英仙座软木塞星云M76

行星状星云M76(NGC650及651)因其外貌像两只相对着的软木塞而被称为软木塞星云,但实际上和M27一样也是一个哑铃状的天体。它的赤道坐标为:赤经1时42.4分,赤纬+51°34′;视星等10.1;角直径67″;距离3900光年。梅西叶在1780年10月21日观察它时有这样的记述:这个天体是我的年轻同事梅襄(PjerreMechain)在1780年9月5日首先发现的,它是靠近     

透镜状星系M85

梅西叶天体 M85(NGC4382)是一个透镜状星系。它的赤道坐标为:赤经12时25.4分,赤纬 18°11′。视星等:9.1,面亮度:13.0,角径:7.′1×5.5′,距离:5.5千万光年。发现者:PierreMechain,1781年。梅西叶1781年3月18日对其观测记录写道:无星的星云,位于后发座 Flamsteedll 与14星之间,室女座女神手持麦穗的上面一点儿。此星云很暗淡。M.Mechain 在1781年3月4日测定了其位置。NGC 的简述:很亮,相当大,圆形,中间北偏西有一颗亮星。虽然 M85位于后发座,但它也是室女座“星云王国”(以前对星系的本质不了解时,把星系一律称为星云)的成员之一。具有讽刺意味的是:此透镜状星系与室女座中的 M84实际是一对“双胞胎”,两者的距离都是5.5千万光年,都是9星等,质量分别为太阳的5千亿和4千亿倍。与 M84一样,M85也是一个旋臂不明显的贫气星系。M85位于后发座 Flamsteedll,一个4.7星等星东侧1。多一     

巨椭圆星系M87

M87(NGC4486)的赤道坐标为:赤经12时30.8分,赤纬 12°24′;视星等8.6,面亮度:12.7,角经8.3′×6.6′。距离:5 500万光年。梅西叶发现它时(1781年3月18日)的记录如下:室女座中无星的星云,星云的上端紧挨着一颗8等星,该星与M87有相同的赤经,但赤纬为 13°42′21″。此星云显得与另两个星云M84和M86有相同的亮度。 NGC的简述:很亮、很大、圆形,中部非常之亮,三者中这第三(最东端)。 M87可以称得上是—能量巨大的星系,其质量是太阳的8000亿倍,是最大的星系之一,也是室女座较亮的     

河外星系的照相光度学

本文先敘述三十年來关于河外星系光度方面做過的主要的工作:短焦距照相法,移盒法(Schraffier-Kassette),光電法与谱線轮廓光度法。跟着再提出我们所用的法布里(Ch.Fabry)的圓形目鏡法,和用这个方法测定的175个河外星系的总星等,并由此對於室女座星系圈內,由9.2至13.2星等的40个星系,建立了一个光度序(Séquence photomérique)。使用開孔逐漸增大的光(?)所作的测量,可以綜合周界区的光度,以求星系的总星等。由法布里方法的测量和由别的方法测得的結果比较,表现以下几个事实: a)短焦距照相法(Harvard,Lund)所得的结果,既不精確,又混有系统差在内。 b)焦外照相法也有系统差。 c)光电测量的结果和由轮廓光度導出的星等同我們的测量非常相合。对于64个可以分解的星系,绝對星等M很好发为高斯曲線所代表,其最大频率值在M=-15,由此结果,我們须將河外星系的平均亮度加倍,因此平均质量亦須加倍,于是空间的密度ρ有显著的增加。使用法布里的方法以研究数以千萬計的河外星系,過於缓慢,我們曾经研究過把它们和室女座內星系的光度序比较,是不是可以快速地得着它們的星等。结果证明由这方法所得的结果是正确的,精确度可以滿足统计工作的需要:平均差的数量级約為±0.2星等。     

后发座内的M88和M91

旋涡星系 M88(NGC4501)的赤道坐标为赤经12时32.0分,赤纬 14°25′:视星等9.6,面亮度12.6,角径6.9′x3.7′,距离5500万光年。梅西叶1781年3月18日对它的观测记录如下:"室女座内一无星的星云,位于两暗星与一颗6等星之间,这三颗星与该星云一同出现在望远镜的视场内,星云外形与室女座 M58相似。"NGC 的简述:亮,很大,延伸得很宽。John Mallas 认为在很小的尺度上 M88与仙女     

1984年2月14日大角星色球活动的CaⅡ H,K线观测

我们用云台一米望远镜Coudé摄谱仪得到大量的大角星(αBoo)的高分辨率光谱,从中找到1984年2月14日一组随时间变化的CallH,K线光谱。经对比分析,我们认为这可能是一次大角星的色球爆发,其特征如下:在连续观测近四小时中获得5张光谱片,可看出CallH,K线轮廓的变化。它们变化的顺序是:开始出现轮廓的不对称一轮廓仍然不对称并伴随着峰值发射增强一轮廓恢复到对称状况;K_2线中K_(2V)与K_(2r)最大不对称为20％。发射极大时K_(2S2)峰值增强20％左右。K_(1r)和K_(1V)的变化也明显。特别是K_3线在K_2线峰值增强时出现吸收线反转出发射线核。     

矮行星Haumea系统定心算法的探究

受地球大气影响, 使用地基光学望远镜观测角距离较小的双星系统或主卫星系统时往往会出现星象不可分辨的情况. 因此, 系统光心位置与系统质心位置可能存在一定的偏差. 准确地测量太阳系天体系统质心位置可以改进其轨道参数, 有助于揭示太阳系的形成与演化. 以矮行星Haumea及其亮卫星Hiíaka的运动为例, 仿真系统光心围绕质心扰动的过程, 探究视宁度(用星象的半高全宽表示)变化对准确测量光心位置的影响. 仿真结果表明, 使用二维高斯定心算法测定的系统光心位置随视宁度变化, 而修正矩定心算法的定心结果不受视宁度的影响. 根据仿真结果, 研究能够有效减少视宁度变化对光心位置准确测量影响的定心算法十分必要; 同时, 新的定心算法还需考虑主星光度变化的影响. 使用云南天文台2.4m望远镜, 1m望远镜以及紫金山天文台姚安观测站0.8m望远镜从2022年2月7日至2022年5月25日观测矮行星Haumea系统, 得到29晚共463幅CCD图像. 新定心算法确定的光心位置与使用二维高斯定心算法的结果相比具有更好的位置拟合效果. 此外, 还发现亮卫星Hiíaka在Jet Propulsion Laboratory (JPL)历表与Institut de Mécanique Céleste et de Calcul des ''Ephémérides (IMCCE)历表中的位置存在较大偏差.     

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   

半相接双星室女座UW轨道周期变化的物理机制研究

对大陵五型半相接双星室女座UW的轨道周期变化进行了分析.结果表明该星的轨道周期在长期快速增加(dP/dt=+1.37×10-6天/年)的同时也含有周期为62.3年的周期性变化.利用Brancewicz和Dworak在1980年给出的基本物理参量,对引起轨道周期变化的物理机制进行了分析研究.分析表明一个质量为Ms>0.94M⊙的第三天体的光时轨道效应能对轨道周期的周期性变化成份作出解释.由于在观测上没有发现这个第三天体存在的信息,它有可能是一个致密天体(如白矮星等).轨道周期的长期增加成份可解释为由次星到主星的物质交流引起(dM2/dt=1.43×10-7M⊙/年),这与该系统次星充满的半接几何结构是相一致的.但是,根据双星演化理沦,大陵五型半相接双星应该处于以次星的核反应时标进行物质交换的慢速物质交流演化阶段,而分析发现该星的轨道周期变化时标远小于次星的核反应时标,但接近于次星的热力学时标,揭示了(1)这颗双星处于以次星热力学时标进行物质交换的快速物质交流演化阶段;或(2)系统的星周物质要通过角动量交换对轨道周期的快速增加做贡献.     

奇异星周围的中微子主导吸积流

为统一解释伽玛射线暴(简称伽玛暴)与暴后再活动,提出了一个新的伽玛暴中心引擎模型一“奇异星-NDAF”模型(NDAF:Neutrino Dominated Accretion Flow,中微子主导吸积流),并计算了奇异星周围NDAF的结构.与其他中心致密天体不同的是,奇异星会向吸积流反馈以中微子为载体的奇异化相变能量.不考虑NDAF与奇异星的摩擦,结果表明:奇异星周围NDAF的结构对吸积率非常敏感;当吸积率大于0.18 Mo.S-1时,“奇异星-NDAF”模型能统一解释伽玛暴与暴后再活动,这个范围大于无摩擦的“中子星-NDAF”模型能统一解释的范围;在统一解释的情形下, “奇异星-NDAF”模型湮灭总能量的分布非常宽阔,当吸积率大于0.3 M0.S--1时,湮灭总能量大于1051 erg;最后,当吸积率大于0.3 M0.S-1时,“奇异星-NDAF”模型的湮灭光度超过同等吸积率下“黑洞-NDAF”模型一个多量级,有利于解释某些光度极大的伽玛暴.     

蛇夫座球状星团M10

M10(NGC 6254)的赤道坐标为赤经16时57.1分,赤纬-4°05′;视星等6.6;角直径19′;距离地球14300光年。梅西叶1764年5月29日对它的观测记录如下:无星的星云,位于蛇夫的腰带上,靠近6等星蛇夫座30。这是一个美丽的圆形星云。梅西叶将其画在绘有1769年彗星经天轨迹的第二幅图上。NGC简述:明亮的球状星团,亮,很大,圆;由外向里逐步增亮,中部非常亮,10至15等的星都能被很好地分辨出来。在黑暗的夜空,用双目镜能很容易地看到此星团。用肉眼看时,借助于紧靠着它的蛇夫座30可不太难地找到它。蛇夫座30是一颗光谱型为K4Ⅲ的橘黄色巨星,凝视此星同时     

球状星团M3天区534颗恒星的绝对自行测定

以《Hipparcos星表》体现的国际天球参考架为基础 ,对球状星团M3(NGC 5 2 72 )中心附近 10 0′×10 0′天区内 5 34颗恒星 ,使用上海天文台佘山 4 0cm折射望远镜拍摄的底片资料 ,以 8颗《Hipparcos星表》中恒星和 4 9颗《Tycho - 2星表》中恒星的位置和绝对自行为参考 ,归算得到了位置和绝对自行 ,并估计了成员概率     

图片中的天文学——从“旋涡星云”到“旋涡星系”

照片中间偏红色的亮星名为奎宿九(仙女座β),它是一颗二等星。比奎宿九赤纬高的是梅西叶星表中编号为M31的仙女座大星系(右图上方天体),距离我们约250万光年;赤纬较低的是三角座星系M33(右图下方天体),距离我们约300万光年。M31、M33,以及我们所在的银河系是本星系群中最核心的三个旋涡星系。     

IRAF软件中DAOPHOT包的应用

为了检验威海天文台1 m望远镜的测光精度,2009年10月7日晚用该望远镜观测了M39星团,并对观测数据进行测光归算。由于M39星团中个别星较密集,使用IRAF中的DAOPHOT包进行星像测光。详细介绍了IRAF软件中的DAOPHOT包及其使用。数据归算结果表明,在UCAC3星表中匹配到的星,稀疏区域亮星的星等内部精度达到0.003mag,较密集区域的暗星内部精度约为0.012 8 mag。     

FSRQ 0208-512的光学波段长周期光变分析和色指数变化研究

从SMARTS (The Small and Moderate Aperture Research Telescope System)数据库,收集到了平谱射电类星体(FRSQ) 0208-512天体光学波段B、 V、 R的观测数据,数据从2008年2月–2017年8月,时间跨度近10 yr.分别获得了光学B波段数据627组、V波段数据634组、 R波段数据639组.通过加权小波Z变换法(WWZ)和蒙特卡洛模拟的LombScargle periodogram (LSP)方法研究得出了如下结论:(1)在两种方法中都得到了光学B、V、R 3个波段有可能存在396 d左右约为1.08 yr的周期性光变;(2)得到了B波段星等B与光学波段色指数(B-V)呈正相关关系,当B星等越小时色指数(B-V)越小,即越亮越蓝;(3)通过光学3个波段的1.08 yr的长周期光变得到天体中心黑洞质量M约为0.12×106M⊙,辐射区半径RM=1.052×108km,其中M⊙为太阳质量.     

食变星RZ Cas极小时刻的测定

食变星 RZ Cas 于1906午5月24日为缪勒(Müller)和凯泊脱(Kempt)所发现.顿根(Dugan)用目视视测计算了这颗星的第一个轨道,同时还谈到这颗星的周期变化的问题.关于周期变化的问题后来的工作者也注意到.赫弗尔(Huffer)和柯帕(Kopal)于1951年发表了他们对这颗星的光电观测结果,并给出了带有一个周期项的极小时刻的公式.利用这个公式计算极小时刻和我们观测结果比较,是很符合的.(详见下文)我们对食变星 RZ Cas 于1957年11月12月间在主极小附近进行了五次观测,共得观测值137个.由于我们使用的15厘米蔡斯天体照相仪系紫外物镜,同时它的星等系统     

恒星自转测量中因标准星速度非零所引入误差的讨论

近年来,谭徽松等人以所选用标准星的观测轮廓与Gray的转致轮廓直接卷积,再与被测星观测轮廓比较,由此来测量了一些恒星的自转。在这种方法中,当所选标准星自转速度不严格为零时,将引入误差。本文在标准星速度(vsini)_s较小的条件下,进行函数展开,先后给出了轮廓修正关系式R_0(λ)=R(λ)-α_2(△λ_L)_s~2R″(λ),及速度修正关系式(vsini)_0~2=(vsini)~2+(vsini)_s~2。并估算说明,当标准星速度(vsini)_s<5km/s,而被测星速度vsini>20km/s时,该误差可不考虑。     

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.     

仙王座DQ星光电光变曲线的探讨

仙王座 DQ 星,即 BD54°2452,亦即 HD 199908,是一颗盾牌座δ型变星,为沃尔克(M.F.Walker)于1951年9月底在立克(Lick)天文台所发现.该星光变周期不到两小时,变幅在0.1星等以下.发现后不久,斯特鲁维(O.Struve)用威尔逊山天文台1.5米反光望远镜作光谱观测,看出其视线速度约在每秒20公里范围内变化.发现者又于次年8月间在立克台作了9晚的光电观测,发现它的变幅在0.078至0.041星等间变化.沃尔克在上述两年间一共测得该星17次极大亮度时刻,求得其变光周期为0.0788650     

蛇夫座球状星团M107

M107(NGC6171)的赤道坐标为:赤经16时32.5分,赤纬-13°03′;视星等7.8;角直径13′;距离大约为19000光年;1782年 Pierre Mechain 发现了它。梅西叶未观测过它。NGC 的描述;球状星团,大,非常密集,圆,成员星能被分辨清楚。来自 M107的光线似乎受到星际尘埃的影响。此星团位于蛇夫座2.6等的ζ星之南偏西3°处。从地球看去,它位于尘埃较多的天蝎座银河中心的上方。长时间曝光的照片可显示出星团中许多可能被隐藏着的区域,透过尘埃,星团苍白的光亮在双筒镜中仍可见到,但肉眼看不到。