恒星大气参数测量

从恒星的研究意义谈起,介绍了恒星大气参数的基本概念及研究意义;阐述了恒星参数测量方法的分类:直接测量和间接测量。着重评述了间接测量方法,包括测光方法、红外流量方法、巴尔默线轮廓拟合、谱线比例方法、线指数方法、金属线诊断法、光谱模板拟合和机器学习方法等。指出在大型巡天数据中光谱模板拟合与机器学习方法的优势及其广泛应用。对于高分辨率光谱,金属线诊断仍然备受天文学家青睐;红外流量方法的测量结果常用来定标。     

恒星大气模型的应用

本文总结了如何将恒星大气模型计算结果与实测进行比较以获得恒星的一些重要物理参量的方法。这些物理参量包括:有效温度T_(eff)、表面重力加速度logg、元素丰度x_i、湍流速度ξ_t、恒星半径R、自转速度Vsini、角直径θ、质量M、光度L,关于恒星演化状态的信息等。     

关于恒星大气超声对流的注释

1引言尽管有诸多的不满之处,由于其物理上的直观性和应用上的简单性,至今混合长理论仍几乎是唯一一个广泛用于恒星结构、演化和脉动计算的恒星对流理论.混合长理论预言,在红、黄巨星和超巨星大气中,对流是超声速的.我们曾指出,混合长理论隐含了一个假定,对流是亚声速的.对于超声速对流,无论从物理的真实性,还是从混合长公式的数学表述来看,混合长理论都是不正确的.因此超声对流的真实性是存在问题     

恒星大气的罗斯兰平均不透明度

本文对太阳型大气(见表1)计算了以一个氢粒子为单位的罗斯兰平均不透明度_R(T,lgP_e)(见表2)。本文考虑的连续不透明度源如下:(1)H~-,HⅠ,H_2~-,H_2~ ,He~-,HeⅠ,HeⅡ,CⅠ,CⅡ,CⅢ,NⅠ,NⅡ,NⅢ,OⅠ,OⅡ,NaⅠ,MgⅠ,MgⅡ,AlⅠ,AlⅡ,siⅠ,SiⅡ,ClⅠ,KⅠ,CaⅡ的吸收。(2)HⅠ,HeⅠ,CⅠ,NⅠ,OⅠ,H_z的瑞利散射。(3)自由电子的汤姆逊散射。     

恒星大气中Li的non-LTE效应研究进展

Li元素是性质非常活跃且易发生核反应的轻核元素.其精确的丰度可以检验宇宙大爆炸学说.Li元素在宇宙早期化学演化、元素核合成理论和恒星的结构与演化研究中都有着非常重要的地位.近几年来,人们逐渐认识到在局部热动平衡(LTE)的假设下不能准确得到Li丰度,特别在冷的矮星中非局部热动平衡(non-LTE)效应的影响不容忽视,随着理论的发展,人们对原子参数有了更深入的了解,对non-LTE效应的研究也更趋成熟.确定元素丰度时考虑non-LTE影响已成为主要趋势.该文分析了影响Li元素non-LTE效应的各种机制,介绍了确定Li元素non-LTE效应的重要参数及Li原子模型的发展历程,最后对Li在各类恒星中的non-LTE效应进行了综合分析.     

SAGE巡天介绍Ⅱ——恒星大气参数估计

主要介绍SAGE巡天的恒星大气参数计算方法。首先回顾了前人利用恒星颜色确定恒星大气参数的工作;然后介绍了确定参数的多项式拟合和深度学习两种方法,并对每一种方法的原理、误差和特点进行了详细描述;最后对利用SAGE巡天恒星大气参数的前景进行展望。     

用线性化分离法计算膨胀恒星大气的谱线形成

本文研究了具有宏观运动的膨胀恒星大气中的辐射转移过程。详细介绍如何利用线性化分离法计算运动大气谱线形成。并采用线性化分离法计算了εＯｒｉ星的Ｈα线ＰＣｙｇｎｉ轮廓。     

用线性化分离法计算膨胀恒星大气的谱线形成

本研究了具有宏观运动的膨胀恒星大气中的转射转移过程，详细介绍如何利用线性化分离法计算运动大气谱线形成，并采用线性化分离法计算了Ｏｒｉ星的Ｈα线 Ｐ Ｃｙｇｎｉ轮廓。     

在磁场条件下恒星大气Stokes轮廓特征量的研究

本文根据偏振辐射转移方程组就形成于有磁场的恒星大气中的Stokes轮廓的一些特征量与磁场强度大小的关系从理论上进行了探讨。结果表明:在强场情形下,L,Q,U,V的绝对值在非常靠近Zeeman分裂量±Δλ_H处达到极大;Hale的测量方法给出了总的场强的很好量度。最后用合成轮廓作出了相应的检验。     

在重力分层、密度陡降的恒星大气中扰动的传播

本文研究了在重力分层、密度陡降的恒星大气中扰动的传播,得到的结果十分不同于绝热假设下推得的结果。指出运动模式对恒星大气中扰动的传播和激波形成的高度颇为重要。我们的计算表明,光球下的小扰动不能不受行扰地向外传播并形成激波。因此不能把色球和日冕的加热笼统地看成是对流层的声波和磁流波所耗散的结果,很可能是起源于光球之上不同高度的扰动。     

国际学术研究成果介绍 一、恒星大气中谱线的形成

Ⅰ.恒星大气中形成吸收線的机构 1.发射现象的重要性我们首先研究一下,吸收線在恒星大气中形成和在实验室中形成的区别。在实验室中,我们将准备进行研究的吸收介质置放在一个可以避免辐射再发射的长管中。被吸收的辐射量dI_v和入射强度I_v,以及光程畏度dS成正比,即     

恒星的核能源

经久不衰的星光白天的日光,夜晚的星光,是人类有史以来最早看到的光。这种包括太阳在内的恒星发出的光,同火山光、雷电闪光以及燃烧木材、煤、石油和天然气等所产生的光相比,在本质上没有什么差别,都是落在可见光波段的电磁波,也可说都是处在相应能量范围内的光子。...     

恒星的自转

本文由统计的观点讨论三个物理问题:(1)自转恒星的角动量的来源,(2)作一星团之内自转和空间运动的关联,(3) 超巨星是否有相当大的自转。我们的结论是一个恒星的自转角动量可能是由星胚(proto-stars)间或甚至是产生它的物质云间的碰撞引起的。理由是:(a)观测到的恒星自转和它的银线并无关联,(b)属于物理性质不同的集团的星的平均自转速度可以有很大的差别,(C)在天蝎一半人马座B型星团内的恒星自转和它们的内部运动是关联关的:对于星团本身运动得快的星有较快的自转速度。最后一节述及对于由测量得的超巨星光普线宽度推知的速度的解释。这结果和以前所提出的两种超巨星模型均无抵触。     

恒星的磁场

一.引论太阳除了它的黑子周围有强大磁场存在外,在1913年黑耳(G. E. Hale)发现它还有一个普遍的磁场,强度约50高斯。作为一个普通的恒星的太阳既然有磁场存在,那么其他恒星是否也同样地会有呢?这是一个很有趣味的研究题目,并且可以预料到,从这个题目的答案,可以解决不少天体物理学上现存的问题。过去,天文学家主要只用温度与压力两个因素来解释天体光谱。有一些特殊的恒星光谱中出现著特别强的谱线(如猎犬座α~2星的光谱中有许多希有土     

双光子湮灭吸收截面和吸收系数

双光子湮灭造成的γ射线吸收是γ射线天文学辐射转移理论的一个重要内容。通过相对论变换，将目前QED理论给出的仅在动量中心参考系中表示的双光子湮灭截面推广到实验室系（观测者系），并用湮灭前两光子的能量hw,hw‘及夹角θ表示此截面，便于γ射线在天文学中的实际应用。进一步，在各向同性周边辐射场的一般前提下，求出方向平均的简化截面公式σ（w,w‘），得出方向平均的湮灭阈值条件和湮灭概率最大时两个光子能量的匹配条件。进一步确认在γ射线天文学中，双光子湮灭截面和γ光子－电子的康普顿散射截面确有可比性。最后完成了天体物理中几种常见低频辐射场如热韧致辐射场、黑体辐射场以及非热的幂律场中双光子湮灭吸收系数krr(hw)-hw的计算曲线，并给出较详细的物理讨论。     

恒星半径的测量

恒星半径自身是一个基本物理量，而且与许多其他基本物理量有关。本文综述了恒性半径测量的几种重要方法：测量恒星角径而得出其半径的月掩星，光斑干涉，干涉仪方法；直接测出恒星半径的食用双星法；通过物理关系测出其他物理量来求出恒星半径的表面这度法，绝对法和热流量法，以及专用脉动变星的Ｂａａｄｅ－Ｗｅｓｓｅｌｉｎｋ方法等。并对恒星半径的测量精度及其产生误差的原因进行了讨论。     

超新星背后的恒星

2017年,天文学家幸运地观测到了一次邻近的IC型超新星爆发事件。它的编号为SN 2017eln,位于旋涡星系NGC 3938,距离我们大约6500万光年。为了更好地了解恒星演化、大质量恒星分布及超新星爆发,两个研究小组的科学家仔细研究了哈勃空间望远镜的观测数据,期望从2007年拍摄的图像中发现这颗爆发恒星死亡前的讯息。     

恒星分类法的演变

恒星的第一个重要的分类法(哈佛)只依靠一个参量.摩根-基南(Morgan-Keenan)的近代分类法依靠两个参量.但是这个方法僅能将特殊的星羣,如包括太阳的重要星羣“星族Ⅰ”,加以分类.我们在这里举出一个含三个参量的新分类法(这些参量是氢的光谱的特性的函数),这个分类法可以把各式各样的星包括进去,特别是以前分类法里没有地位的星族Ⅱ和金属谱缐特别强的恒星.