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随着观测技术的进展,在星系中观测到了越来越多的大质量年轻星团和超星团,它们不能简单地归类于银河系中的疏散星团或球状星团,因而其性质和演化意义日益为人们所关注。该文对大质量年轻星团和超星团的发现、观测特征以及演化意义进行了较为系统的概要介绍。 相似文献
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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。 相似文献
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用Schwarzchidinld度规及波尔兹量方程求得星系中的星数密度,并利用广义相对论求得星的投影数密度,这样计算出的结果显示出中心部分的星多,那么中心区域会大半径处亮得多。 相似文献
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用Schwarzchdinld度规及波尔兹曼方程求得星系中的星数密度,并利用广义相对论求得星的投影数密度。这样计算出的结果显示出中心部分的星多,那么中心区域会比大半径处亮得多 相似文献
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移动星团视差的精确测定对于宇宙距离尺度以及许多天体物理关系的研究起重要的定标作用。因此,在大约一个世纪的时间内,确定移动星团视差的方法一直处于不断改进之中。对此作了简要介绍和评述。 相似文献
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疏散星团M67的初始质量函数 总被引:1,自引:0,他引:1
本利用合理的成员判定方法对典型年老疏散星团M67进行了成员判定,直接得到了该团存在空间和速度空间质量分层效应的结论。在研究PDLF和PDMF时,我们还合理地作了由分析样本不完备而带来的修正。最后,从理论上提出了一种动力学演化对疏散星团IMF影响的简易而普适的修正方法,利用该方法得到了M67在0.7M⊙≤M≤1.3M⊙间IMF的斜率为-1.67±0.09,与Miller和Scalo场星IMF斜率较 相似文献
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本文研究了大质量黑洞吸积盘的自引力,用薄盘位形上积分的方法计算了吸积盘自引力的径向与垂向分量,着重讨论了径向自引力。主要结果为:对于大质量黑洞(M~10~8—10~(10)M_⊙)吸积盘,在(R/R_g)~10~5—10~4的距离上,径向自引力会超过中心天体引力。在这个距离上,吸积盘的动力学结构完全不同于开普勒盘。提出了径向自引力不稳定扰动作为一种能源机制。本文还得到吸积盘自引力与中心天体引力量级比较的两个判据,并由此得到大质量黑洞吸积盘外半径的近似解析估计。本文结果可用于类星体和星系核吸积盘。 相似文献
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本文利用合理的成员判定方法对典型年老疏散星团M67进行了成员判定,直接得到了该团存在空间和速度空间质量分层效应的结论。在研究PDLF和PDMF时,我们还合理地作了由分析样本天区不完备而带来的修正。最后,从理论上提出了一种动力学演化对疏散星团IMP影响的简易而普适的修正方法,利用该方法得到了M67在0.7M⊙≤M≤1.3M⊙间IMF的斜率为-1.67±0.09,与Miller和Scalo场星IMF斜率较相符,并对该值的合理性进行了讨论。 相似文献
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老年球状星团和年轻的超星团是两类不同性质的致密星团,观测表明它们都表现出某种程度的质量分层效应.该文在介绍这两类星团质量分层的探测途径和观测表象的基础上,对形成这种分层效应的两种可能的机制--动力学分层和原初分层做了简要的讨论和评述. 相似文献
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与吸积率和爱丁顿吸积率的比率一道,黑洞质量也是活动星系核的一个基本参数。我们采用谢光中等的新方法去估计了21个blazar样本的黑洞质量(MH),同时运用了MBH-σ相关分析方法来估计同一个blazar样本的黑洞质量(Mσ),通过对两种不同方法所得样本黑洞质量的比较,我们发现(1)MH系统的小于Mσ,但是对于大多数blazar样本来说Mσ和MH之间的差别很小;(2)在Mσ和MH之间存在着一个有意义的相关性,相关系数为r=0.832,p≤1.0×10-4。以上述的这些性质和活动星系核标准模型为基础,我们证明了这两种方法所得的黑洞质量Mσ和MH之间的系统差异是因为Mσ描述的是宽发射线区(r≤rb)的黑洞质量,而MH描述的是黑洞周围在最内层轨道附近的连续发射区的质量。这就是说Mσ应该是被过度估计了。由Mσ和中心黑洞质量MH*的关系,我们再次计算中心黑洞质量MH*,并且发现中心黑洞质量MH*和MH几乎是相同的。 相似文献
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利用已发表的Trapezium星团和IC348星团的K波段光度函数和作获得的NGC663I波段的光度函数,将它分别与不同年龄一次形成或分批形成的模型计算结果作了比较,认为Trapezium星团的年龄为5×10^5年,IC348则为4-6×10^6年,且它们的成员星可能是持续产生的,NGC663的年龄据推算在1-3×10^7年之间。 相似文献
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本文利用若干疏散星团的实测资料,对近代确定星团成员的不同方法进行了比较和讨论,得到的结论是:这些方法主要用于星成员的研究可以取得基本一致的结果。合理的做法也许是应该根据星团观测资料的具体情况来选择确定成员的方法。 相似文献
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