B型发射星的空间运动

这个研究的目的是要算出B型发射星(Be星)的运动特性,来和普通的只有吸收線的B型星比较。一组星的运动特性常用下列的量表示出来:太阳对于这一组星的重心的运动速度V_(?);太阳运动的向点的银道坐标L,B或赤道坐标A,D;这一组星的本动速度瀰散度,也就是速度椭球体的三条轴線长度的一半σ_1,σ_2,σ_3;这三条轴線的方向L_1,B_1;L_2,B_2;L_3,B_3。要算出这些量需要知道星的自行μ_α,μ_δ,视線速度V_γ和视差     

Blazar多波段有效谱指数关系研究

从相关文献中获得Fermi耀变体(blazar)的射电(R)1.4 GHz、光学(O)4.68×10~(14)Hz、X-ray(X)1 ke V和γ-ray(γ)1 Ge V辐射流量密度,计算了上述波段两两之间的6个有效谱指数α_(RO)、α_(RX)、α_(Rγ)、α_(OX)、α_(Oγ)、α_(Xγ).研究了blazar总样本及其子类FSRQ(Flat Spectral Radio Quasar),蝎虎天体(BL Lac)含高同步峰频BL Lac(HBL)和低同步峰频BL Lac(LBL)样本的任意两个有效谱指数之间的关系.结果表明:(1)除HBL样本及α_(OX)与α_(Rγ)之间关系外,两两有效谱指数之间均存在较强的相关,这种相关可用4个波段能谱分布的结构关系得到解释;(2)在有效谱指数相关的散点图中,FSRQ与LBL分布在相同的区域,但HBL与FSRQ(LBL)分布在不同的区域;(3)在不同的有效谱指数相关散点图中,HBL与FSRQ(LBL)分布的分离程度(区分度)不相同,这种区分度与决定2个有效谱指数的频率有关.     

关于有限厚度旋涡星系中密度-引力势渐近关系的一个注记

本文将指出,为得到有限厚度旋涡星系中平均扰动引力势φ_1(r)与扰动面密度σ_1(r)的渐近关系,以及对称面上的扰动引力势φ_1(r,0)与σ_1(r)的渐近关系,我们不一定要从相应的三维渐近关系出发,而可以用二重级数展开方法直接地、十分简单地导出。所得结果对于紧卷性准确到m~2(kr)~(-2)量级,对于厚度效应准确到 k〈|z|〉量级,其中m为旋臂数,k为径向波数,r为到星系中心的径向距离,〈|z|〉为星到对称面距离的平均值。这样的精度对于讨论有限厚度扁盘状星系中密度波模式及其增长率通常是足够的。本文结果表明:在上述精度下,如采用〈|z|〉表征厚度,则不同纵向密度剖面下的φ_1(r,0)～σ_1(r)渐近关系可表为统一形式;如采用二星纵向平均距离〈|z-z’|〉表征厚度,则不同纵向密度剖面下的φ_1(r)～σ_1(r)渐近关系可表为统一形式。只有比值〈|z-z’|〉/〈|z|〉才是纵向密度剖面的泛函。对于符合物理意义的通常各种不同密度剖面,此比值都甚接近:对于高斯型纵向密度剖面,此比值为2~(1/2);对于 sech~2(z/z_1(r))型剖面,此比值为 1/In2=1.443;对于 exp[-|z|/z_1(r)]型剖面,此比值为1.5。     

1978年利用旋涡黑子进行质子耀斑予报的评论

一、予报和实际检验 1978年1月——12月云南天文台的黑子目视观测327天,记录了475个黑子群。其中F、E、D、C型黑子群通常都进行黑子精细结构照相。H_α色球耀斑巡视观测317天,黑子磁场极大值测量292天。全年中,作者利用黑子群内出现长命旋涡作为质子予报的最初的主要指标。当黑子群发展成为β_γ,β_δ、γ、γ_δ等复杂磁场形态时,即作出质     

星系棒图案速度的直接测量方法及其应用

星系棒的图案速度(或转动角速度)是棒旋星系的一个最重要的动力学参量。棒的图案速度?_(bar)的测量并不容易。目前直接测量?_(bar)的唯一方法是Tremaine和Weinberg (TW)在1984年提出来的。他们假设星系中示踪源的表面亮度满足连续性方程,即可利用示踪源的测光学和运动学参量推导出?_(bar)。详细介绍了TW方法,整理了文献中?_(bar)的测量结果,并讨论了测量过程中的误差来源。目前学术界利用老年恒星、中性氢气体H I、分子氢气体H_2,以及离化氢气体Hα作为示踪源,测量了大约50个星系的图案速度,并结合?_(bar)和星系自转曲线得到共转半径RCR。通过比较RCR和棒长a_(bar)发现,大部分星系棒都是快速旋转的(1≦RCR/a_(bar)≦1.4)。极少部分星系棒慢速旋转,并且这些棒似乎都位于由暗物质主导的星系中。同时也有研究声称发现了一些超快旋转的棒,但目前理论上无法解释它们,也无法确定它们的?_(bar)是否可靠,或是否由于违反了TW方法的某些条件而导致测量结果不准确。由于已有的测量样本太小,并偏向于早型星系,人们暂未发现图案速度与星系类型及星系棒性质之间的关系,但人们认为,星系棒的图案速度有可能与星系中暗物质的分布有关。积分视场光谱仪(integral field unit, IFU)巡天数据在测量?_(bar)上有着独特的优势。随着IFU数据的普及,未来将有更多的TW测量结果来检验这些结论。     

尘埃彗尾的结构Ⅱ——Arend-Roland彗星的彗尾和尘埃

本文讨论了,分析彗尾亮度而求出的“修正的γ-分布函数”f(γ)的意义,f(γ)与尘埃模型的物理量的关系,以及f(γ)做为检验尘埃模型的手段的有效性。根据文[1]所提方法,详细考虑了该方法中存在的各种因数,求出高精度的“修正的γ-分布函数”f(γ)。对Arend-Roland彗星求得的f(γ)函数是γ=0.10和0.01,相对高度为1:0.6的双峰分布。假设粒子抛射率反比于彗核太阳距离的平方,一天文单位时的粒子抛射率P_d,将是P_d     

太阳射电IV型爆发U形谱的产生机制

本文提出了质子耀斑爆发相期间太阳射电Ⅳ型爆发U形谱的形成机制:U形谱系由Ⅳ_μ塑爆发频谱和Ⅳ_dm型爆发频谱两部分组成,舞一爆发的频谱是由非热电子(l00keV2McV)的迥转-同步加速辐射和热电子的迥转共振吸收所产生;这种非热电子,与质子是在爆发相期间同时受到加速的。在取爆发源体积为圆柱体的近似下,对1972年8月7日的Ⅳ_μ型爆发和Ⅳ_dm型爆发的射电流量密度进行了数值计算,计算结果同观测结果比较符合。从Ⅳ_μ型爆发到Ⅳ_dm型爆发的偏振旋向反转是由于两个源中磁力线的反向平行所引起的。文中还讨论子Ⅳ型爆发U形谱同质子事件之间的关系。     

含αR~2+γR_(μν)R~(μν)项的宇宙暴涨

我们利用含αR~2+γR_(μv)R~(μv)项的宇宙理论同带有一个标量场φ的Einstein理论之间的等价性,讨论了该宇宙的暴涨行为.结果表明,在D维空时(D>2)中,存在指数型的暴涨解.     

五维Bianchi-Ⅴ型理想流体宇宙模型

本文给出了态方程为P=(γ-1)ρ的理想流体的五维Bianchi-V型宇宙模型的普遍解,并讨论了γ=2/3和γ=1/2的两个具体的解。这两个解随着时间的增长将趋于五维膨胀各向同性宇宙模型。此外,还考察了解的奇点的性质。     

上海天文台光电等高星表(1979.0—1981.5)(摘要)

1979年2月至1981年6月期间,上海天文台利用Ⅱ型光电等高仪进行了有组织的星表观测,从22700多次观测中得到了531个△α值和350个△δ值,其中有481颗星两次过等高圈。这些恒星主要选自FK4和FK4 supp星表。获得的△α和△δ的平均精度(均方误差)分别为±0″.0036和±0″.063(见附表),同时还计算了FK4星表的区域性系统改正(△α)_α、(△δ)_α、(△α)_δ和(△δ)_δ。     

星系团Abell 85的光度函数

基于NASA/IPAC河外星系数据库(NASA/IPAC Extragalactic Database,NED)和Sloan数字巡天(Sloan Digital Sky Survey,SDSS)第8次释放的数据(The Eighth Data Release,DR8),对星系团Abell 85(以下简称A85)的2倍动力学特征半径2r_(200)内的光度函数(Luminosity Function,LF)进行了研究.研究表明,A85的光度函数在Sloan巡天5个波段用Schechter函数均能拟合得很好.在u、g和z波段光度函数都显示出1个下凹.早型星系r波段的两个最佳拟合参数(r波段特征绝对星等和暗端的陡度)分别为M_r~*=-21.14_(-0.17)~(+0.17)mag,α=-0.83_(-0.14)~(+0.12),晚型星系为M_r~*=-21.98_(-0.98)~(+0.84)mag,α=-1.5_(-0.35)~(+0.24).早型星系的特征星等暗于晚型星系,而暗端比晚型星系要平坦得多.早型星系的光度函数在-20.5~-20.0 mag下凹.将1.5r_(200)范围内的星系按距离团中心的远近划分为3个环状区域,发现距离团中心越近,光度函数的暗端越陡,特征星等越亮.     

Comparison between TeV and non-TeV BL Lac Objects

BL Lacertae objects(BL Lacs) are the dominant population of Te V emitting blazars. In this work, we investigate whether there are any special observational properties associated with Te V sources.To do so, we will compare the observational properties of Te V detected BL Lacs(Te V BLs) with non-Te V detected BL Lac objects(non-Te V BLs). From the 3rd Fermi/LAT source catalog(3FGL), we can obtain662 BL Lacs, out of which 47 are Te V BLs and 615 are non-Te V BLs. Their multi-wavelength flux densities(FpR, FO, FX and Fγ), photon spectral indexes(α~(ph)_Xand α~(ph)_γ), and effective spectral indexes(α_(RO) and α_(OX))are compiled from the available literature. Then the luminosities(log ν L_R, log ν L_O, log ν L_X, log ν L_γ)are calculated. From comparisons, we find that Te V BLs are different from low synchrotron peaked BLs and intermediate synchrotron peaked BLs, but Te V BLs show similar properties to high synchrotron peaked(HSP) BLs. Therefore, we concentrated on a comparison between Te V HSP BLs and non-Te V HSP BLs.Analysis results suggest that Te V HSP BLs and non-Te V HSP BLs exhibit some differences in their αRO and αphγ, but their other properties are quite similar.     

The updated Bulk Lorentz Factors of Gamma-Ray Burst X-Ray Flares

X-ray flares are the most common phenomena in the afterglow phase of gamma-ray bursts(GRBs) in the Swift era,and are known as a canonical component in X-ray afterglows.In this work,we constrain the Lorentz factor of X-ray flares with an updated sample.We extensively search for X-ray light curves showing flare and jet break simultaneously.A smooth broken power law function is used to fit the jet breaks in 11 GRBs.We also use a smooth broken power law function to fit the profile of X-ray flares,and the total number of the flares is 20.We obtain the lower and upper limits of Lorentz factor(Γ_X) with the timescale,half-opening angle and mean luminosity of the X-ray flares for interstellar medium(ISM) and wind cases.The lower limits on Γ_X range from tens to a few hundred,and the upper limits are mainly about a few hundred.We also apply the limited Lorentz factor to test correlations of Γ_0-E_(γ,iso) and Γ_0-L_(γ,iso) for GRBs,and find X-ray flares in the ISM case are much more consistent with those of prompt emission than the wind case in a statistical sense for both correlations.X-ray flares are almost consistent with the trend in the correlations of Γ_0-E__(γ,iso)(L_(γ,iso)) for prompt GRBs,indicating X-ray flares and prompt bursts may have the same physical origin.     

暗物质与类星体分布

宇宙中的大部分物质是不可视的,这些暗物质在宇宙大尺度结构的形成中起到重要的作用。本文首先讨论了暗物质存在和均匀分布的证据,并指出宇宙中可能存在两种非重子的暗物质成份。在具有两种暗物质成份的宇宙中成团过程将不同于标准的绝热和等温两种成团图景。在具有两种成份的体系中成团过程的特征是:假如ρ_1和ρ_遍以及λ_(1J)和λ_(2J)分别为两种成份的密度和相应的Jeans长度,当满足条件ρ_1≤<ρ_2,λ_(1J)≤λ_(2J)时,无论初始扰动存在于成份1或成份2中,尺度小于λ_(2J)的不均匀性总是在非主导成份中发展得比主导成份2中更大一些。从这种新的成团图景中我们可以解释在类星体分布中的下述特征: (1)与星系分布相比较,类星体的分布中在尺度10—100Mpc上没有很强的不均匀性; (2)红移Z>2和Z<2的类星体的分布不相同,前者没有大尺度的结果,而后者则有。     

关于叶式辉文中“日珥生长曲线”的应用性问题

在讨论叶文过程中,曾提出原文主要公式,即(3)式的应用性问题,现写在下面:一般吸收线的生长曲线是(见陈文所提 Uns ld 书(73.14)式) 这式主要目的是从观测的等值宽度 W_ω来定右边的 C,从而求出其中的吸收原子数 N_i.(A)式右边和叶文(3)式相同,左边从观测的 W_ω,规定多普勒宽度△_(ωD)就可得到生长曲线的纵坐标.叶文(3)式的 E 和 W_ω相当,可从观测求得,△_(λω)是△_(ωD)的另一写法,故要从(3)式定纵坐标还得先晓得能源函数 _λ.但各谱线的 _λ值不同,因此(3)式的应用受到一定的局限性,不象(A)式那样可以普遍应用.     

Swift时代伽玛射线暴及其余辉的多波段研究

<正>伽玛射线暴(简称伽玛暴)是一种来自太空任意方向的伽玛射线(ε_γ≈0.1～1 MeV)脉冲式辐射现象,暴后一般伴随有长时间的低频余辉辐射.为了对早期余辉乃至瞬时辐射进行多波段观测,美国国家航空航天局(NASA)于2004年11月发射了专门用于伽玛暴研究的Swift卫星.该卫星工作以来,以其快速响应与精确定位的能力和多波段观测的手段取得了一系列令人瞩目的成就(本文第1章将对     

研究高密物质的平均场方法的改进

本文对以前提出的改进的平均场模型(简称 MMFT)做了进一步的讨论。发现该模型有新的解 ml=2 ; 加入ρ介子,计算了核物质对称能 α_4;用新的参数计算了加ρ与未加ρ的中子物质的态方程,将二者作了比较,并与ml=4.3的结果做了比较;引用二体关联函数对矢量介子平均场的形式做了初步的理论探讨;用中子星结构方程计算了相应于各种态方程的中子星最大质量,结果是: MMFT-2(ml=2): M_(max)=2.22M(不含ρ介子) M_(max)=2.27M(加入ρ介子) MMFT-1(ml=4.3):M_(max)=1.69M(不含ρ介子) M_(max)=1.89M(加入ρ介子)     

疏散星团M11的维里质量

对疏散星团进行统计研究时,场星的混淆可能是一个严重问题,必须认真对待。本文详细讨论了在估算疏散星团维里(Virial)质量时,正确利用成员概率的重要性。分析表明,只有利用大概率的成员星才能得到合理的星团Virial质量。重新计算后M11的Virial质量为5094μ_⊙,与直接观测到的光度质量的最新结果(4671μ_⊙)符合得很好,维里系数为0.9。     

4C 21.35的γ射线光变特征及其与射电光变的相关性

利用从2008年8月5日到2013年10月23日Fermi-LAT的观测数据,对4C 21.35的100 MeV到300 GeV的γ射线数据进行了分析,总结了1天bin情况下的光变特征,并在3小时bin的基础上详细研究了所选的11个大的爆发,得到了5.4 h的最短光变时标。先用对射电光变曲线减去一个线性增长,再通过相关分析得到100 MeVE300 GeV的γ射线光变领先于15 GHz射电光变351.2_(38.0)~(13.8)d,并用γ射线辐射区对于射电辐射是光学厚对其加以解释,从而在辐射区匀速运动的假设下得到,这样的时延对应着γ射线辐射区到射电光学薄区域的距离为△r≈44.4 pc。通过与VLBA观测得到的15 GHz射电核的半径相比较,得到辐射区向外运动过程中可能存在减速的结论。     

研究太阳分离活动体光谱不对称轮廓的“多云模型”方法和应用

本文提出了处理分离的太阳活动体光谱不对称轮廓的一种方法──“多云模型”方法。在某些假设和一定的近似条件下利用本文提出的方法可同时得到太阳多个分离活动体的视向速度Ｖ，多普勒线宽△λ_Ｄ和线心光学深度τ_０，源函数Ｓ的近似值。文章给出了该方法的几个应用实例并进行了讨论。研究表明，计算所得的Ｖ和△λ_Ｄ的值是较为可靠的，二云模型是处理由两个分离活动体沿视线重叠而产生的不对称轮廓较为有效的方法。