用造父变星视向速度求银河系自转参数A

为建立银河系自转理论,由视向速度观测得到的较差自转效应曾用 O 型星及 B 型星、银河星团、造父变星等类天体详尽研究过.这方面的研究,不但显著证实银河系自转理论,而且可以决定自转参数,而自转参数又可以用来研究银河系的自转周期,系内力学定律及质量分布等问题.假定系内恒星的运动在稳定状态,且都绕核心作圆周运动.某恒星和银河系中心(简称银心)的距离为 R,银径为 l,银纬为 b,则因银河系自转而产生的视向速度较差效应     

掩星驿站

月掩星预报 月球在天球上每小时大约向东移动半度,这样我们有时候就会看到它遮挡住一些恒星或行星等天体,过段时间后,这些天体又会重新出现,这就是月掩星。对这种现象进行计时观测,得到的时间数据可以修正月球轨道精确数据、准确预测月球的运动、研究地球自转的不均匀性。     

月掩星预报

月球在天球上每小时大约向东移动半度,这样我们有时候就会看到它会遮挡住一些恒星或行星等天体,过段时间后,这些天体又会重新出现,这就是月掩星。对这些现象进行计时观测,得到的时间数据可以用来修正月球轨道精确数据、准确预测月球的运动、研究地球自转的不均匀性。     

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.     

自转二体问题中的PPN摄动力三分量S.T.W

本文导出了自转二体问题的PPN运动方程.并由此方程出发,得到了几种类型的自转产生的可积的PPN摄动力的三分量S.T.W.其适用性一般包括了自转效应较显著的天体系统,从而为完全解决自转二体问题的PPN效应奠定了基础.     

星系中心超大质量黑洞的自转

自转作为描述黑洞天体物理性质的两个基本参数之一,其研究正方兴未艾.本文以星系中心超大质量黑洞(SMBH)的自转为研究主题,阐述自转的确定、宇宙学演化及其对黑洞吸积历史的限制.SMBH附近的加速机制使粒子产生甚高能量的辐射,对这些辐射的观测可以给出中心黑洞的信息.基于此,我们提出了利用TeV光变限制黑洞自转参数的方法.基本原理是:TeV光变给出了辐射区域最大尺度的限制,吸积盘辐射场通过对TeV光子的吸收光深给出了辐射区域最小尺度的限制.由于吸积盘辐射场与黑洞自转直接相关,从而结合TeV光变可以限制黑洞自转.对于给定的光度,快     

计时观测测量脉冲星参数的数学模型与精度估计

脉冲星计时观测能够精确测量脉冲星自转参数和天体测量参数.概述了脉冲星计时模型和利用最小二乘拟合测量脉冲星各个参数并估计其方差的数学方法.在黄道坐标系导出了脉冲星各个参数误差与计时残差之间关系的数学表达式.给出了脉冲星黄经、黄纬和周年视差测量精度与脉冲星黄纬绝对值之间的关系曲线.讨论了脉冲星各个天体测量参数测量精度与脉冲星纬向参数本身的关系.     

年轻星天体的质量

质量是恒星最基本、最重要的物理量之一,它在恒星形成和演化过程中起着至关重要的作用.年轻星天体的形成机制以及早期演化过程是彻底解决恒星形成问题的关键所在,而年轻星天体形成过程中的物质下落、质量吸积以及外流等物理过程都与年轻星天体的质量密切相关.该文介绍了确定年轻星天体质量的一些常用方法,包括利用开普勒定律的动力学方法、赫罗图方法、年轻星天体脉动方法和磁层吸积方法等.并对这些方法的适用范围及测量精度进行了评述,还综述了各种方法的研究进展及未来可能的发展.     

天体自转四极引力辐射功率公式的近似改正

本文对于天体的几何形状、自转、内应力、内部运动和自引力等提出假设,计算得到天体自转四极引力辐射功率公式改正的明显表达式,并估算了脉冲星PSR1937+214的引力辐射功率。     

面向天体测量的矮行星Haumea相对测光试验

使用紫金山天文台姚安观测站80 cm望远镜在2022年2月至4月对矮行星Haumea进行了两轮观测。对所有的观测图像使用干涉条纹剔除技术,并利用相对测光导出了Haumea的仪器星等,最后对两轮光度测量结果进行归一化处理以便联合分析。通过相位弥散最小化(Phase Dispersion Minimization, PDM)方法以及Lomb-Scargle周期图法分别求得了Haumea的自转周期。两种方法求得的自转周期结果仅相差0.072 s,这表明所求周期具有良好的一致性。Haumea光度测量结果显示明显的双峰自转光变曲线,自转周期为3.915 4±0.000 2 h,峰峰值幅度为0.26±0.01 mag。通过导出的自转光变曲线,最终估计了Haumea由于自转产生的光度变化对位置测量的影响最大为-9～9 mas。这一测光观测对后续高精度天体位置测量具有基础意义。