白矮星演化与宇宙纪年学

近几年白矮星研究在理论与观测方面都取得了很大进展，这推动了白矮星宇宙纪年学的应用和发展。白矮星宇宙纪年学，即利用白矮星的演化结果计算白矮星理论光度函数，并通过与现测光度函数的对比来确定天体年龄。简要描述了白矮星的基本性质，回顾了白矮星演化研究的历史和基本方法；介绍了白矮星宇宙纪年学研究的基本原理及其在银盘、球状星团、疏散星团以及银晕年龄确定方面的应用现状。白矮星宇宙纪年学是一个很新的研究领域，但它已经在确定天体年龄方面显示出很大的潜力。最后讨论了目前研究中存在的问题，并提出今后需要进一步研究的几项工作。     

白矮星研究的某些进展

综合叙述了白矮星诞生率研究的近况，详细介绍了ＤＡ，非ＤＡ型白矮星质量，质量分布以及确定质量的方法，对白矮星光度函数作了较为全面的回顾，指出了一些目前白矮星研究工作中仍存在的问题。     

Ia型超新星多样性的观测研究

正通常认为Ia型超新星来自碳氧白矮星的热核爆炸,利用其光度可标准化的特性进行宇宙学距离测量,发现宇宙处于加速膨胀状态.然而Ia型超新星的研究仍存在一些基本问题没有解决.这些问题和Ia型超新星观测上的多样性密切相关.通过对处于爆发极早期的Ia型超新星进行观测,获得前身星系统的残留信息,是研究观测多样性起源、提高测距精度的关键环节.我们利用丽江2.4 m望远镜,从国     

DA白矮星视向速度测量

DA白矮星光谱在光学波段主要由巴尔默线主导,谱线比较宽,且谱线轮廓不对称,传统的线心方法确定视向速度非常困难。介绍了一种基于利用白矮星的有效温度(Teff)和表面重力加速度(log g)选择理论模板,通过交叉相关方法确定DA白矮星的APP速度,减去白矮星的引力红移得到白矮星的视向速度。测试发现对于有效温度高于10 000 K且信噪比大于20的DA白矮星的低分辨率光谱(R～2000),精度在10 km/s以内。基于这种方法测量了SDSS DR7的DA白矮星观测样本的视向速度,统计发现在1 000 pc内,视向速度的平均值接近于0。     

激变变星3种周期振荡现象 的观测研究进展

激变变星(Cataclysmic Variables, CV)的典型特性是其存在3种周期振荡现象,周期振荡指准周期性的光度快速变化.按光变时标由短到长, CV的周期振荡可分为矮新星振荡、长周期矮新星振荡和准周期振荡.对3种不同振荡在观测上的特征以及在不同亚型CV中的表现进行了介绍,并阐述了可能产生3种周期振荡的物理机制.这些振荡现象为人们研究白矮星的吸积和几何提供了丰富的信息和线索.     

不同光度星系大尺度分布的交叉相关分析

在对不同光度星系大尺度分布进行空间两点相关函数分析的基础上,仍以CfA红移巡天资料为样本,对不同光度星系分布进行了交叉相关分析。结果表明,不同光度星系间的交叉相关函数仍可近似地以幂函数表示,说明不同光度星系在空间是一起成团的。但在较小尺度上((?)4—6Mpc),光度较高的星系间相关更强,而在更大一些尺度上光度较高的星系间相关减弱更快,甚至变得比与光度较低星系间的相关更弱。结合前面对自相关函数分析的结果可以看到,统计上看来,星系分布形成群和团。群或团中亮的星系形成更致密的分布而较暗的星系则在这些群和团中分布较弥散。此结果表明星系光度和其环境(密度)有关,从而从观测上为Biased星系形成理论提供了一个可能的证据。     

Ia型超新星的爆发机制及其前身星模型

Ia型超新星作为测量遥远星系距离——从而测定宇宙膨胀速率——的“标准烛光”，已经成为宇宙学中具有重要意义的天体。从某些方面来讲，Ia型超新星仍属于神秘天体(或爆发事件)，其前身星及爆发模型还没有得到很好的理解，当前的观测不足以对理论模型作出精确的限制。然而有很好的理由相信大多数Ia型超新星可能是由接近钱德拉塞卡质量极限(≈1.39M⊙)的碳—氧白矮星通过聚变中心的碳和氧所引发的热按爆炸产生的。至于这一爆发通过何种机制完成，例如具体到Ia型超新星爆发时的流体动力学过程，仍存在分歧。最近爆燃阶段的三维数值模拟结果似乎表明，在Ia型超新星爆发晚期引入爆轰机制是没有必要的。另一方面，尽管当前的多数证据表明，C—O白矮星 主序星(或红巨星)的演化模式比C-O白矮星 C-O白矮星的演化模式可能更合理，但双简并白矮星的前身星模型并不能被排除，因为它们能解释一些特殊的Ia型超新星爆发。     

现代恒星演化学说评介

在第一部分引言中,说明现代恒星演化学说的分歧主要是在恒星形成主序星以后的演化.本文叙述三种学说:第一种是质量固定的恒星演化学说,第二种是微粒发射的恒星演化学说,第三种是主序星径向白矮星的演化学说.第二部分介绍第一种学说,指出困难之点在恒星脱离主星序演变成红巨星、超巨星后,怎样演化到白矮星的问题,观测资料既贫乏,理论方面更是空白.第三部分介绍第二种学说,指出这学说蕴含着下面的假定:或是否认主序星原始光度函数的存在,或是要求主序星的原始质量 m_0和原始平均分子量μ_0的关系 m_0(μ_0)恰好是因微粒发射后所演变成的质量 m 和平均分子量μ的关系 m(μ).这两者都是很少可能的.而这学说所根据从内部结构理论得到的主要数据,就近几年来好些同类研究,用较精密方法所得的计算结果来说,显然是不正确的.所以这学说的可靠性是很小的.第四部分介绍第三种学说,指出这学说的主要关键在一般的主序星能否因自转而使恒星的化学成份保持为内外均匀的星型,从而在赫-罗图上自主序星向左演变,演化为白矮星.     

巡天项目中的白矮星搜寻

首先,描述了白矮星的颜色特点和光谱型分类。白矮星是大多数恒星的终极状态,它会随着时间的推移而逐渐冷却。根据表面大气成分,它被划分成DA和DB等不同的光谱型。对某一颗白矮星来说,其光谱型分类可能会随着时间的推移而发生变化,这主要是由于其大气包层中的元素含量被对流过程改变引起的。为了对各类光谱型有更深入的研究,样本的完备性不可或缺。得益于近十几年来大型巡天项目的开展(如斯隆数字巡天、郭守敬望远镜的光谱巡天等),目前通过光谱证认的白矮星已超过4×10~4颗,其中绝大多数是H主导的DA型白矮星,另外还包含2 000多颗He主导的DB白矮星。此外,GALEX项目和GAIA卫星分别提供了有价值的白矮星紫外数据、空间位置和速度等信息。这些数据和信息对于白矮星的研究工作起到了非常大的促进作用。随后,对白矮星的大气参数、质量和运动学等内容作了简单的总结。人们利用模板匹配测量了绝大多数已知白矮星的大气参数,并获得了DB型白矮星的有效温度与紫外颜色间的线性关系。基于斯隆数字巡天的光谱数据,白矮星的质量分布和质量-半径关系也得到了较深入的研究。小质量白矮星具有较大的速度弥散,而大质量的则相反。最后,讨论了白矮星的形成和演化机制,这些机制都是基于现有的理论模型得到的。随着巡天项目中白矮星样本的增加,现有的模型会逐渐被修正和完善,新的模型也将随之建立。     

氦白矮星与小质量主序星并合及脉动热亚矮星的形成

sdBVrs型热亚矮星是一类特殊的热亚矮星,观测显示它们同时具有p模和g模的脉动.目前这一类热亚矮星的演化起源仍然缺乏完备的解释.对氦白矮星与小质量主序星并合模型进行详细计算表明,并合模型的结果符合sdBVrs型热亚矮星的表面有效温度、重力加速度等观测特征,并且能够激发出稳定的p模和g模脉动.因此,氦白矮星与小质量主序星并合是形成sdBVrs型热亚矮星可能的渠道之一.     

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．     

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.     

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。     

太阳附近主序星的光度函数

本文作者利用距星星表第三版初始星表分析研究了太阳附的主序星的光度函数，并与用近距星星表第二版所得结果和由测光袖差方法得到的光度函数进行了比较。结果表明，对于绝对目视星等亮于１５．５等的恒星，ＣＮＳ３得到的光度函数可能更接近于真实情况。同时还给出了由ＣＮＳ３得到的巨星和Ａ、Ｆ、Ｇ、Ｋ、Ｍ型主序星的光度函数。     

轻夸克物质团、奇异子和致密矮星

相对于核物质和奇异夸克物质, 仅由两味夸克构成的轻夸克物质(即ud夸克物质)有可能更稳定. 而对于由这三类物质构成的典型物质集团, 研究发现如果ud夸克物质具有较大的对称能, 那么其物质团会在特定大小(重子数$A\approx1000$)时最稳定. 在这种情况下, 就可能存在由ud夸克物质团和电子构成的致密矮星, 即ud夸克矮星. 通过进一步研究这类ud夸克矮星的结构可知: 相较于传统的由原子核和电子构成的白矮星, ud夸克矮星通常具有较小的半径, 而被正常物质覆盖的ud夸克矮星的半径则在它们之间, 这与最近观测到的质量和半径都异常小的白矮星相符.     

三点相关统计的理论与测量

本文分别从数值模拟、理论和观测的角度研究和分析了三点相关函数以及双谱对尺度、形状和光度等的依赖性,并比较了数值模拟与二阶扰动理论以及暗晕模型的差别。我们发现二阶扰动理论即使在线性尺度上也是与数值模拟存在明显偏差的,它并不足以很好地描述暗物质双谱在大尺度上的行为。如果要与数值模拟更好地吻合,我们需要引入更高阶的修正。我们用其他人的半解析模型构建了对应于我们数值模拟的模拟星系样本,并计算了不同光度星系样本的双谱从而得到了相应的星系偏袒值。我们发现,对星系密度场的泰勒二阶展开是可以适用到准线性尺度k(?)0.15h/Mpc上的,但是要通过三点相关来获得准确的星系偏袒值,我们需要拥有对暗物质密度场的准确估计,这却是二阶非线性扰动理论所无法做到的。暗晕模型在定性描述双谱行为方面是十分有效的,但是它与数值模拟的定量比较还是存在很多不同。要用暗晕模型来精确描述双谱,我们需要对模型的各种设定做出精细的调节和改进。最后,我们还利用了SDSS的最新观测数据测量了红移空间的三点相关函数以及投影三点相关函数,并研究它们对于星系光度、颜色和恒星质量等性质的依赖关系。我们发现,不同于之前的许多工作,星系的归约三点相关函数对光度存在明显的依赖性,而这种依赖性却是与三角形的形状和尺度耦合在一起。三点相关对恒星质量的依赖与光度依赖性十分类似。而颜色的依赖性在小尺度上则比光度和恒星质量更显著一些。     

球状星团的形成与演化（Ⅰ）：观测特征

对与球状星团形成与演化有关的观测特征进行了总结，分别从球产太星团的空间分布特征、金属度分布特征、光度函数和质量函数，以及不同星系中球状星团的数量特征等方面介绍了银河系和河外星系中球状星团的最新观测事实。     

又见新型白矮星

最近美国德克萨斯大学的天文学家发现了一种新型白矮星,他们称之为“碳脉冲白矮星”（pulsating carbon white dwarf）。之前。人们观测到了两种类型的白矮星：外层为氢的白矮星（约占80%）以及外层为氦的白矮星（氢壳层已被剥离开去,约占20%）。2007年底,又发现了一种非常罕见的“热碳白矮星”,即它的氢和氦外层都被丧失一空,     

类星体形成的半解析模型

以Kang等的星系形成的半解析模型为基础,研究星系和中心大质量黑洞的共同形成和演化.假设类星体的活动性由星系并合引起,通过引入黑洞吸积率,确定了红移区间0z4.5的类星体的热光度函数,并分别从爱丁顿比率、黑洞质量函数和两点相关函数3个方面对模型进行限制,模型预言的光度函数能在整个红移、整个光度范围内与观测相符合.结果显示,常数爱丁顿比率不能很好地描述黑洞吸积,爱丁顿比率需要在一定红移范围内随红移增加;星系主并合是触发类星体活动性的有效机制,而次并合只对低光度和中等光度的类星体有影响,对高光度类星体影响很小;在z=1.0处,极高光度的类星休比其他类星体具有更强的成团性.     

激变食变星Ⅲ.AC Cancri

AC Cnc是周期为7~h13~m的类新星食变星。由于AC Cnc是双谱食双星,而且具有较对称的食,所以在对激变食变星的系统研究中,我们选择了该双星来进行观测。本文利用拟合光变曲线的方法对AC Cnc进行了测光解分析、并得到轨道倾角i=74.5°±0.8°,白矮星质量M_1=0.74±0.07M_⊙,晚型星质量M_2=0.97±0.08M_⊙。AC Cnc中吸积盘的径向温度分布可以近似地表示为T(r)∝r~(-0.5),吸积盘边缘温度为7600K。晚型星向白矮星的质量转移率大约为7×10~(-9)M_⊙yr~(-1)。AC Cnc的距离近似地等于500±100pc。