重要测距结果一览

天体距离的多途径测定 从前面对天体距离测定一些主要方法的简要介绍,细心的读者不难看出,就某一类天体来说,可以通过不同的途径来确定它们的距离。例如,对于像仙女星系M31这样的近距离河外星系,能利用的标距天体（或标距关系）有天琴RR型变星、造父变星、新星、球状星团光度函数以及行星状星云光度函数,等等。这就为比较各种方法的测距结果,并进而为论证这些结果以及方法的可靠性提供了观测依据。     

星星到底有多远（7）光度距离的绝对测定

在本系列文章之（3）～（6）中,我们已经概要介绍了多种不同的测定天体光度距离的方法,包括利用造父变星的周光关系,星团的主序重叠法,以早型亮星、新星、天琴RR型变星和超新星的绝对星等作为标准烛光（即标距参数）,以及利用球状星团系统和行星状星云系统光度函数中的特征星等作为标桂烛光等。在天文研究中,通过光度测距方法确定天体和天体系统的距离有着最为广泛的用武之地,后文（本系列文章之（8））还会再介绍若干种测定遥远河外星系光度距离的途径。     

星星到底有多远（9）——速度距离

前面我们已经分别介绍了天体距离的各种光度测定方法,列举了不下10种可用于光度距离测定的标距天体（包括恒星、星团和星系）,其中有的标距天体可用于一种以上的光度测距方法。如造父变星既可利用它们的周光关系,也可用于巴德-威塞林克方法;超新星（以及新星）既可用作标准烛光,亦可利用巴德-威塞林克方法;对于星系来说,可以通过特里-菲契（TF）关系或法伯-杰克森（FJ）关系和面亮度起伏（SBF）方法来确定它们的光度距离,等等。     

球状星团M10（NGC6254）的自行研究

利用上海天台和Bonn大学天台的照相底片资料及大视场CCD观测数据,测定了球状星团M10（NGC6254）天台中532颗恒星相对于依巴谷参考系和ACT星表的绝地自行,相对于Hipparcos参考星和ACT参考星分别得到的测定结果符合得很好,根据自行测定结果进行了星团成员判定,有两颗星族II父变星被证实为星团的成员,根据星团的绝对自行,结合其距离与视向速度观测结果,得了了M10的空间运动轨道。     

天琴RR型变星的绝对星等与运动学参数须同祺

对天琴RR型变星绝对星等与运动学参数的测定及其对确定距离、球状星团年龄估计的影响,并对它们和其他距离指示器求得的结果的比较作了评述.由于不同作者采用的方法和资料不同,结果的不确定性较大.例如由直接和间接测定方法决定的天琴RR型变星的绝对星等分成较暗和较亮两类,由天琴RR型变星和其他距离指示器决定的大麦哲伦云(LMC) 的距离模数和球状星团年龄估计并不完全一致.这表明还有一些天体测量和天体物理问题需要深入研究.新的空间视差卫星和地基干涉测定计划将可能有助这些问题的解决.     

天琴RR型变星的绝对星等与运动学参数

对天琴ＲＲ型变星绝对星等运动学参数的测定及其对确定距离、球状星团年龄估计的影响,并对它们和其他距离指示器求得的结果的比较作了评述。由于不同作者采用的方法和资料不同,结果的不确定性较大。例如由直接和间接测定方法决定的天琴ＲＲ型变星的绝对星等分成较暗和较亮两类,由天琴ＲＲ型变星和其他距离批示器决定大麦哲伦云（ＬＭＣ）的距离模数和球状星团年龄估计并不完全一致。这表明还有一些天体测量和天体物理问题需要深入     

中国天文学会学术会议(序号20):恒星和行星物理(1985年8月,贵阳)

1986年8月25—31日,第一次全国恒星和行星物理学术讨论会在贵阳召开。会议由中国天文学会恒星和行星物理委员会负责组织和主持,得到了全国各有关天文台和大专院校的热情支持。出席会议的有十四个单位的六十五位代表,共宣读学术论文、综合评述和调研报告四十篇,内容涉及恒星的形成和演化,恒星风,恒星角直径、光度、光谱、偏振及同位素谱的观测研究,双星和星团,变星,天体     

银河系自转曲线的测定

银河系自转曲线研究有着重要的天体物理意义.自转曲线可以利用多种星族Ⅰ示踪天体来加以测定,如经典造父变星、行星状星云、碳星、疏散星团、OB型星,以及中性氢巡天等.相关研究表明,在太阳圈之外,银河系自转曲线大致保持为平坦状,甚至略有抬高,从而为大质量暗晕的存在提供了有力的观测证据.     

极易误解的若干天文概念

极易误解的若干天文概念张明昌图１恒星的赫罗图,９０％的恒星在主序上,上方是巨星,左下方是白矮星包含２５颗恒星。这是一个年青的星团,在这个星团中恒星还在形成。Ｍ８礁湖星云是最有趣的天体之一,差不多用什么型号的望远镜都能观测,在最好的条件下细心观测能够...     

M31中天体的光谱观测与研究

仙女星系(M31)是距离地球最近的大型旋涡星系,与银河系结构相似且质量相当,对M31天体的光谱观测与研究有助于理解银河系以及一般星系的形成与演化历史。整理了自20世纪以来天文学家对M31中天体的相关光谱观测与研究成果,共涉及了M31中5 000余个发射线天体、2 000余个星团、6 000余颗恒星、1 000余颗新星以及核球和盘上的星族的光谱。恒星光谱观测由早期的以超巨星为主发展到近20年更大样本以及更多类型,其中红巨星被用于研究M31星系盘和晕的性质及子结构。发射线天体通常被应用于M31质量测定、运动学分析和恒星演化的研究。M31星团的研究集中于金属丰度和运动学性质,以及利用视向速度测定M31位力质量。对M31中心星族的研究主要集中于核区的星族组成和运动学分析,其中运动学研究结果更支持核区的偏心盘模型。最后,介绍了郭守敬望远镜对M31天体的光谱观测与相关科学研究。     

变光天体回光测距之现状

恒星周围的星际尘埃云能反射星光而为观测者所窥见,这一现象称为回光,而对变星回光的观测研究可用于变星距离的绝对测定,包括尺度距离和速度距离。对此类方法的基本原理、迄今所得到的若干测距结果,以及有关问题做了简要的介绍和讨论。     

球状星团的天体测量

球状星团是银河系中最年老的天体之一，是储存着银河系早期演化珍贵信息的“化石”。球状星团的天体测量，主要包括球状星团天区内恒星相对自行的测定，并由这些相对自行数据采用适当方法定出星团的绝对自行，或者直接测定绝对自行。利用这些自行数据，或者进一步与测光和视向速度数据结合，可以开展与球状星团的距离、运动、动力学状况、质量、年龄、演化等等以及银河系的结构和演化等有关的一系列重要的研究。在本文中对本世纪７０     

马头星云在哪里

马头星云在哪里温学诗编译在满天繁星之中，变星、双星、星团、星云、星系等大多数是肉眼难以看到的有趣天体，如果通过望远镜去观测它们的形态和变化，或者拍摄它们的照片，不但可以提高自已对天体的认识和了解，同时也可增进自己对天文学的爱好以及对天文观测的技能。这...     

球状星团的天体测量(英)

球状星团是银河系中最年老的天体之一，是储存着银河系早期演化珍贵信息的“化石”．球状星团的天体测量，主要包括球状星因天区内恒星相对自行的测定，并由这些相对自行数据采用适当方法定出星团的绝对自行，或者直接测定绝对自行．利用这些自行数据，或者进一步与测光和视向速度数据结合，可以开展与球状星团的距离、运动、动力学状况、质量、年龄、演化等等以及银河系的结构和演化等有关的一系列重要的研究．在本文中对本世纪70年代中期以来在球状星团相对自行测定和成员概率估计、内部运动检测、绝对自行测定和空间运动研究这三方面取得的成果和进展以及存在的问题作了评述．     

疏散星团NGC 6866视场中5颗类太阳振动红巨星的星震学研究

由于星团中所有成员星是在近似相同的时间里由相同的气体星云形成,所有成员星具有相同的年龄、距离和化学元素,所以星团中的所有成员星可作为一个整体来研究.此时自由参量较少,这为天体物理的研究提供了一个独特的机会.因此,对星团年龄的确定比对单颗恒星年龄的确定更准确.以耶鲁-伯明翰(Yale-Brimingham)Pipeline技术为核心结合星震学方法,分析并推导了星团NGC 6866视场中5颗被观测到具有类太阳振动红巨星的年龄、质量等恒星参数.发现该星团视场中这5颗类太阳振动恒星中有4颗恒星的年龄不完全一致且大于1 Gyr,远大于利用其他方法得到的星团NGC 6866的年龄(约0.65 Gyr).这意味着这4颗类太阳振动恒星可能不是该星团的成员星.同时利用星震学方法获得KIC 8329894恒星的年龄为0.60976_(-0.085175)~(+0.057327)Gyr,与星团的年龄基本一致;另外,把这5颗被Kepler所观测到的红巨星与LAMOST(大天区面积多目标光纤光谱天文望远镜)的数据做了交叉证认,从而更加确定该红巨星为星团成员星.因此该恒星的星震学年龄也可以作为疏散星团年龄的进一步验证和限制.     

恒星物理研究室

恒星物理研究室成立于1977年。它的前身是1972年成立的选址组。全室36人。其中副研1人,助研6人,工程师5人。目前有6个研究课题组(详见附录一“人员组成表”)。 1.红外光度计研制及红外天文(目前作碳星及Mira变星测光)。 2.光谱观测手段的建立及恒星光谐(目前作长周期分光双星光谱分析)。 3.照相观测手段的建立及照相测光(目前作球状星团,BL Lac天体及爆后新星照相测光)。并致力于理论与实测相结合的一些课题。     

迷路的星——蓝离散星

1953年,美国天文学家艾伦·桑德奇（Allan Sandage,图1）在对银河系球状星团H3进行测光观测时首次发现,在这个老年星团中本应该都是暗而红的恒星,但居然存在一些又亮又热的天体——它们也是星团的成员恒星,但显然没有遵循传统的单恒星演化规则,看起来似乎是在演化过程中“迷失了方向”。随后,天文学家根据它们偏蓝的颜色特征,将这类恒星命名为“bluestragglerstars”。中文翻译包括“蓝掉队星”、“蓝迷走星”等,目前统一翻译为“蓝离散星”。     

银河系中球状星团的空间运动

球状星团是银河系中最古老的天体类型之一,其累积光度很大,是银晕中重要的示踪天体。已以发现的银河系球状星团有１４０多个,其中１２０个银心距Ｒ〈４０Ｋｐｃ的星团已被准确地测定了视向速度。根据结数据以及球状星团金属度的统计分析,可以把球状星团次系再进一步分成某些不同的族群。目前已经测定过绝对自行的球状星团只有３８个,尽管这些自行的精度比视向速度和距离的精度差很多,然而,由此可以得出三维的空间速度,在统计     

幸运成像技术在天文观测中的应用

由于大气湍流的影响,传统地基望远镜难以获得高空间分辨率的图像。天文学家为了在天文成像、测光观测、天体测量等领域的研究中得到更好的结果,不断追求克服地球大气的影响,获得更高空间分辨率的方法。幸运成像技术是一种能够使地面望远镜获得接近其衍射极限分辨能力的技术方案,具有成本低、设备简单的优点。介绍了幸运成像技术的发展趋势和基本原理,总结了国际上目前在用的幸运成像系统及其设备参数。结合幸运成像技术在国际上成功应用实例,综述了含系外行星多恒星系统的观测研究、双星系统轨道测量、球状星团中变星搜寻等天文观测获得的大量研究成果。随着新数据处理方法的应用,近年来蓬勃发展的幸运成像与自适应光学复合技术,将进一步拓展幸运成像技术的应用前景。     

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。