在重力分层、密度陡降的恒星大气中扰动的传播

本文研究了在重力分层、密度陡降的恒星大气中扰动的传播,得到的结果十分不同于绝热假设下推得的结果。指出运动模式对恒星大气中扰动的传播和激波形成的高度颇为重要。我们的计算表明,光球下的小扰动不能不受行扰地向外传播并形成激波。因此不能把色球和日冕的加热笼统地看成是对流层的声波和磁流波所耗散的结果,很可能是起源于光球之上不同高度的扰动。     

超新星1993J4月15日光谱的模型拟合

本文利用蒙特卡罗光谱合成方法，对１９９３年由哈勃空间望远镜和里克天文台同时得到的超新星１９９３Ｊ的紫外及光学波段的光谱，进行研究并将拟合的结果与别人的模型进行了比较。假设太阳丰度及幂律为２０左右的大气密度结构，模型可以与观测较好地符合。通过计算得到光球速度为９５００ｋｍｓ－１左右，光谱的黑体温度为７９９０Ｋ。对于强线如Ｈα及ＨｅＩλ５８７６的特殊谱线轮廓，我们发现大气结构需要是双幂律的，即光球外陡降的内层大气外面，密度变化相当平缓。内外大气的幂律近似为２０和３，交界点在１３０００ｋｍｓ－１左右。外层平缓的大气同时起到了使远紫外光谱变得像观测到的那样平滑的作用。     

国际学术研究成果介绍 一、恒星大气中谱线的形成

Ⅰ.恒星大气中形成吸收線的机构 1.发射现象的重要性我们首先研究一下,吸收線在恒星大气中形成和在实验室中形成的区别。在实验室中,我们将准备进行研究的吸收介质置放在一个可以避免辐射再发射的长管中。被吸收的辐射量dI_v和入射强度I_v,以及光程畏度dS成正比,即     

光谱波长位置的确定

波长位置在光谱工作中至关重要。本文讨论和介绍了利用恒星光谱谱线、夜天光谱线、大气吸收线及摄谱仪标准谱灯谱线确定波长位置的方法。     

光谱波长位置的确定

波长位置在光谱工作中至关重要。本文讨论和介绍了利用恒星光谱谱线，夜天光谱线，大气吸收线及摄谱仪标准谱灯谱线确定波长位置的方法。     

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。     

激变变星中的白矮星

仅在过去的10年中,由于采用了地面和空同时的光谱观测激变变星中正处于吸积过程的白矮星,在激变变星（CV）的研究方面出现了全新的途径。这些光谱探测开拓了恒星包层、角动量团儿CV演化中吸积物理学研究的新前没中。这篇评论包括了激变变星中的白矮星研究的方方面面：（1）表面温度;（2）吸积加热和冷却的不;(3)在高度倾斜的CV中吸收幕帘（盘的上面的大气）的影响和特点;（4）白矮星光球的化学丰度;（6）吸积带;（7）吸积的模拟。     

蓝致密矮星系谱的星族合成

利用星团谱样本的星族合成方法,分析了７个ＢＣＤＧ的光学谱,研究蓝致密矮星系（ＢＣＤＧ）内部的恒星形成历史、能源机制和尘埃分布情况．星族合成结果不仅能够解释ＢＣＤＧ的主要观测特征,解决ＢＣＤＧ研究中存在的一些问题,而且揭示了ＢＣＤＧ的一些未知的特性．谱合成结果表明：ＢＣＤＧ是年老的天体,其内部较早已经有恒星形成发生,恒星形成呈爆发式的,在ｔ＝５×１０７～１０９ｙｒ时的恒星形成率较高,最近（ｔ＝１０７ｙｒ）的恒星形成率开始下降;光谱分析显示大量大质量的年轻恒星提供了ＢＣＤＧ中心区的主要能源．利用扣除恒星吸收影响的发射线光谱,计算了发射线产生区的内红化值,发现它明显大于由连续谱计算得到的内红化值,这种差异的可能解释是ＢＣＤＧ内部尘埃对连续谱和发射线的产生区遮挡程度不同．最后,比较了ＢＣＧ和ＢＣＤＧ星族合成结果,提出了矮星系间一种可能的演化序列．     

中性氢原子自吸收研究

综述了作为星际介质中重要组成部分的冷HI的自吸收现象和对这一现象的研究历程,分析总结了其与其他星际介质的关系,并着重介绍了一类特殊的自吸收现象——HI窄线自吸收。HI自吸收因为能够反映冷星际介质中HI的温度、柱密度等物理化学性质,对研究星际介质演化及恒星形成具有重要作用。展望了新一代望远镜(如FAST和SKA等)对HI自吸收的研究前景。以恒星形成的理想研究对象红外暗云为例,根据其物理性质和FAST的观测能力,估算出约4 kpc处红外暗云中能够观测到HI窄线自吸收的比例(53%)。这一数值略小于与近距离暗云中的HI窄线自吸收特征比例。在更远距离和更多的天区中认证HI窄线自吸收对于研究星际介质和恒星形成具有重要意义。     

宇宙信息

老年恒星的水喷流 当一颗类太阳恒星到达生命尽头,在最后坍缩成白矮星前,会抛散它的外层大气。然而,令天文学家感到困惑的是,这些球状恒星抛出的发光残骸云竟呈一种奇怪的形状。有些理论家提出这些恒星肯定以某种方式发射形成行星状星云的物质喷流。如今,这类喷流已被观测到。     

原子模型对散射偏振理论轮廓的影响

太阳磁场的诊断是太阳物理研究中非常重要的一部分.斯托克斯参量I、Q、U和V可以用来完整描述偏振光的信息,对观测得到的斯托克斯光谱进行反演可以诊断太阳磁场的信息.近几十年来,塞曼效应成为磁场诊断的主要手段,利用塞曼效应使谱线产生的分裂可以诊断强度达到几百高斯的强磁场,但是在太阳宁静区中存在大量强度小于100 Gs的弱磁场,对于弱磁场可以利用汉勒效应来诊断,应用汉勒效应诊断弱磁场一直是磁场诊断的主要内容之一,需要对偏振的产生机制有更完整的理解.文章的主要内容是研究在采用不同原子模型的假设下,由散射产生的谱线轮廓的区别,以及在存在磁场时,不同原子模型谱线的汉勒效应的区别.以中性镁为研究对象,选取了7能级、4能级和2能级原子模型,分别研究了这几个原子模型对散射偏振和汉勒效应的影响.发现2能级原子模型和多能级(7能级和4能级)原子模型产生的谱线的偏振度有很大的区别,并且在2能级原子模型假设下b_4线不存在下能级的汉勒效应,但是在多能级的原子模型下b_4线仍存在下能级的汉勒效应.对比7能级原子模型和4能级原子模型,谱线的偏振度只有很小的变化,汉勒效应的表现也基本相同.主要结论如下:在利用中性镁b 3线的线偏振轮廓Q/I反演磁场时,至少需要采用4个能级的原子模型.这主要依赖于谱线形成区域的原子的能级分布,原子能级占有数多的能级在研究中是必须考虑的.     

主并合星系对SFR的增幅与其他参数关系的研究

主并合星系对是研究星系同时受到本身与外部环境影响的绝佳实验对象,而星系恒星形成率的变化可以示踪这些影响产生的作用.星系的恒星质量、星系对之间的投影距离与相对倾角都是影响恒星形成率的几个重要因素.研究结果表明,更大恒星质量星系倾向于有更大的恒星形成率增幅,相对倾角接近平行的星系同样趋于有更大的恒星形成率增幅,而投影距离在研究范围内与恒星形成率没有相关性.     

太阳异极性磁区的相互入侵

我们在文[1]的启发下,计算了磁中性线附近异极性磁区相互入侵(或挤压)引起的等离子体动力学问题。气体初态取用流行的宁静太阳光球色球大气模型,即非等温的密度指数变化的重力分层大气。采用Lagrangian格式数值求解自洽的MHD方程,这可使入侵力学变得直观明显——磁场随流体而运动。我们的新结果是入侵流动在光球低层产生出强的水平磁场(即强的横向场),但光球高层和色球低层的磁结构却变化不大,有力地支持了文[13]提出的光球色球里可能出现磁流体力学间断面的概念。入侵确实在磁中性线附近建立了电流片,但这电流片主要在光球低层,其量级和观测一致。另外还显示垂直下降运动也可能导致异极磁区的入侵。尽管在MHD~1方程里包含了电阻耗散和热传导流,但计算证明它们对入侵力学影响不大,热传导的作用只是使气体温度分布逐渐趋于宁静太阳分布(尽管高度变了)。     

晚型恒星宁静微波辐射的一种产生机制

本文提出具幂津谱分布的非热电子在多重偶极子磁场中产生回旋同步辐射是晚型恒星宁静微波辐射的一个可能机制。文中假设有10—20个磁偶极子随机地分布在恒星光球之下,非热电子与背景热电子数密度之比<10~(-3),并且在非热电子分布中引入了与其寿命有联系的因子。由此计算并分析了回旋同步辐射谱和偏振性质,并获得了辐射源的空间分布特性。     

字宙 最终命运如何？

上个世纪,天文学家有力地证明,我们现在居住的宇宙起源于大约138亿年前发生的一次“大爆炸”。大爆炸之后不久,基本粒子和简单的原子（氢和氦）形成。宇宙在膨胀中冷却,当温度降到足够低时,恒星得以形成。在这些恒星的核心发生的核聚变产生了很多新的元素,如碳、氮、氧等。另外一些我们生活中常见的元素,比如铁,则是在更加猛烈的超新星爆发中产生的。与此同时,宇宙中出现了行星、白矮星、中子星和黑洞等各种天体。今天,新的恒星依然不断从大爆炸、恒星风和超新星爆发所遗留的气体中产生出来。现在的宇宙似乎有利于行星的形成和生命的发展,不过在遥远的将来,情况将发生戏剧性的变化。     

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.     

用线性化分离法计算膨胀恒星大气的谱线形成

本研究了具有宏观运动的膨胀恒星大气中的转射转移过程，详细介绍如何利用线性化分离法计算运动大气谱线形成，并采用线性化分离法计算了Ｏｒｉ星的Ｈα线 Ｐ Ｃｙｇｎｉ轮廓。     

用线性化分离法计算膨胀恒星大气的谱线形成

本文研究了具有宏观运动的膨胀恒星大气中的辐射转移过程。详细介绍如何利用线性化分离法计算运动大气谱线形成。并采用线性化分离法计算了εＯｒｉ星的Ｈα线ＰＣｙｇｎｉ轮廓。     

利用子午仪光子计数观测资料计算星像直径

对于一颗在大气外层不可分辨的恒星,当其光线通过地球大气层后,恒星的星像光度呈高斯分布;而子午仪光子计数观测记录下与其星像光度相关的轮廓曲线。采用模拟光子计数观测方法,求得恒星星像直径的经验公式。利用恒星的子午仪光子计数观测资料,使用最小二乘估计方法,并考虑到模拟计算星像直径的经验关系式,可以求出恒星子午仪光子计数观测的实测直径。用该方法对一组星的观测资料,求出其平均星像直径为3″.2。     

几颗Be星的光谱

本文给出82—84年对20颗Be星的观测结果。对其发射线特征(定义了V/R、E/C、E/A_0)进行了描述。按发射线特征可将Be星简单地分为三类:单峰、双峰和在发射线中心有强的壳层吸收的星。但是,除了第三类可认为是Be壳层星外,前两类并不能简单地认为是轴向的和赤道向的Be星。单峰和双峰通常是可以相互转化的,这种转化说明Be星的外包层在变化,即HⅡ和HⅠ区的厚度在变化。并且,由观测表明,很可能同时伴随着有光球电子密度等参量的变化。本文还利用理论模型的计算结果,由氦线的半强度宽求得了恒星的自转速度v sin i,并将结果与其它文献给出的结果进行了比较和讨论。