒星的形成产生了膨胀的HII区域,从而使巨分于云碎裂成小质量的分子云。这是本文提出的巨分子云碎裂机制。因此巨分子云的寿命也主要由区分子云间的碰撞几率所决定。我们的分析表明,巨分子云的寿命有赖于巨分子云所在的旋涡星系中的不同位置。寿命的最大可能存在区间为8.18×10~7yr与2.45×10~8yr。利用我们提出的机制可以在分子云研究的数值计算与数值模拟中得到应用。