OH／IR星的绝对K星等与距离

本文计算了一批ＯＨ／ＩＲ星的绝对Ｋ星等ＭＫ，对ＯＨ／ＩＲ星的ＭＫ和距离ｄ作了讨论。发现当Ｋ较亮时，ＭＫ为一常数；当Ｋ较暗时，Ｍｋ较离散且呈现一定的变化趋势。本文还拟合得到了一个由Ｋ星等求距离的经验公式，并由此公式计算了一些ＯＨ／ＩＲ星的距离。最后，对所得结果进行了解释和讨论。     

具有碳化硅拱星壳层的OH／IR星

利用ＩＲＡＳ低分辨率光谱（ＬＲＳ）观测资料,从近２０００个具有１６１２ＭＨｚＯＨ发射的ＩＲＡＳ源中,发现９个具有碳化硅特征拱星壳层的ＯＨ／ＩＲ星的候选者．进一步的研究表明其中的６个确实或极有可能既是显示１１．３μｍ碳化硅发射特征的碳星,也是表现１６１２ＭＨｚＯＨ脉泽发射的ＯＨ／ＩＲ星     

对OH／IR星演化的模型研究

渐近巨星分南恒星（ＡＧＢ星）是一种晚期演化恒星,它是恒星作为以核反应释能为发光能源的天体的最后演化阶段。ＡＧＢ星阶段的恒星具有许多有趣的性质,如很大的质量损失率（因此形成很厚的拱星尘埃气体包层）,光变,热脉动（或Ｈe闪耀）,强的红外超量发射,分子脉泽发射等,弄清ＡＧＢ星的演化规律是研究恒星演化理论的重要任务。目前人们所知道的ＡＧＢ星的演化图景是,恒星经过漫长的主序演化之后,将经过红巨星（ＲＧＢ）阶     

关于OH/IR星的质量损失率计算公式的讨论

利用几种不同的半经验公式计算一批OH／IR星的质量损失率,并通过比较计算结果来讨论所用的公式．在一些情况下,计算质量损失率必须先给定气尘比．通过计算出样品星的气尘比,并讨论气尘比的变化情况,以修正由尘埃质量损失率到总质量损失率的关系式．     

球状星团的距离测定与水平支绝对星等的估值

本文介绍了测定球状星团的距离和确定球状星团水平支绝对星等的各种方法、结果及绝对星等的统计性质,并分析了引起不同结果的原因,最后对今后测定球状星团距离的研究作了简短的讨论.     

对OH/IR星演化的模型研究

渐近巨星分支恒星 (AGB星 )是一种晚期演化恒星 ,它是恒星作为以核反应释能为发光能源的天体的最后演化阶段。AGB星阶段的恒星具有许多有趣的性质 ,如很大的质量损失率 (因此形成很厚的拱星尘埃气体包层 ) ,光变 ,热脉动 (或He闪耀 ) ,强的红外超量发射 ,分子脉泽发射等 ,弄清AGB星的演化规律是研究恒星演化理论的重要任务。目前人们所知道的AGB星的演化图景是 ,恒星经过漫长的主序演化之后 ,将经过红巨星 (RGB)阶段 ,然后才进入AGB阶段 ,在其演化过程中AGB星的光度和质量损失率要逐渐增大 ,它的光变周期也逐渐变长 ,在其中心星经历了一系列的由He核反应不稳定性引起的热脉动之后 ,它的质量损失很快停止 ,恒星开始向行星状星云 (PN)演化 ,最后行星状星云将会变成一个白矮星 ,这将是许多初始质量不很大的恒星的最终结局。OH/IR星阶段是AGB星演化的一个阶段 ,OH/IR星是那些质量稍大的恒星在AGB阶段后期演化而成的天体。现阶段人们对OH/IR星的具体演化过程还知道得很少。我们利用了球对称包层中的尘埃辐射转移模型来研究OH/IR星的演化性质 ,并且收集了尽量多的具有可靠距离的OH/IR星来研究他们的光度和质量损失率的演化性质。在本文的研究工作中 ,我们主要讨论了OH/IR星在远红外双色图中的分布规律 ,还发现     

OH17．7－20的拱星OH脉泽辐射的观测

本文作者用澳大利亚Ｐａｒｋｅｓ６４ｍ射电望远镜观测了ＯＨ１７．７－２．０的拱星ＯＨ脉泽辐射。在观测中共测得了三个峰，其中一个峰是我们新发现的弱源，两个峰是过去发现的强源。用二维Ｇａｕｓｓｉａｎ拟合我们发现强源位置与一个ＩＲＡＳ点源位置相一致，弱源位置在这个ＩＲＡＳ点源位置的西南方。强源的两个峰的速度位置和峰值流量密度都是比较稳定的。     

拱星OH脉泽辐射频谱的双峰结构和多重分离的膨胀拱星壳

对一些OH／IR星的拱星OH脉泽的观测结果表明,在双峰结构谱线轮廓上常常可以发现一些小峰叠加在双峰上,即在谱线轮廓的双峰结构中的每个峰是由几个小峰叠加而成的．从脉泽的辐射转移方程和拱星包层的速度结构出发,研究拱星OH脉泽辐射频谱的轮廓特征,提出多重分离的膨胀拱星亮模型,很好地解释了双峰结构的奇特观测现象．     

星星到底有多远（7）光度距离的绝对测定

在本系列文章之（3）～（6）中,我们已经概要介绍了多种不同的测定天体光度距离的方法,包括利用造父变星的周光关系,星团的主序重叠法,以早型亮星、新星、天琴RR型变星和超新星的绝对星等作为标准烛光（即标距参数）,以及利用球状星团系统和行星状星云系统光度函数中的特征星等作为标桂烛光等。在天文研究中,通过光度测距方法确定天体和天体系统的距离有着最为广泛的用武之地,后文（本系列文章之（8））还会再介绍若干种测定遥远河外星系光度距离的途径。     

A discussion on the mass loss formulae for OH/IR stars

It is found that the mass loss rate derived from S₂₅/S₁₂ is generally greater than that from the OH flux. This suggests an increasing loss rate with time. It is found that the gas-to-dust ratio decreases during the evolution Of OH/IR stars. An empirical relation between the gas-to-dust ratio and the dust mass loss rate is derived, leading to a formula for calculating the total mass loss rate directly from the IRAS 60 μm flux. OH/IR stars with silicate emission have a larger range of mass loss ratio, from 10⁻⁷ to 10⁻⁵ M/yr; those with silicate absorption, a smaller range between 10⁻⁵ and 10⁻⁴ M/yr. So a large increase in the mass loss rate takes place during the emission phase.     

Absolute Magnitudes of Be Stars Based on Hipparcos Parallaxes

The absolute visual magnitudes of 457 Be stars are determined from Hipparcos parallaxes, subsequently the mean absolute visual magnitudes of Be stars for luminosity classes III, IV and V are obtained. The new Mv calibration is compared with existing calibrations. It is found that Be stars are generally brighter than B stars of the corresponding spectral types, and that there is no direct correlation between absolute magnitudes and the stellar rotational velocity, these results are in agreement with some earlier results. A new and interesting result is that there is no direct correlation between near infrared excess and absolute visual magnitudes for Be stars. Moreover, possible biases, such as the Malmquist bias and the Lutz–Kelker bias, are also discussed.     

OH/IR stars with SiC circumstellar envelopes

From the LRS spectra of almost 2000 IRAS sources showing the 1612 MHz OH emission we found 9 candidates for OH/IR stars with SiC features in their envelopes. Further study indicates that 6 of these are definitely or very probably carbon star with the 11.3 μm SiC emission feature in addition of being OH/IR stars showing the 1612 MHz OH maser emission.     

New merlin observations of OH/IR stars: OH357.31-1.33 and OH0.9+1.3

We present recent radio interferometer measurements of the OH 1612 MHz maser emission from the OH/IR sources OH0.9+1.3 and OH357.31 obtained with the enhanced MERLIN. Some preliminary results are briefly discussed. These results are part of an on-going observational campaign to obtain the best radio maps of bright OH/IR stars with MERLIN, VLA and VLBA, in order to understand the nature and dynamics of their circumstellar matter and evolution.     

红团簇巨星的绝对星等及其在天体测距方面的应用

红团簇巨星(red clump giant)是正处于中心氦燃烧阶段的小质量恒星,它们在赫罗图上成团出现且光度弥散很小,因此很容易被辨认出来。理论和观测研究均表明它们具有大致相同的光度,某些波段的光度与金属丰度以及年龄的关系很微弱,可以作为理想的"标准烛光"来测量天体的距离。依巴谷(Hipparcos)天体测量卫星的数据释放后,红团簇巨星被广泛地用于研究银河系结构以及测定本星系群成员的距离。     

天琴RR型变星的绝对星等与运动学参数须同祺

对天琴RR型变星绝对星等与运动学参数的测定及其对确定距离、球状星团年龄估计的影响,并对它们和其他距离指示器求得的结果的比较作了评述.由于不同作者采用的方法和资料不同,结果的不确定性较大.例如由直接和间接测定方法决定的天琴RR型变星的绝对星等分成较暗和较亮两类,由天琴RR型变星和其他距离指示器决定的大麦哲伦云(LMC) 的距离模数和球状星团年龄估计并不完全一致.这表明还有一些天体测量和天体物理问题需要深入研究.新的空间视差卫星和地基干涉测定计划将可能有助这些问题的解决.     

天琴RR型变星的绝对星等与运动学参数

对天琴ＲＲ型变星绝对星等运动学参数的测定及其对确定距离、球状星团年龄估计的影响,并对它们和其他距离指示器求得的结果的比较作了评述。由于不同作者采用的方法和资料不同,结果的不确定性较大。例如由直接和间接测定方法决定的天琴ＲＲ型变星的绝对星等分成较暗和较亮两类,由天琴ＲＲ型变星和其他距离批示器决定大麦哲伦云（ＬＭＣ）的距离模数和球状星团年龄估计并不完全一致。这表明还有一些天体测量和天体物理问题需要深入