激变变星Ⅴ1159 Ori 和BZ UMa 的测光研究

Ⅴ1159 Ori 是SU UMa 型中 ER UMa 亚型激变变星,BZ UMa 介于 U Gem 型和 WZ Sge 型之间,但又具有 SU UMa 的周期特征,存在争议.在2008年2月24日和 25日,用云南天文台 1 米 RCC(Ritchey-Chretien-Coude)望远镜对两者的测光观测显示: Ⅴ1159 Ori 在正常爆发的下降阶段存在 superhump,这为 superhump 现象普遍存在于 ER UMa 型星中提供了观测证据;BZ UMa 观测时处于爆发极大,并未观测到确凿的 superhump 周期,而 AAVSO(American Association of Variable Star Observers)近年的 BZ UMa 观测亦从未发现明确的 superhump;两者均表明 BZ UMa 可能并非 SU UMa 型星.基于星等变化幅度考虑,BZ UMa 较 WZ Sge 更为接近.     

再发新星天箭WZ(WZSge)1978年的爆发

本文给出了再发新星天箭WZ1978年爆发期间,应用北京天文台兴隆站的40/200厘米双筒天体照相仪于1978年12月6日到25日对其所做的照相观测结果。同时对再发新星WZ Sge爆发期间的光度变化情况进行了讨论。并计算了其在1978年爆发时所释放出的总辐射能量约为1.07×10~(40)尔格。估计了WZ Sge下次可能爆发的时间以及它在爆发时的极大光度情况。     

激变变星及相关天体的与近红外电离钙三重线的光谱分析

给出了1997年4月15日至17日在北京天文台用2.16 m望远镜卡焦光谱仪观测获得的6颗激变变星 (AB Boo, UX UMa, T CrB, AH Her, Z Cam 和 V426 Oph) 及3颗相关天体(UMa3, EG UMa 和 Leo3)的CCD光谱, 并同时拍摄了5颗晚型星(3 Dra, Vir, Leo, 34 Boo 和36Com) 的CCD 光谱, 作为晚型星参考谱. 测量了观测样本星的和近红外Ca II的三重线(8498, 8542和 8662)的等值宽度(EW),谱线半极大全宽(FWHM)和视向速度(Vr), 并分析了这些星的活动性.     

食双星DS Psc的观测与研究

捅要从2009年到2014年,对食双星DS Psc进行了多色测光和光谱观测,得到了完整覆盖的B、V、R 3色光变曲线以及一批新的光变极小时刻,并首次确定了该双星系统的光谱型.综合已有极小时刻数据,采用O-C方法进行周期分析,得到了新的轨道周期及历元公式.利用Wilson-Devinney方法,对观测所得光变曲线作了拟合分析,首次得到了该双星系统的测光轨道初解.结果表明DS Psc为一个光谱型约为G7V的过相接双星系统.其轨道倾角为66.6°,质量比为2.506.由于其小质量的次子星具有比大质量主子星更高的表面温度,因此DS Psc应属于W次型的W UMa型双星.     

W UMa型相接双星的理论研究

本文回顾了W UMa型相接双星观测和理论研究的历史。总结了W UMa型相接双星观测特性和理论研究的成果。最后讨论了W UMa型相接双星理论模型研究中存在的问题及其解决这些问题的一些可行方法。     

激变变星及相关天体的H_α与近红外电离钙三重线的光谱分析

给出了1997年4月15日至17日在北京天文台用2．16m望远镜卡焦光谱仪观测获得的6颗激变变星（ABBoo;UXUMa,TCrBAHHer,ZCam和V426Oph）及3颗相关天体（UMa3,EGUMa和Leo3）的CCD光谱,并同时拍摄了5颗晚型星（3Dra,Vir,Leo,34Boo和36Corn）的CCD光谱,作为晚型星参考谱．测量了观测样本星的Hα和近红外CaII的三重线（8498,8542和8662）的等值宽度（EW）,谱线半极大全宽（FWHM）和现向速度（Vr）,并分析了这些星的活动性．     

密近双星中的驼峰现象

本文首先介绍激变变星SU UMa型星的驼峰现象和最近发现的X射线新星中各类光变,再从理论上探讨这些光变与驼峰现象的关系,推测驼峰现象不仅出现于光学波段,而且可能出现于紫外和X射线波段.最后,建立一种由驼峰现象判断主星是否为黑洞的可能方法.     

弱发射线T Tauri型星的高色散光谱观测

应用国家天文台兴隆观测基地2.16 m望远镜及其高色散光谱仪,对6颗弱发射线T Tauri型星(Weak-line T Tauri Stars,简称WTTS)进行了高色散光谱观测,计算了这些弱发射线T Tauri型星的锂元素丰度,讨论了这些弱发射线TTauri型星锂丰度和恒星自转周期、光变幅度的关系,研究发现:自转较快的弱发射线T Tauri型星锂丰度小于自转较慢的弱发射线T Tauri型星锂丰度;但是这些弱发射线TTauri型星,其锂丰度与恒星在V波段的光变幅度并没有明显的相关性.     

天文文摘 二.瀰漫发射星雲的不稳定性与分裂

1.發射星雲的主要特點是它在外方的物質運動与散逸。在獵戶座NGC1976的詳細研究中,我們测出了星雲与激發星θ′Ori之間的相對運動(ΔV=-11.5±1公里/秒)。而在許多大的發射星雲中,星雲周圍的廣大地帶都現出有含着弱光的物質。(這在NGC 1976中直徑達3°以上)而這可以看作星雲物質散逸的證     

慢脉动B型星KIC 8324482的星震学研究

慢脉动B型(Slowly Pulsating B-type, SPB)星的脉动频率很难被地面观测设备所观测到,直到近些年空间观测技术的快速发展才使其得以实现. SPB星的研究尚处于起步阶段,恒星内部还存在许多问题等待解决.而星震学恰巧是一个用于探索恒星内部结构和相关的物理过程的有力工具.因此,星震学方法可以用来探测SPB星的内部结构和物理过程.通过用模型网格的方法对KIC 8324482这颗SPB星进行初步的星震学诊断,并通过计算其震荡数据(周期与周期间隔)的卡方值来筛选最佳拟合模型,确定了这颗星的一些基本物理参数,并发现了SPB星周期间隔的振荡频率和振幅与其对流核收缩留下的元素丰度梯度轮廓的关系.除了对流超射以外,扩散混合也是解释该恒星周期间隔分布结构的必要条件.     

三颗Be星的分光研究

自1978年12月至1979年5月间,我们用60/90厘米施米特卡氏反射光栅摄谱仪对φPer、ξTau、κDra进行了照相光谱观测。获得了电子浓度、自转速度、V/R变化等,并将ξTau同超巨星βOri进行了比较。 资料分析可得:在我们的观测期内,φPer存在着明显的气壳活动;ξTau处在相对宁静阶段,气壳缓慢膨胀;而κDra与“经典”的Be星相似。     

吸积盘和冕的研究与应用

本文主要研究有热冕存在的吸积盘的特征。首先，我们采用最新的不透明度表和态方程表对经典薄盘的结构进行了探讨。然后考虑吸积盘上下方存在的热冕，分析了冕中的物理过程并研究了冕的结构。在此基础上，我们计算了有冕盘的结构并与无冕盘比较，讨论了盘冕共存系统中物质的蒸发。采用内区径流（亦译为平流）ADAF主导吸积与外区有冕盘吸积方案，研究了黑洞双星系统中光谱态之间转换的作用，提出了黑洞双星系统中光谱态转换的新机制，主要研究成果如下：1、不透明度是吸积盘不稳定性的重要因素。不透明度表和相应的态方程表的改进对吸积盘结构的影响不大，相对于粘滞系数和混合程的不确定性而言是可以忽略的。2、系统的冕结构研究表明，冕的存在对盘的结构有重要影响。吸积物质从冷盘蒸发到热冕中会使内盘物质耗空，在内区只有冕存在。这样的结构将对吸积盘的辐射产生重要作用。3、数值计算了冕的演化，发现物质蒸发使吸积盘理论能自然地诠释如下观测特征：矮新星爆发中出现的紫外边延滞、X－射线后爆发，以及爆发温度。然后，我们提出了新的关于WZ Sge型矮新星和X－射线新星在沉寂阶段的演化模型。在此基础上，我们数值模拟了WZ Sge的长周期演化。4、提出了冕盘的蒸发是吸积从外区薄盘向内区ADAF转化的原因。利用蒸发模型计算了X－射线瞬变源的转换半径，发现理论值与观测值基本一致。5、用有冕盘蒸发模型探讨了X－射线双星中（如Cyg X-1,LMC X-1,LMC X-3)光谱态、从硬到软的变化，发现吸积率的变化导致了ADAF和薄盘之间转换半径的变化，从而使光谱态发生了变化。     

对Archer发现的17颗变星的光电观测

在1984年2—3月,用美国McDonald天文台91cm反射镜的UBV测光系统和云南天文台35厘米反射镜V色测光系统,对Archer 1959年在后发座用照相方法发现的24颗变(双)星中的17颗进行了观测研究,全部没有大于0~m.07的光变,其中12颗的连续观测时间长于半个周期以上,因而至少它们不是原定周期和变幅的那种变星。其他5颗或Archer未给周期,或观测复盖不够半个周期,未能肯定。最后给出这些星和比较星的星等和色指数。     

光学相机FOC对黑洞双星高时间分辨测光性能研究

黑洞暂现双星MAXI J1820+070于2018年3月的明亮爆发为研究光学快速测光能力提供了重要机遇. 以快速光学相机(Fast Optical Camera, FOC)为终端设备分别在2018年4月22日、5月26日和8月31日(UTC)使用云南天文台丽江观测站2.4m望远镜对爆发中的黑洞双星MAXI J1820+070进行了亚秒时标的测光观测. 通过观测数据分析, 研究了相机的快速测光性能.对全帧和1/4帧两种观测模式的帧间间隔(frame time), 测得平均帧间间隔为(22.866 pm 0.679)ms和(5.868 pm 0.169)ms. 通过视场中多颗明亮参考源校准,提取了观测对象和参考源的光变曲线, 获得了光变曲线的傅里叶功率谱, 区分了观测对象本征光变和仪器或望远镜等观测因素带来的非本征光变, 成功探测到目标黑洞双星MAXI J1820+070中的光学波段低频准周期振荡信号, 并判别了观测中来自仪器设备或与观测条件相关的时变信号. 这成功验证了相机高速稳定的测光性能和对短至5ms时标光变信号的探测能力.     

半相接双星室女座UW轨道周期变化的物理机制研究

对大陵五型半相接双星室女座UW的轨道周期变化进行了分析.结果表明该星的轨道周期在长期快速增加(dP/dt=+1.37×10-6天/年)的同时也含有周期为62.3年的周期性变化.利用Brancewicz和Dworak在1980年给出的基本物理参量,对引起轨道周期变化的物理机制进行了分析研究.分析表明一个质量为Ms>0.94M⊙的第三天体的光时轨道效应能对轨道周期的周期性变化成份作出解释.由于在观测上没有发现这个第三天体存在的信息,它有可能是一个致密天体(如白矮星等).轨道周期的长期增加成份可解释为由次星到主星的物质交流引起(dM2/dt=1.43×10-7M⊙/年),这与该系统次星充满的半接几何结构是相一致的.但是,根据双星演化理沦,大陵五型半相接双星应该处于以次星的核反应时标进行物质交换的慢速物质交流演化阶段,而分析发现该星的轨道周期变化时标远小于次星的核反应时标,但接近于次星的热力学时标,揭示了(1)这颗双星处于以次星热力学时标进行物质交换的快速物质交流演化阶段;或(2)系统的星周物质要通过角动量交换对轨道周期的快速增加做贡献.     

LAMOST-Kepler视场中富锂巨星表面转动研究

Kepler卫星提供的长时序、高精度的光度观测和郭守敬望远镜(LAMOST)提供的大规模光谱观测为研究恒星表面转动周期与富锂巨星锂丰度关系提供了良好的数据.将LAMOST搜寻到的富锂巨星与Kepler观测交叉,获得了619颗共同源,研究了其中295颗有良好观测数据的富锂巨星的表面转动.在205颗有星震学参数的恒星中提取出14颗恒星的转动周期,其中氦核燃烧星(HeB) 11颗,红巨星支(RGB) 2颗, 1颗演化阶段未确定.本样本中的极富锂巨星(A(Li) 3.3 dex)皆为HeB;对于90颗没有星震学参数的样本因而没有依靠星震学手段确定演化阶段的恒星中,有22颗提取出了自转周期.前者的自转探测率为6.8%,显著高于之前工作中大样本巨星2.08%的探测率.同时,此研究首次从自转周期的角度确认了恒星转动与巨星锂增丰存在相关性,在增丰程度较弱时,自转周期分布比较弥散;强锂增丰的星倾向于快速转动.富锂巨星与极富锂巨星在转动速度随锂丰度的演化上展现了两个序列,在转动-锂丰度图上的A(Li)≈3.3 dex处产生第2个下降序列,或许暗示了两者在形成机制上的不同.极富锂巨星的样本中,随巨星锂增丰程度增强,恒星转速加快.这种相关性为由转动引起的额外混合作为富锂巨星形成的机制提供了支持.     

太阳短厘米波爆发中双重准周期脉动现象产生的可能机制

1990年5月23日0400—0451UT期间在遥隔两地的南大天文台与北师大天文台和北京天文台用时间分辨率1s和10ms分别在波长3.2cm、2cm和10.6cm上进行了太阳射电爆发的同时观测.发现了短厘米波爆发中的双重准周期脉动现象.本文根据这些观测资料连同S.G.D.发表的有关射电、光学和软X射线(SXR)耀斑等数据,提出了一个在耀(斑)环内非热与热辐射过程中由于相互作用而触发Alfven波和快磁声波的振荡模型,用来解释太阳短厘米波爆发中相关性很强的双重准周期脉动的起因和观测特征,并由此计算出爆发源区的平均物理参量T,N,B值。     

食变星RZ Cas极小时刻的测定

食变星 RZ Cas 于1906午5月24日为缪勒(Müller)和凯泊脱(Kempt)所发现.顿根(Dugan)用目视视测计算了这颗星的第一个轨道,同时还谈到这颗星的周期变化的问题.关于周期变化的问题后来的工作者也注意到.赫弗尔(Huffer)和柯帕(Kopal)于1951年发表了他们对这颗星的光电观测结果,并给出了带有一个周期项的极小时刻的公式.利用这个公式计算极小时刻和我们观测结果比较,是很符合的.(详见下文)我们对食变星 RZ Cas 于1957年11月12月间在主极小附近进行了五次观测,共得观测值137个.由于我们使用的15厘米蔡斯天体照相仪系紫外物镜,同时它的星等系统     

太阳射电爆发中准周期振荡的研究

自从快速连续采样在太阳射电观测中实现以来,太阳射电爆发资料的研究价值大大提高。如太阳射电尖峰辐射(spike)的存在、用付里叶变换的方法进行准周期振荡的研究等目前在太阳物理研究中存在着争论的问题,可用观测事实加以验证。 1989年5月3日我们取得了一组与X2/3B耀斑共生的spikes及同年8月17日与环珥、HXR、SID对应的射电分米波爆发现象,其射电爆发寿命均大于10分钟。前者的形     

热超短周期造父变星的共性

热超短周期造父变星的周期≤0.~d1、变幅≥0.~m2、光谱型为A.在银河系中呈延仲球状分布;在银晕星族的球状星团和年老盘族的运动星群中都有.在色星等图上,处于造父不稳定带的左外侧而温度较高,故简称热造父变星.球状星团中超短周期造父变星现知五颗.三颗是热造父变星:半人马ω的V65星(M_v= 0.~m82),M56的V11星(M_v= 0.~m10)和M15的K1082星(M_v=0.~m09)。它们在色星等图上的位置紧邻,亮度和天琴RR型星相近,但色均较蓝.它们都处在银河系中呈延伸球状分布的贫金属星团中.银河系中已知超短周期造父变星的周期变幅图上,有可用0.~m2简示的变幅分布隙,和两条周期分布隙.其中变幅≥0.~m2、周期≤ 0.~d1的-群共九颗,是银河系一般星场的热造父变星.其银纬分布除一颗是b= 10°44′外,余均为|h|>20°.这九颗中的两颗是年老盘族的运动星群的成员,-颗具有空间速度高和金属线强度ΔS≥2的星族Ⅱ星的特点.