分子云物理性质的研究

十余年来年轻的分子天文学带来一系列新发现,推动了银河系结构、星系化学史、恒星物质流失、分子云物理等课题研究的新进展。 本文在简介分子天文学之后,将集中对与恒星形成有关的分子云物理问题进行综述。 内容分为 一、分子天文学的研究对象 二、分子云物理参数的导出 三、分子云的观测 四、涉及恒星形成的分子云理论研究     

磁云传播的动力学演化过程研究进展

磁云因其独特的磁场结构经常是重大灾害性空间天气的驱动源.近来从磁云的边界层结构、环向通量、大尺度结构等方面关于磁云传播的动力学演化过程的研究取得了一些进展.在磁云边界存在一个由于磁场重联而形成的边界层结构.在磁云传播过程中,这种发生在边界处的磁场重联可能会把磁云的磁场剥蚀掉,进而引起其磁通量绳结构环向通量的减少以及不对称.在磁云内部,经常会观测到多个子通量绳结构.这些特性各异的子通量绳可以通过磁场重联而合并,进而引起磁云磁结构的改变.关于磁云大尺度磁场拓扑位形的演化机制,除了较早提出的交换重联外,目前的研究表明在行星际空间中,磁云边界处的重联过程也可以将磁云闭合或半开放的磁场线打开或断开.尽管在相关研究中已经取得了较大进展,但关于磁云传播的动力学演化过程还有许多问题尚不清楚.在行星际小尺度磁通量绳边界也发现了边界层结构,那么磁云是否会因剥蚀而成为小尺度通量绳?磁云内子通量绳结构在相互作用中会不会引起某些不稳定性而导致整个通量绳系统的崩溃?这些问题的解决还有待于进一步的理论、观测和数值模拟研究.     

磁云传播的动力学演化过程研究进展

磁云因其独特的磁场结构经常是重大灾害性空间天气的驱动源. 近来从磁云的边界层结构、环向通量、大尺度结构等方面关于磁云传播的动力学演化过程的研究取得了一些进展. 在磁云边界存在一个由于磁场重联而形成的边界层结构. 在磁云传播过程中, 这种发生在边界处的磁场重联可能会把磁云的磁场剥蚀掉, 进而引起其磁通量绳结构环向通量的减少以及不对称. 在磁云内部, 经常会观测到多个子通量绳结构. 这些特性各异的子通量绳可以通过磁场重联而合并, 进而引起磁云磁结构的改变. 关于磁云大尺度磁场拓扑位形的演化机制, 除了较早提出的交换重联外, 目前的研究表明在行星际空间中, 磁云边界处的重联过程也可以将磁云闭合或半开放的磁场线打开或断开. 尽管在相关研究中已经取得了较大进展, 但关于磁云传播的动力学演化过程还有许多问题尚不清楚. 在行星际小尺度磁通量绳边界也发现了边界层结构, 那么磁云是否会因剥蚀而成为小尺度通量绳? 磁云内子通量绳结构在相互作用中会不会引起某些不稳定性而导致整个通量绳系统的崩溃? 这些问题的解决还有待于进一步的理论、观测和数值模拟研究.     

太阳耀斑的一种发电机机制的设想

当太阳黑子磁环从太阳对流层深层上浮到太阳表面时,便形成了一个双极黑子群的活动区。在活动区内,纵向磁场为零的中性线区域为高压区,垂直向上气流把黑子磁弧吹入日冕。同时在磁弧的顶部,即在中性线上空产生了感应电流,它的焦耳耗散形成了H_α耀斑。然而,因两个黑子区内为低压区,吸注气流从黑子磁弧的两条腿部顺磁力线流向黑子,它与位于中性线的上升气流形成了两个对称环流,随着环流和磁弧的发展,耀斑区向中性线两旁分离,因而呈现出双带耀斑的特征。本文还估计了耀斑的能量,只要横越磁场的速度,v_⊥～0.3—3公里。秒~(-1),磁场强度B～10—100高斯,这就足以产生耀斑所需要的10~(29)～10~(33)尔格的能量。     

软γ射线重爆GB790107的辐射机制

本文在中子星吸积彗星云模型的基础上,认为软重爆GB790107起源于弱磁化(B～10~8G)中子星,其阵雨式地吸积彗星云将在中子星表面形成一光厚辐射区,该辐射区的温度分布由激波模型确定.这一辐射区中的高温等离子体产生的黑体辐射将很好地拟合GB790107的观测能谱,且获得爆源距离为(1.35～13.5)pc.     

基于支持向量机的云图自动识别和提取方法

在时域天文研究中,中小口径光学望远镜的自动巡天是获取观测数据的重要来源.受台站观测条件影响,图像中会有云的干扰,给测光和暗弱目标的自动提取带来很大的困难.为此有必要对天文图像中的云进行识别和提取,建立云的指标图,为后续的信息提取提供参考.为了实现这一目标,建立了天文图像筛选系统,该系统将图像灰度不一致度与纹理差异作为图像的多维特征指标,并与支持向量机(Support Vector Machine,SVM)相结合,对有云的数据进行筛选.在筛选的基础上,利用直方图变换和特征提取,进一步提取了云的指标图.实验结果表明:纹理识别结合SVM对天文图像进行实时筛选,分类准确率大于98%.利用直方图变换和特征提取可以初步提取云的指标图,给测光和暗弱目标的提取提供参考.     

近红外偏振观测在恒星形成研究中的应用

近红外偏振是研究恒星形成的有效工具.该文介绍了近红外偏振器的工作原理,然后分几个方面介绍了近红外偏振在恒星形成研究中的应用.红外反射云能很好地示踪年轻星天体及分子外流,通过分析偏振矢量的方法确定红外反射云的偏振对称中心,从而确定它的照亮源;偏振波长相关曲线包含了年轻星天体的星周物质的很多信息;年轻星的分子外流导致了红外反射云的形成,因此红外反射云的照亮源通常与年轻星天体成协,并是分子外流的驱动源;一些年轻星天体埋藏得很深,一般在近红外波段无法直接探测到,人们称之为深埋源,通过分析偏振矢量的方法可以找到深埋源;一般认为比较年轻的年轻星天体都是有尘埃盘的,尘埃盘的存在会导致它的偏振形态出现偏振盘,偏振盘町以用来研究尘埃盘;恒星形成区里成员星的偏振主要是由尘埃的二色性消光产生的,这样偏振方向会平行于致使尘埃排列的磁场的方向,从而能够揭示磁场的结构.最后进行了总结,并论述了中远红外偏振研究的优势和意义.     

通过建立自然坐标系确定磁云边界方法的探讨

通常卫星探测到的关于行星际空间磁场的数据都是在GSE坐标系(地心太阳黄道坐标系)里表示出来的．磁云是行星际日冕物质抛射事件的一个重要子集,它们的边界认证一直是磁云研究中感兴趣的问题之一．通过讨论坐标系转换确定磁云边界的方法,由磁云的磁通量管特征建立磁云自然坐标系,然后把行星际空间的磁场转换到磁云自然坐标系里．在磁云自然坐标系里磁云作为一个磁通量管的结构能够清晰地显示出来．结合磁云的等离子体特征就可以比较容易地把磁云和背景太阳风分辨出来,即确定了磁云的边界．     

S255IR复合体的近红外偏振测量

介绍恒星形成区Ｓ２５５ ＩＲ 复合体的Ｈ 和Ｋｓ 波段成像偏振和对其中红外源ＩＲＳ１在１ ．２ － ４ ．２ μｍ 上的分光偏振测量．偏振图像揭示了Ｓ２５５ － ２ 核区的两类近红外辐射．以ＩＲＳ１ 双源为中心的一条亮云脊表现出高偏振,而周围延展云却基本上无偏振．偏振图样进一步显示出由ＩＲＳ１ａ 和１ｂ 分别照射的两块反射云．它们都呈双极结构,并且其轴向近于相互垂直．由ＩＲＳ１ｂ 照射的双极云位于方位角ＰＡ～６５°,与Ｈ２ 发射的双极喷流现象很好地符合．两个照射源都是深埋天体．ＩＲＳ１ｂ 和高密度拱星盘成协,其盘平面与双极云垂直．ＩＲＳ１ａ可能也与一未能分辨的盘结构成协,东西方向的盘同样与其成协反射云垂直．从ＩＲＳ１ 的分光偏振测量可辨认出３ μｍ 水冰吸收波段上的偏振超．在此吸收波段上还观测到了反转型的偏振角旋转     

2011年国际天文与天体物理奥赛理论试题

1、短问题 1、很多非周期彗星是直接从奥尔特云闯入内太阳系的。计算一颗这样的彗星从奥尔特云到太阳需要运行多长时间。假定奥尔特云距离太阳35000AU,彗星的远日点位于奥尔特云处。     

丝路逐日之旅

7月28日,我们日食观测队一行30多人从青岛火车站出发,踏上了追逐日全食的旅程。因为火车一路上途径的地点都比较偏僻,所以晚上我们不约而同的会聚在一起,在车厢内欣赏星空,看到头顶淡淡的薄云,璀璨的星空,不禁让人想起李清照在数百年前对这同一片星空挥笔写道：     

行星际磁云研究新进展

从飞船的观测结果、磁云形态及演化的理论模型、磁流体动力学(MHD)数值模拟、激波对磁云的作用、多重磁云等5个方面，评述了行星际磁云的研究成果及最新进展。在太阳峰年，大部分的非重现性地磁暴都与磁云有关。最近的研究表明，压缩后的磁云往往能产生更大的地磁效应。深入研究磁云对空间天气研究有着特殊的价值，特别是对提高大磁暴的预报水平有着重要帮助。     

恒星速度椭球分布律对旋涡星系的影响

本文讨论在考虑恒星速度椭球分布情形下旋涡星系的性质。由分析可知:旋涡星系的运动是恒星“气流”的紧卷旋涡式轴对称基本运动与密度波扰动的迭加,也即既有物质运动也有波的传播。当旋涡星系的旋臂为曳式时,它是旋闭的,并且恒星速度的椭球分布能导致星系密度波模式的不稳定。这种不稳定性提供了激发并维持星系密度波的一种机制,得以使且系旋臂长期维持。     

宇宙画廊

莫叹冰晶米粒光倚天剑出冬云里如一柄直插云霄的倚天剑,炫目锋利,剑气逼人,铸剑大师就是云层中的冰晶。当冬季天气很冷而太阳正好升起或落下时,云层中的冰晶因反射太阳光有时会产生一道罕见的光柱。尤其当冰从高层的云中落下时,空气阻力使得这些冰晶     

关于恒星壳层源产生非稳定现象的条件

本文依据A.Weigert讨论恒星内部热核源何时会产生非稳定现象的方法,对壳层源产生非稳定现象(又称热脉动)的条件进行了严格推导。结果表明,当壳层源很薄,其厚度与半径之比小于0.37时,就能产生非稳定条件。     

宇宙信息

宇宙信息氢云不是孤立的云氢云实际上是星系周围巨大的气态晕，而不是星系际空间孤立的云。这一发现使星系的可见边缘延伸了２０多倍。要是这样的话，氢云成了占宇宙物质９０％以上的暗物质的有效储库。纽约国立大学的兰泽塔领导的一个小组调查了１９９１年哈勃空间望远镜...     

中国地区天文夜晴空概率分布

利用１９９５～１９９７年静止气象卫星（ＧＭＳ）红外通道的数据,采用综合了时间判断法、空间判断法和红外阈值法等特征的一种综合判断有云无云的方法,统计分析了中国地区较高空间分辨率（优于２０ｋｍ）和时间分辨率（优于１ｈ）的晴空概率和天文夜晴空概率的分布．分析结果表明,全年天文夜晴空概率的极值出现在我国的西部和北部．冬半年的最大天文夜晴空概率值大于夏半年．其中西藏地区１２月的天文夜晴空概率可达到９５％．     

IRAS 23133+6050云核的观测研究

利用紫金山天文台青海观测站13.7 m毫米波望远镜对IRAS 23133 6050云核进行~(13)CO、C~(18)O、HCO (J=1-0)谱线观测.~(13)CO、C~(18)O、HCO 分子谱线辐射所对应的云核直径分别为4.0pc、2.1 pc、2.3 pc,质量分别为2.7×10~3M_⊙、0.9×10~3M_⊙、2.3×10~3M_⊙,气体平均密度分别为2.7×10~3 cm~(-3)、5.1×10~3 cm~(-3)、4.6×10~3cm~(-3).用幂律模型n(r)～~(-P)的形式分析了云核的密度分布,得到的指数p分别为1.75、1.56、1.48.分析发现,密度结构谱指数从云核的外部向内部逐渐变平坦.观测得到HCO~ 丰度为4.6×10~(-10),比暗云低一个数量级以上,比巨分子云也略低,而~(13)CO、C~(18)O的相对丰度比X_(13/18)为12.2,这与暗云11.8和巨分子云9.0～15.6的情况一致.该区域发现存在~(13)CO双极外流.由IRAS远红外光度和维里质量得到的光度质量比,分别为18.1,51.1、21.2.     

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。     

一种基于全天相机云图的云量测量指标

全天相机云图是监测云量的重要手段,提出了一种新的云量测量量化指标——云分布密度(Cloud Distribution Density of ASI Images,ASICDD),并基于该指标建立全天相机云图自动分类系统.首先对云图进行去噪,利用最大类间方差法(Otsu)分割云区域;然后对去除背景的云区域图像使用云分布密...