超新星在旋涡星系中的径向分布

本文研究了在1993年3月28日之前发现的899颗超新星（SNe）的样本．其中277颗SNe被用来研究超新星在其母星系中的径向分布．我们研究了四个星系样本中超新星在产生单个超新星（称为一般超新星）的星系及在产生多个超新星（称为多重超新星）的星系中的径向分布．这四个星系样本为：总旋涡星系样本，Sb～SbC星系样本，SC星系样本，Sc～Sd星系样本．研究的结果表明：一多重超新星比一般超新星在其母星系中具有更集中于星系核心（大多数恒星形成发生的地方）的倾向，说明星系中心的恒星形成活动会影响多重超新星事件的发生从而影响超新星的频率分布     

SN1996W：中国天文学家首次发现的河外超新星

１９９６年４月１０日，使用北京天台兴隆观测站６０ｃｍ望远镜及其主焦上的ＴＩ２１５ＣＣＤ照相机，在ＮＧＣ４０２７天区发现了一颗超新星，这是今年开始的超新星巡天计划的第一个结果，这颗超新星已被ＭｃＤｏｎａｌｄ天台的王力帆证实，并被分类为ＩＩ型超新星，国际天学会中央电报局已将它列为ＳＮ１９９６Ｗ＾（２）。     

后发团盘星系自转轴方向的分布

本文对后发团中心２．６３°×２．６３°范围内１３８个盘星系（９４个Ｓ０星系，４４个Ｓ和Ｉｒ星系）的自转轴方向的分布作了分析，结果表明，后发团中盘星系自转轴方向的分布是非均匀的．相对于假设的均匀分布，有较多的Ｓ０星系的自转轴平行于团平面，并且Ｓ０星系的自转轴在团平面上的投影倾向于沿着偏离团中心方向约４５°的方向；对于Ｓ和Ｉｒｒ星系，自转轴倾向于平行或垂直于团平面，自转轴在团平面上的投影则倾向于平行团中心方向．本文证实了后发团中盘星系自转轴方向分布的非均匀性及其与星系形态类型的相关，而且可能与星系光度也有关．样本越深，自转轴指向的分布似乎越不均匀．本文结果说明后发团存在一个优势平面（可能的团平面），在各种星系团及星系形成理论中，有支持“薄饼”（ｐａｎｃａｋｅ）模型的迹象．     

富氧AGB星在银河系中的分布

根据ｖａｎｄｅｒＶｅｅｎ（１９８８）划分的ＩＲＡＳＰＳＣ的ＩＲＡＳ双色图区域选择了一批富氧ＡＧＢ星的样本，对其银河系分布进行的分析表明：它们属于盘星系，主要分布在旋臂上，将其旋臂结构与已知的ＨＩＩ区的旋臂结构进行拟合，得到这批富氧ＡＧＢ星的平均光度为８３００Ｌ⊙（Ｒｏ＝８．０ｋｐｃ），     

富氧AGB星在银河系中的分布

根据ｖａｎ ｄｅｒ Ｖｅｅｎ（１９８８）划分的ＩＲＡＳ ＰＳＣ的ＩＲＡＳ双色图区域选择了一批富氧ＡＧＢ星的样本，对其银河系分布进行的分析表明：它们属于盘星系，主要分布在旋臂上，将其旋臂结构与已知的ＨＩＩ区的旋臂结构进行拟合，得到这批富氧ＡＧＢ星的平均光度为８３００Ｌ⊙（Ｒ。＝８．０ｋｐｃ），     

后发座中的“黑眼睛星云”——M64

在后发座中部的一群亮星的下方有一个由３颗５等星：后发座２３、２０和２６组成的等边三角形,在最东边后发座２６的东３°处是后发座３５,在这颗星的东北１°处就是Ｍ６４（ＮＧＣ４８２６）。它被称为“黑眼睛”星云,实际是一个Ｓｂ型的旋涡星系。它的位置为赤经：１...     

UKST巡天第349号天区中4个星系团内不同颜色成员星系的分布

本文利用Ｅｄｉｎｂｕｒｇｈ／Ｄｕｒｈａｍ南天星系表的资料，以及ＵＫＳＴ巡天第３４９号天区Ｒ片星像的ＣＯＳＭＯＳ机扫描参数，对４个星系团内不同颜色成员星系的分布作了统计分析。结果表明：在这些团的内区，蓝星系在成员星系总数中所占的比例ｆ_ｂ小于团的外围部分；在场区中，ｆ_ｂ之值大于团区的相应值。文末简单讨论了ｆ_ｂ的某些特征的可能含义。     

M32：M31的致密伴星系还是普通的背景星系？

我们的银河系,是一个称为本星系群的星系部落中的第二大成员。这个星系部落中最大的星系就是我们熟知的旋涡星系—仙女座大星云,M31（或称NGC224）,一般认为,它至少被四个“早型星系”所环绕：M32（或称NGC221）、H110（或称NGC205）、NGC185和NGC147①,以及一些没有NGC编号（因为它们的发现时间相对比较靠后）的更小的卫星星系。     

ROSAT选射电源的性质：Ⅰ.样本

ＲＯＳＡＴ卫星的全天巡天观测到了一大批射电星系和各种活动星核,为我们研究这些活动性剧烈的河外天体的辐射机制、多波段辐射相关性以及各类星系核之间的演化联系提供了重要数据。通过将ＲＯＳＡＴ全天巡天观测与ＰＭＮ射电（５ＧＨｚ）巡天观测进行交叉证认,我们得到了６４２颗天射电源。对这些对应体随后进行的光学证认构建了一个星系和活动星系核的大样本。其中３１１个对应体（占５２％）被过去的光学观测证实为河外天体（包     

NGC 4321中超新星1979_c的照相研究

1979年4月23日—12月27日,我们用北京天文台40/200cm双筒天体照相仪对旋涡星系M100(NGC 4321)中的亮超新星SN1979c进行了照相观测.本文简述了观测情况,并结合前人的观测,分析讨论了我们的结果. 它的光变曲线可以`划分为四个阶段.5月8日—6月5日间光变曲线有驼峰状突起.其光度变化既不同于Ⅰ型超新星,也与典型的Ⅱ型超新星不完全吻合. 计算得到超新星亮度极大时的绝对照相星等为M_(pg)(max)=-19~(m)78;极大光度L_SN(max)=1.076×10~(10)L⊙. 我们利用Balinskaya和Carney等人1980年发表的三色测光资料计算了这颗超新星在不同时刻的色温度变化,推算出它极大时刻的色温度约为T_c(max)≈9.0×10~3K. 爆发期间超新星辐射的总能量E_t=4.2×10~(16)L⊙. 根据这颗超新星的光变曲线、在星系中的位置及爆发期间辐射的总能量等主要特征,我们认为SN1979c是某些性质比较特殊的II型超新星.     

我国近年来天文的新发现

这里叙述的新发现仅指某一特殊类型的发现（如新星，超新星和小行星等）及某一特殊类型天体的认证（如X射线源证认为类星体等），而不包括某一类天体的某种天象及未知性质源的列表（如深度成像观测得到的前人没有纪录过的一般天体，如恒星，但一些特殊天体亦列入），由于收集不全面和所谓“发现”定义的困难，向有发向而未列入者先歉意。从80年代后期开始，我国的观测设备有了很大垢发展，所以有一批重的的天文发现，为天文提供了很好的机会，它包括下面几方面，层系层次天体：（1）用X射线源和射电源证认了一批包括类星体，BL Lac天体，赛弗特天体在内的活动星系核；（2）用IRAS源证认了一批W－R星系；（3）BATC巡天在一个星系周围发现了一个“环”。恒星层次天体：（1）河外星系中发现了一批超新星的一个新星，（2）发现了和用ROSAT源证认了一批激变变星，（4）BATC和超新星巡天发现了一批变星，（4）发现了若干新的δSct变星，（5）发现了一批Herbig-Haro天体，（6）发现了一批水脉泽。行星层次天体：（1）发现了大批小行星，特别是有些是近地不行星，（20发现若干彗星。     

一个最靠近银河系的矮椭圆星系

一个最靠近银河系的矮椭圆星系银河系附近分布着１０个矮椭圆星系，现在，在人马座又发现一个矮椭圆星系，它比已知的姊妹星系更接近于银河系。英国剑桥天文研究所的伊瓦塔（ＲｃｈｇｏＩｂａｔａ）。欧文（Ｍｉｋｅｌ。ｎ）和吉尔摩（ＧｅｒｒｙＧｉｌｍｏｒｅ）在用位于...     

LAMOST星系红移巡天的数值模拟研究:(Ⅰ)理论模型及模拟样本构造

基于N体数值模拟技术,给出在各种宇宙学模型框架下,产生LAMOST红移巡天的模拟样本的方法．在模拟样本构造中,采用双参数的tagrange偏袒模型,并结合LAMOST的设计,考虑了径向选择效应及巡天几何的限制;同时还根据星系形态和环境的关系,进一步对模拟样本的星系形态进行分类．选择APM的亮星系样本对模型进行检验,并通过计算其角相关函数和模型进行比较．计算结果表明,对包括所有形态的星系样本,模拟样本给出了和观测相符的结果,而对基于Postman和Geller的形态一环境关系所得到的不同形态的模拟星系分布,模拟样本中的椭圆星系和透镜星系不足以解释APM亮星系样本中的成团强度,即强偏袒效应．最后,从实测角度出发,对采用的模拟方法和样本进行评估．     

LAMOST星系红移巡天的数值模拟[3mm］研究:(I)理论模型及模拟样本构造

基于N体数值模拟技术,给出在各种宇宙学模型框架下,产生LAMOST红移巡天的模拟样本的方法. 在模拟样本构造中,采用双参数的Lagrange偏袒模型,并结合LAMOST的设计,考虑了径向选择效应及巡天几何的限制;同时还根据星系形态和环境的关系,进一步对模拟样本的星系形态进行分类. 选择APM的亮星系样本对模型进行检验,并通过计算其角相关函数和模型进行比较. 计算结果表明,对包括所有形态的星系样本,模拟样本给出了和观测相符的结果,而对基于Postman和Geller的形态环境关系所得到的不同形态的模拟星系分布,模拟样本中的椭圆星系和透镜星系不足以解释APM亮星系样本中的成团强度,即强偏袒效应. 最后,从实测角度出发,对采用的模拟方法和样本进行评估.     

三角座中的“纸风车”─—M33

三角座中的“纸风车”─—Ｍ３３朱悫编译Ｍ３３（ＮＧＣ５９８）是三角座中的一个Ｓｃ型旋涡星系，其赤道坐标为：ａ：０１ｈ３３ｍ．９；δ：３０°３９’（２０００．０历元）。视大小５５’×４０’，视星等６．７等，距离对万秒差距（２３５万光年）。１７６４年８月...     

两点相关函数、关联分维及IRAS星系大尺度分布的典型尺度

本文对两点相关函数及关联分维间的关系进行了讨论，以ＩＲＡＳ星系红移巡天样本作为例子进行分析，分析结果表明，在大尺度（≥１５─２０ｈＭｐｃ）上，ＩＲＡＳ星系的分布既不能用简单幂律形式的两点相关函数，也不能用简单分形来描写。它可以用多级分形来更好地描写。多级分形结构的主要特征之一是存在典型尺度，即相邻分形级间的转变尺度，用非归一计数方法可以有效而准确地确定这些典型尺度，存在典型尺度对目前已有的结构形成模型提出了挑战。     

星系团的射电研究进展

我们从四个方面综述星系闭的射电研究进展。首先介绍了星系闭中的分立射电源，特别是ｃＤ星系研究的一些最新进展和结果。继而介绍了星系闭中射电晕的分类、目前的观测结果和理论解释。星闭中的磁场主要由射电研究得出，在本文中对此也作了适当的介绍和讨论。最后还简介了在星系闭射观测中发现的ｒｅｌｉｃ射电源。     

星族综合模型与星系的颜色演化

本文利用Ｂｅｒｔｅｌｉ等人新算出的等龄线，以及Ｇｕｎｎ和Ｓｔｒｙｋｅｒ观测的恒星光谱（３１３０－１０８００）构造了一个星族综合模型．该模型能预计金属丰度在Ｚ＝０．０００４－０．０５，年龄在１０７－２×１０１０年范围内的简单星族（ＳＳＰ）的光谱能量分布（ＳＥＤ）．利用ＳＳＰ，通过对不同时刻恒星形成率的卷积能够得到星系的ＳＥＤ的演化．我们计算出ＳＳＰ以及星系在ＵＢＶＲＩ系统和ＢＡＴＣ１５色中带测光系统中的颜色．计算出的从Ｅ／ＳＯ到Ｓｄｍ各类星系的ＵＢＶＲＩ颜色在年龄为１２Ｇｙｒ时都和观测符合较好．因此，我们的模型为正在进行的关于星系ＳＥＤ的多色测光研究提供了理论上的探索．     

一个极高光度IRAS星系样本在20cm观测的初步结果

使用澳大利亚致密阵（ＡＴＣＡ）在１．４ＧＨｚ上观测一个极 度的ＩＲＡＳ星系样本。在这个样本所包括的３７个ＩＲＡＳ星系中,探测到１９个源的射 电发射 ,获得了它们的射电参数,如峰值位置,射电流量等。该样本的射电功率范围在２２．９〈ｌｏｇＰ１．４Ｇ（Ｗ／Ｈｚ）〈２３．８,本文给出了观测的初步结果。     

边缘耀斑中HeI 10830的加宽计算

讨论了 ＨｅＩ １０８３０Ａ的 Ｄｏｐｐｌｅｒ和 Ｓｔａｒｋ加宽机制以及各种加宽参数的计算，并 得到以下一些结论：辐射阻尼对 ＨｅＩ １０８３０ Ａ的加宽作用与 Ｄｏｐｐｌｅｒ效应相比可以忽略； 在公认的耀斑电子密度（Ｎｅ＝３．２ ×１０１３ｃｍ－３）的情况下，所有阻尼项均不可能产生可以 觉察的加宽；直到 Ｎｅ＝１０１５ｃｍ－３，各种阻尼对线心半宽的增加都不起作用，其值最多 在１０－３的量级，因此；线心都可以看作是Ｄｏｐｐｌｅｒ加宽；当 Ｎｅ＞１０１４ ｃｍ－３时，Ｓｔａｒｋ 加宽，特别是电子碰撞的 Ｓｔａｒｋ加宽将在 ＨｅＩ １０８３０ Ａ的加宽中起主要作用；如要 Ｓｔａｒｋ 加宽谱线的线翼比纯Ｄｏｐｐｌｅｒ加宽大１－２倍，则阻尼加宽半宽与。可以相比拟；如果 用 Ｓｔａｒｋ加宽来解释 １９８９年边缘耀斑的观测轮廓，则电子密度将达１０～（１７）ｃｍ－３，与氦 原子的碰撞阻尼（γ３）造成的加宽对Ｉ１２和Ｉ３两分量明显不同，它们对Ｉ１２的影响比对Ｉ３ 的影响大近一个量级，我们的观测显示Ｉ１２和Ｉ３线翼的延伸基本一样，因而我们的观测 轮廓不可能是γ３造成的