疏散星团NGC 6866视场中5颗类太阳振动红巨星的星震学研究

由于星团中所有成员星是在近似相同的时间里由相同的气体星云形成,所有成员星具有相同的年龄、距离和化学元素,所以星团中的所有成员星可作为一个整体来研究.此时自由参量较少,这为天体物理的研究提供了一个独特的机会.因此,对星团年龄的确定比对单颗恒星年龄的确定更准确.以耶鲁-伯明翰(Yale-Brimingham)Pipeline技术为核心结合星震学方法,分析并推导了星团NGC 6866视场中5颗被观测到具有类太阳振动红巨星的年龄、质量等恒星参数.发现该星团视场中这5颗类太阳振动恒星中有4颗恒星的年龄不完全一致且大于1 Gyr,远大于利用其他方法得到的星团NGC 6866的年龄(约0.65 Gyr).这意味着这4颗类太阳振动恒星可能不是该星团的成员星.同时利用星震学方法获得KIC 8329894恒星的年龄为0.60976_(-0.085175)~(+0.057327)Gyr,与星团的年龄基本一致;另外,把这5颗被Kepler所观测到的红巨星与LAMOST(大天区面积多目标光纤光谱天文望远镜)的数据做了交叉证认,从而更加确定该红巨星为星团成员星.因此该恒星的星震学年龄也可以作为疏散星团年龄的进一步验证和限制.     

LAMOST-Kepler视场中富锂巨星表面转动研究

Kepler卫星提供的长时序、高精度的光度观测和郭守敬望远镜(LAMOST)提供的大规模光谱观测为研究恒星表面转动周期与富锂巨星锂丰度关系提供了良好的数据.将LAMOST搜寻到的富锂巨星与Kepler观测交叉,获得了619颗共同源,研究了其中295颗有良好观测数据的富锂巨星的表面转动.在205颗有星震学参数的恒星中提取出14颗恒星的转动周期,其中氦核燃烧星(HeB) 11颗,红巨星支(RGB) 2颗, 1颗演化阶段未确定.本样本中的极富锂巨星(A(Li) 3.3 dex)皆为HeB;对于90颗没有星震学参数的样本因而没有依靠星震学手段确定演化阶段的恒星中,有22颗提取出了自转周期.前者的自转探测率为6.8%,显著高于之前工作中大样本巨星2.08%的探测率.同时,此研究首次从自转周期的角度确认了恒星转动与巨星锂增丰存在相关性,在增丰程度较弱时,自转周期分布比较弥散;强锂增丰的星倾向于快速转动.富锂巨星与极富锂巨星在转动速度随锂丰度的演化上展现了两个序列,在转动-锂丰度图上的A(Li)≈3.3 dex处产生第2个下降序列,或许暗示了两者在形成机制上的不同.极富锂巨星的样本中,随巨星锂增丰程度增强,恒星转速加快.这种相关性为由转动引起的额外混合作为富锂巨星形成的机制提供了支持.     

DA型脉动白矮星G255—2的双站联合观测和初步的星震学分析

介绍中法双方分别于１９９５年对ＤＡ型脉动白矮星Ｇ２５５－２进行的两次高精度的光电测光联合观测,在仔细的数据处理之后 进行了多重频率脉动分析,得到了该星的本征脉动模式,同时,结合ＤＡ型脉动白矮星的理论模型进行了初步的星震学分析。     

DA型脉动白矮星G255—2的双站联合观测和初步的星震学分析

介绍中法双方分别于１９９５年和１９９７年对ＤＡ型脉动白矮星Ｇ２５５—２进行的两次高精度的光电测光联合观测．在仔细的数据处理之后进行了多重频率脉动分析,得到了该星的本征脉动模式．同时,结合ＤＡ型脉动白矮星的理论模型进行了初步的星震学分析．     

脉动稳定性对恒星对流包层氦丰度的依赖

捅姜利用一种非局部和非定常的恒星对流理论,计算了3种不同氦丰度(Y=0.28,0.13,0.00)、太阳金属丰度(Z=0.02)、质量1.4~3.0 M_☉恒星演化模型的径向和低球谐阶F-p8模的线性非绝热脉动.数值计算结果表明,理论的δScuti变星脉动不稳定区红边界几乎不随氦丰度变化而改变.随着氦丰度降低,δScuti变星脉动不稳定区蓝边界向低温方向推移,脉动不稳定区中热方的高温星变得脉动更稳定;而冷方的低温星则变得脉动更不稳定.这似乎表明不大可能用氦弥散去解释δScuti脉动不稳定带中的不变星.然而脉动不稳定带热方和冷方中的不变星与变星的比例可能作为是否存在氦弥散的一种观测证据.     

恒星类太阳和类长周期变星脉动激发机制的理论探讨

利用一种非局部和非定常的恒星对流理论,计算了0.6～3.0 M☉恒星演化模型的线性非绝热脉动.结果表明,赫罗图上脉动不稳定带右方的脉动不稳定的低温恒星可以分成2大类(群).一类由主序矮星、亚巨星和中低光度红巨星组成的类太阳振荡恒星,它们的中高阶(径向阶nr≥12)p模是脉动不稳定的,而低阶(nr≤ 5)模是脉动稳定的;另一类是由亮的红巨星和渐近巨星支星(AGB)组成的类长周期变星,它们的低阶模(nr≤5)是脉动不稳定的,而高阶模(nr≥12)却是脉动稳定的.能利用对流与脉动的耦合统一解释造父变星脉动不稳定带红边界、类太阳和类长周期变星脉动.对赫罗图右方的低温恒星的中低阶p模振荡,对流与脉动的耦合是主要的脉动激发和阻尼机制,而湍流的随机激发机制仅对类太阳振荡高阶p模重要.     

云南天文台台刊(2003)总目次

恒星作为X射线脉冲星的磁星李向东 (1) .1…………………………………………………脉冲星的射电辐射罗庆环 (1) .6……………………………………………………………低质量X射线双星的毫秒级准周期信号—最近的进展YUWen -fei (1) .12……………空间星震学观测—国外项目与中国方案付建宁 (1) .16…………………………………星族合成张奉辉 ,李立芳 ,韩占文 (2 ) .1…………………………………………………观测结果对三成分多分量化学演化模型的约束宋汉峰 ,吴海滨 ,张波 (3) .1…………毫秒 (ms)脉冲星计时观倪广仁 ,柯熙政 ,杨廷高 ,李孝…     

仙王座β型变星的观测特性和脉动激发机制

仙干座β型星是上部土序的一类短周期变星,它们的脉动起因是一个长期使人困惑的问题。本文评述了仙干座β型星的一些观测特性,如物理参数,不稳定带在赫罗图中的位置,演化阶段,周期和脉动模式等。我们同时也讨论了几个脉动激发机制,即恒星通过什么途径使别的能量转化为脉动的机械能。机制分深层和包层两类,重点讨论了不透明度机制。     

上部主序星非径向脉动不稳定模

根据非局部和非定常恒星对流理论,计算了质量3～30 M_⊙恒星演化模型低球谐阶(l=1～4)p4～g39非径向模的线性非绝热脉动,研究了对流对非径向脉动的影响.结果表明,对流对恒星非径向脉动稳定性有不可忽略的影响.然而假若不关注单个恒星和单个振动模的细节,从总体上粗略地看,理论的脉动不稳定区的大致位置和范围并未受到对流的明显影响.     

大质量恒星演化研究

由于高光度和高质量损失率等特性，大质量恒星在星系形成和演化等现代天体物理学的研究中扮演着重要的角色。自上世纪中叶以来，恒星物理研究揭示了大质量恒星内部结构和演化的主要特性，并且构造了一些大质量恒星的演化模型。然而，近年来对大质量恒星的观测表明，已有的这些理论演化模型与观测结果之间存在着严重的分歧。在主导大质量恒星演化最主要因素(即质量损失、内部对流等问题)的处理上，现有的理论有很大的缺陷。综述了目前对上述这些问题的研究现状，并探讨了今后的研究方向。     

贫金属富碳天琴RR变星的形成

贫金属富碳恒星(Carbon-Enhanced Metal-Poor, CEMP)是研究宇宙早期恒星性质和化学演化的极佳样本,通常认为来自双星.目前发现的贫金属富碳星中有9颗天琴RR变星(RR Lyrae star, RRL),其中至少7颗未表现出任何双星特征.传统双星物质转移模型不足以充分解释贫金属富碳天琴RR变星(CEMP-RR Lyrae)单星的形成.之前研究表明氦白矮星和赫氏空隙星(HG)的并合模型可以解释部分富碳红巨星单星的碳增丰现象,因此贫金属富碳星单星也可能来自氦白矮星和赫氏空隙星的并合模型渠道.通过详细计算的氦白矮星和赫氏空隙星并合模型来检验这一演化渠道,结果表明:该并合模型在后续的演化过程中,其重力加速度、温度、表面碳丰度均能与观测符合较好.由此,氦白矮星和赫氏空隙星并合模型极有可能是贫金属富碳天琴RR变星的形成渠道之一.     

HD 140283元素丰度分析及弱r-过程元素天体物理来源

HD 140283是一颗近邻极贫金属亚巨星,形成于宇宙大爆炸初期,被认为是迄今为止最古老的恒星之一,同时它也是一颗典型的弱r-过程星,对它的研究有助于深入理解宇宙早期演化、丰富元素核合成理论.将HD 140283从C到Zn的观测丰度与单个超新星(SN)事件元素理论产量进行拟合,得出HD 140283可能诞生于前身星质量为22.5 M⊙(下标"⊙"代表太阳)的超新星爆发污染的星云.基于同样的方法,研究了另外5颗典型弱r-过程星,分别得出了污染产生这些恒星的气体云的超新星前身星质量,进一步推测了弱r-过程可能发生的天体物理环境.     

利用子午仪光子计数观测资料计算星像直径

对于一颗在大气外层不可分辨的恒星,当其光线通过地球大气层后,恒星的星像光度呈高斯分布;而子午仪光子计数观测记录下与其星像光度相关的轮廓曲线。采用模拟光子计数观测方法,求得恒星星像直径的经验公式。利用恒星的子午仪光子计数观测资料,使用最小二乘估计方法,并考虑到模拟计算星像直径的经验关系式,可以求出恒星子午仪光子计数观测的实测直径。用该方法对一组星的观测资料,求出其平均星像直径为3″.2。     

中国古代恒星观测(续二)

(接上期)宋代的恒星观测持续不断,观测记录翔实丰富,星图绘制准确科学。宋代的恒星观测成果丰富,给我们留下了大量宝贵的科学遗产,表明它在中世纪时期达到了巅峰。天文仪器日臻完善,是这—硕果的保证。北宋至南宋的300余年中有记载的制造浑天仪6座、浑天象4座,大规模恒星实测有7次。其中景祐年间的恒星测量现留有341颗星的位置表——杨惟德星表,皇祐年间(公元1052年)的恒星观测现留有360颗星的位置表——周琮星表。     

AGB星氦燃烧壳层源出现非稳定热核反应的判据

建立了热脉动AGB星氦燃烧壳层源出现非稳定热核反应的判据,新判据包含 了丰富的物理信息,它不仅与热脉动AGB星氦燃烧壳层源的几何性质有关,而且与氦燃 烧壳层源的力学、热学和化学的性质都有关． 提出了热脉动AGB星氦燃烧壳层源非稳定热核反应的发生和消失的机理,它可表述 为:热脉动AGB星氦燃烧壳层源的局部区域出现对流不稳定区会触发非稳定热核反应的 发生,非稳定热核反应会促使氦燃烧壳层源急速膨胀,氦燃烧壳层源的急速几何形变会消 除非稳定热核反应． 用改进后的Kippenhahn恒星演化程序对5M(?)恒星进行了从主序星到热脉动AGB 星的演化模型计算,结果表明新判据能很好地反映5M(?)AGB星氦燃烧壳层源的热核反应 情况．并得出5M(?)热脉动AGB星在第6次热脉动周期阶段,被挖掘到热脉动AGB星 表面的元素主要是在温度lgT2／K<8．155和密度4．0相似文献   

弱发射线T Tauri型星的高色散光谱观测

应用国家天文台兴隆观测基地2.16 m望远镜及其高色散光谱仪,对6颗弱发射线T Tauri型星(Weak-line T Tauri Stars,简称WTTS)进行了高色散光谱观测,计算了这些弱发射线T Tauri型星的锂元素丰度,讨论了这些弱发射线TTauri型星锂丰度和恒星自转周期、光变幅度的关系,研究发现:自转较快的弱发射线T Tauri型星锂丰度小于自转较慢的弱发射线T Tauri型星锂丰度;但是这些弱发射线TTauri型星,其锂丰度与恒星在V波段的光变幅度并没有明显的相关性.     

AGB星的超星风与热脉动的研究

至今国际上对ＡＧＢ星的超星风、热脉动及振动的理论研究工作中都忽略了湍流压的存在，然而对于一个整个外壳都处于完全对流的ＡＧＢ星，湍流压是存在的，并且由于湍流压的存在将对气体压强、密度、温度以及各热力学量产生影响，因而对ＡＧＢ星的超星风、热脉动及振动产生影响。本文以恒星结构演化理论中常用的混合程对流理论为基础，给出了湍流压以及考虑湍流压情况下恒星内部物态方程和各热力学量的表达式，并给出了判别恒星外壳产生动力学非稳定性的判据，并在此基础上研究了质量为２．８Ｍ⊙和７Ｍ⊙的恒星从主序到ＡＧＢ星的演化。目的是研究有湍流压情况下ＡＧＢ星的超星风及热脉动的机理。结果表明，对于７Ｍ⊙恒星，在红巨星及ＡＧＢ阶段，湍流压可以达到总压强的３０％，并且对恒星的结构产生重要影响，对于２．８Ｍ⊙恒星，在红巨星及ＡＧＢ阶段影响较小。由于湍流压的作用，２．８Ｍ⊙和７Ｍ⊙恒星在ＡＧＢ阶段和红巨星阶段，靠近表面的区域会出现动力学非稳定性，造成物质向外喷流，这就是ＡＧＢ星和红巨星产生强大星风的物质损失的原因。研究还表明，湍流压效应造成７Ｍ⊙ＡＧＢ星的氢燃烧壳层产生主周期为５０年的脉动现象，同时使氦燃烧壳层的热脉动提前发生和周期变短     

δScuti型变星BDS 1269 A的多重脉动频率激发

以同一参考系归化Percy及Rucinski在1976年10月9日至11月6日获得的BDS1269A的光电测光数据后,利用多重周期分析方法进行周期分析,在周期初值的选取中尽可能穷尽所有可能的组合,最后根据最小残差获得最佳组合.我们认为BDS 1269 A的最佳频率解为:f_1=6.22999周每天,f_2=6.50840周每天,f_3=11.77324周每天,f_4=9.7136周每天,f_5=11.33694周每天.反证实验证明这组频率是充分的.基于以上频率解,一个非径向脉动目转分裂模型得以建立,其预言的自转速度。v_6=30km s~(-1)与BDS 1269A是一颗低速自转恒星的观测结果相吻合. 1987年10月16日至24日,我们取得了BDS1269 A的459个新的V波段光电观测点.上述频率解拟合此数据结果很好,拟合残差与观测误差一致.频率解得到了一次验证.     

湍动对流与变星脉动稳定性

对低温变星的脉动激发机制中的一些争议问题进行了评述:(1)大多数人相信γDoradus型变星是由所谓的阻塞对流机制所激发.研究表明,γDoradus和δScuti变星的激发机制不存在任何实质性的差别,他们是更大一类δScuti-γDoradus变星的2个次群:δScuti变星是p模脉动子群;而γDoradus是g模脉动子群.(2)大多数人相信太阳5分钟振荡和恒星的类太阳振荡被对流所阻尼,他们是由所谓湍流随机激发机制驱动的.研究表明,对流并非单纯只是脉动的阻尼机制,否则无法解释Mira变星和类Mira变星.利用非局部和非定常的恒星对流理论,不仅可以重现δScuti和γDoradus脉动不稳定区,也可重现低光度红巨星的类太阳振荡和高光度红巨星的类Mira振荡特性.     

1800颗恒星的三千年来的年首平位置

为研究古代的恒星位置观测,用矩阵转换方法计算了1800颗亮星从公元前1051年到公元2050年的平位置(每世纪给出一值)赤道和黄道坐标。文中讨论了计算方法,介绍了计算过程、资料来源和精度估计,给出恒星目录及几颗星的例表和例图。