Virgo星系团中星系与类星体成协

根据ＬＢＱＳ在Ｖｉｒｇｏ天区的类星体样品和ＢＳＴ的Ｖｉｒｇｏ星系团的星系样品，利用交叉相关函数的方法研究了类星体与星系成协的现象，发现在角间距５＇＜θ＜４０＇范围内成员星系与类星体有明显的成协性。而对背景星系不存在这种成协现象。本文还讨论了成协与视星等的关系问题。     

Virgo星系团中星系与类星体成协

根据ＬＢＱＳ在Ｖｉｒｇｏ天区的类星体样品和ＢＳＴ的Ｖｉｒｇｏ星系团的星系样品，利用交叉相关函数的方法研究了类星体与星系成协的现象，发现在角间距５＇＜θ＜４０＇范围内成员星系与类星体有明显的成协性。而对背景星系不存在这种成协现象。本还讨论了成协与视星等的关系问题。     

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.     

星系团及团内成员星系的研究进展(Ⅰ)

本文介绍了星系团的一般性质及团中成员星系的近期研究进展。内容包括星系团表,星系团的成员确定、光度函数、质量和动力学问题;以及cD星系的形成和演化、团中成员星系的环境效应等,并进而说明星系团研究的重要科学意义。     

Virgo星系团内次结构的特征尺度

在小波分析的基础上，用峰值计数法考察了Ｖｉｒｇｏ团天区的结构与次结构。在Ｖｉｒｇｏ团典型的双峰结构下面，发现还有１８０’和１２０‘两个明显的次结构的特征尺度，该结果有力地支持了等级式的成团模式。与之对应的波长下的小波强度分布清楚地显示了Ｖｉｒｇｏ团丰富的次结构及其分布情况，从中还发现了两个新的较小的次结构。     

COMA星系团的研究3.维里质量和运动学分析

本文利用Kent和Gunn提供的COMA团天区414个星系的视向速度资料,以及关于团成员的统计判别结果,确定了COMA团的维里质量并就若干运动学问题进行了讨论,分析表明COMA团是一个经历了一定时间的动力学演化,然而尚未达到充分弛豫阶段的星系团。就现有观测资料来看,COMA团星系的质量分层效应并不显著。由大概率成员星系确定的COMA团维里质量为产μ_V=2.63×10~(15)μ_⊙,总光度L=1.45×10~(13)L_⊙,质光比μ_r/L=182,光度质量μ_L=3.43×10~(14)μ_⊙。     

Virgo星系团的Virial质量和运动学分析

本文利用由Binggeli、Sandage和Tammann提供的Virgo团天区星系视向速度所确定的6°核区域的352个成员星系,得出团的Virial质量为μv=2.7×10~(14)μ。总光度L_B=2.0×10~(12)L,质光比μv/L_B=136,以及光度质量μ_L=4.1×10~(13)μ,Virgo团有着和Coma团类似的速度弥散度轮廓,近团中心部分的星系速度弥散度有减小的趋势。团星系呈现明显的形态分层,早型星系较之晚型星系明显向团中心聚集,速度弥散度较小(615:827公里·秒~(-1))。分析表明,Virgo团所经历的动力学演化过程很短,质量分层效应很不显著,是一个年轻的不规则星系团。     

疏散星团M11的研究:4.CM图、光度函数和分层效应

利用上海天文台 40cm天体照相仪底片资料所提供的疏散星团M1 1天区 (团心距r≤2 5′)内的 785颗恒星的相对自行和成员概率 ,讨论了M1 1的CM图、年龄、距离、半径、光度函数、质量和分层效应 ,得到M1 1的距离为 1 659pc ,年龄为 (1 .8— 2 .2 )× 1 0 8年 ,半径约为 2 4 .5pc ,光度质量 4354M⊙ ,位力质量 50 0 0M⊙ ,在确定光度函数时 ,提出了一种考虑样本天区不完备的修正办法 ,以便从观测光度函数导出现时光度函数 .分析表明 ,作为一个中等年龄的疏散星团 ,M 1 1中的团星已表现出较明显的空间质量分层效应 ;而另一方面 ,尽管存在速度质量分层效应 ,但很不明显     

Virgo星系团内次结构的特征尺度

在小波分析的基础上,用峰值计数法考察了Ｖｉｒｇｏ团天区的结构与次结构．在Ｖｉｒｇｏ团典型的双峰结构下面,发现还有１８０’和１２０’两个明显的次结构的特征尺度．该结果有力地支持了等级式的成团模式．与之对应的波长下的小波强度分布清楚地显示了Ｖｉｒｇｏ团丰富的次结构及其分布情况,从中还发现了两个新的较小的次结构。     

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ｆｂ小于团的外围部分；在场区中，ｆｂ之值大于团区的相应值。末简单讨论了ｆｂ的某些特征的可能含义。     

类星体的光度函数

主要讨论了光学选类星体的光度函数有其演化的达几年中的进展，目前在小红移范围已取得比较一致的结论，对ｚ〉２．２，由于类星样品的限制，对类星体光度函数的演化还存在着很大的分岐，在文中还比较了类星体光学，射电，Ｘ射线的光度函数的性质。     

中性大气折射映射函数和大气折射母函数方法

回顾了作为实用天文学和大地测量学中基本研究课题之一的大气折射函数研究的最新进展;介绍了近几年发展的大气折射母函数方法。对如今广泛地应用在空间测量技术中的几种映射函数,如ＣｆＡ２．２、ＭＴＴ等模型作出评述;特别分析了ＮＭＦ模型的优点和不足之处。还介绍了由大气折射母函数方法引出的大气延迟新连分式映射函数和天文大气折射的映射函数方法,利用ＶＬＢＩ实验中高度截止角与基线长变化的关系和探空气球（ｒａｄｉｏｓ     

宇宙弦和星系两点相关函数

本文对宇宙弦模型中的星系两点相关函数ξ进行了计算,并同Davis和Peebles的观测结果进行了比较,发现宇宙弦模型能较好地解释ξ的观测曲线。一个有意义的结果是我们利用宇宙弦图象自然地给出了其他宇宙模型难以给出的r_c≈3Mpch~(-1)处从1+ξ∝r~(-2)幂律到1+ξ∝r~(-0.85)幂律的转变点。     

疏散星团M67的初始质量函数

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。     

Numerical Fourier Expansions of the Planetary Disturbing Function

Various Fourier expansions of the planetary disturbing function can be computed numerically with the use of numerical Fourier analysis. The task to compute the most general five-dimensional Fourier expansion of disturbing function has become feasible with typical server-class computers quite recently. In such an expansion two anomalies, two arguments of perihelions and two longitudes of the node are independent angular variables, while two semi-major axes, two eccentricities and two inclinations are fixed numerically. The semianalytical expansion of the disturbing function resulting from numerical Fourier analysis theoretically converges for any values of the parameters except for those sets of parameters which allow the bodies to collide. Various aspects of the numerical computation of the Fourier expansion are discussed. Theoretical and practical convergence of the Fourier series is discussed and illustrated. This revised version was published online in July 2006 with corrections to the Cover Date.     

Estimating the Luminosity Function of M51-Type Galaxies

A new sample of M51-type galaxies consisting of 46 systems is used to estimate the B-band luminosity function. The luminosity function for the primary components of the systems can be described by a Schechter function with the parameters _* = (1.4±0.3)×10^-5 Mpc^-3, = -1.3^+0.4 _-0.3, and M _* = -20.3^+0.2 _-0.1. The values of the latter two parameters are comparable to those for isolated galactic pairs. The resulting estimate of the average density of M51-type galaxies is (4±3)% of the average density of isolated pairs for luminosities in the range -22^m.0<M<-16^m.0     

The Global, Local and Cluster Galaxy Luminosity Function

We review selected measurements of the galaxy luminosity function including the field, the local group, the local sphere, nearby clusters (Virgo, Coma and Fornax) and clusters in general. We conclude that, excluding the super-luminous cD and D galaxies, the overall cluster luminosity function is fully consistent with the field luminosity function over the magnitude range in common (–22 ≤ M _B –5log _{h 0.68} ≤ –17). We find that only in the core regions of clusters (r ≤ 300 kpc) does the overall form of the luminosity function show significant variation. However when the luminosity function is subdivided by spectral type some further variations are seen. We argue that these results imply: substantial late infall, efficient star-formation suppression, and the confinement of mass-changing evolutionary processes to the core regions only. This revised version was published online in July 2006 with corrections to the Cover Date.     

First Estimate of the Thick Disc Mass Function

In the present paper various observational data are used to compare seven most common models proposed to describe the behaviour of the interstellar extinction in different parts of the sky. The data for field stars, open and globular clusters are used to select the most adequate model at different distances and for different directions in the Galaxy. The results of this study allow to select the best models for particular distances and directions. They also make it possible to propose a synthesized model describing the interstellar extinction. This revised version was published online in July 2006 with corrections to the Cover Date.     

三点相关函数研究进展

三点相关函数或傅里叶空间的重谱(bispectrum)是研究由引力不稳定性演化产生的大尺度结构非高斯性质的最低阶统计量。介绍了相关函数的基本理论知识;结合观测和数值模拟的测量结果,以及暗晕模型预言的三点相关函数,阐述了三点相关函数及其傅里叶变换的重谱的研究进展。     

The Effect of the Initial Mass Function of Stars on the Burst Rate of GRBs

For the mechanism of production of γ-ray bursts (GRBs) it is rather generally recognized that the long-term γ-ray burst (LGRB) originates from the deaths of massive stars while the short-term γ-ray burst (SGRB) originates from the merging of close binaries. Therefore the speculation naturally follows that the number of LGRBs is directly proportional to the star formation rate (SFR). However, it is indicated from recent data analyses that this speculation does not fit the observations very well. It is considered that only massive stars with masses greater than a certain critical mass can produce the LGRB, so the initial mass function (IMF) of stars can significantly affect the production rate of LGRBs. In this paper it is considered that the IMF of stars can be used to explain the observed number distribution of the LGRBs with the redshift, and this has led to some good results.