类星体QSO2000-330的重元素吸收线系统的证认

本文利用文[1]和文[2]所给出的高红移类星体吸收系统的证认方法,对目前最大红移类星体QS02000-330(z_e=3.78)的吸收光谱进行了吸收线红移系统的证认,并得到了六个重元素的吸收线系统:z_a=3.1881,3.1913,3.3335,3.5519以及z_a=1.3441,3.3459。前四个系统和Hunstead等人(1986)所得到的A、B、C、D系统(红移值分别是z_a=3.1881,3.1914,3.3332,3.5519)相符合;后两个是我们新发现的吸收系统。     

原始氢云的探测

根据对类星体OQ172吸收线光谱的证认,可靠地确定了一个由氢线(L_a～L_b)支持的红移系统z=3.35248,分析表明它是一个大爆炸后形成的原始氢云。假定不存在阻尼加宽,用生长曲线求得其柱密度 lgN_H=14.66,多普勒宽度 b=55km/s。     

两个南天射电星系1331-09和1417-20的高分辨率射电观测

用澳大利亚悉尼大学的Fleurs综合孔径射电望远镜,在1415MHz上对两个南天射电星系PKS1331-09和PKS1417-20进行了观测,得到了分辨率约为40弧秒的射电亮度分布图,并求得了它们的几何参数和物理参数.前者是一个延伸达1.9 Mpc的巨射电星系,具有与CygA十分相似的双源结构.我们猜测用更高分辨率观测该源时,可期望在它的子源外边沿发现热斑结构;后者是一通常的晕核结构源.     

类星体吸收线红移系统的证认方法——Ⅰ.原理和证认步骤

本文从统计检验理论和Bahcall的信噪比概念出发,提出了一种类星体吸收线红移系统的证认方法。其要点是:在一定的判据下计算谱线证认的理论随机概率;由此理论概率,按照统计检验的方法和信噪比的适当要求给出可供选择的红移系统;对这些可供选择的红移系统进行天体物理分析以最后确定出吸收线的红移系统。     

类星体吸收线红移系统证认方法的进一步探讨

本文对崔振兴和陈建生等人所提出的类星体吸收线红移系统证认方法作了进一步探讨。指出了方法的局限性及改进的办法;也指出了有待于今后继续研究的问题;并将改进后的方法应用于类星体PKS 0528-250的光谱分析中,得到了它的吸收线红移系统有:Z_a=2.8110,2.8130,2.5375,2.1410。这和Morton等(1980)所得的A_1,A_2,B,C红移系统一致。另外,我们又得到的新系统是Z_a=0.0345,0.0065。Chen和Morton(1984)所得到的D_1,D_2,E,F,G系统,我们未发现。讨论了产生这种差别的原因。     

类星体吸收线红移系统的证认方法

本文论述了类星体吸收线红移系统的证认方法在类星体吸收线研究中的地位和作用,介绍了它的现状和主要内容。对存在的问题也作了简要介绍和评述。     

太阳质子事件预报水平的判别

本文讨论了判别质子事件预报水平高低的常用指标和存在问题.并在引入了随机预报的概念之后,推导出判别预报水平高低的一种较合理的总指标公式.     

类星体吸收线红移系统的证认方法——Ⅱ.对OQ172的应用及讨论

1.按文[1]所述的原理和步骤证认了高红移类星体 OQ 172(PKS 1442 101)光谱中的吸收线红移系统。所得的四个系统分别具有红移值2.07010,2.56312,0.17546和0.17910。 2.用 Monte Carlo法对文[1]的随机证认概率模型作了验证,结果令人满意。 3.讨论了文[1]所述证认方法的优点以及有待进一步研究的问题。强调指出选择效应对通常所用方法的影响,文[1]的方法则避免了这类选择效应。     

星系际分子氢云的探测

本文对四个高红移类星体PKS1442 101(OQ172)、PKS0805 046(4C05.34)、PKS0528-250和PKS1448-232的光谱进行了氢分子吸收线的证认。得到的结果是:OQ172的吸收光谱中存在红移为Z=2.27292的氢分子吸收线系统;4C05.34中存在红移为Z=2.37030和2.44478的氢分子吸收线系统。     

逆激波对年轻超新星遗迹演化的影响

本文探讨年轻超新星遗迹演化的影响,对Mckee提出的逆激波模型做了进一步讨论,改进了逆激波传播的F值公式。本文的结论有:(1)逆激波所扫过的膨胀壳气体温度递增,总的X辐射光度递减。(2)SNR 射电流量的相对衰减率由于逆激波存在而减小,由此解释了仙后座A(Cas A)射电流量的年递减率理论预言值和观测值之间的差异。