疏散星团M67的初始质量函数

本文利用合理的成员判定方法对典型年老疏散星团Ｍ６７进行了成员判定，直接得到了该团存在空间和速度空间质量分层效应的结论。在研究ＰＤＬＦ和ＰＤＭＦ时，我们还合理地作了由分析样本天区不完备而带来的修正。最后，从理论上提出了一种动力学演化对疏散星团ＩＭＰ影响的简易而普适的修正方法，利用该方法得到了Ｍ６７在０．７Ｍ⊙≤Ｍ≤１．３Ｍ⊙间ＩＭＦ的斜率为－１．６７±０．０９，与Ｍｉｌｌｅｒ和Ｓｃａｌｏ场星ＩＭＦ斜率较相符，并对该值的合理性进行了讨论。     

疏散星团M11的研究：1.自行测定与成员研究

本文利用中国科学院上海天文台４０厘米双筒天体照相仪所拍摄得的１０对底片（历元差１６─７０年），经ＰＤＳ测量仪测量，共确定了疏散星团Ｍｌｌ天区８７２颗恒星的相对自行，其中８５％以上恒星的自行测定精度好于±０″．１／百年．利用所测得的相对自行和新的数学模型，确定了不同星等组恒星的分布参数并计算了团中心距ｒ≤２５＇内７８５颗恒星的成员概率，其中成员概率大于０．７的恒星共有５４１颗．详细的讨论表明，新方法不仅在理论上更为严格，实用上也是可行的，可以使星团成员确定取得更为合理的结果．     

确定疏散星团成员方法的讨论

本文利用若干疏散星团的实测资料，对近代确定星团成员的不同方法进行了比较和讨论，得到的结论是：这些方法主要用于星成员的研究可以取得基本一致的结果。合理的做法也许是应该根据星团观测资料的具体情况来选择确定成员的方法。     

昂星团天区耀星成员性和相对数量的再讨论

本文通过统计比较，并用更完善的模型作成员概率的最大似然估计，对昂星团天区耀星的成员性进行了新的细致的讨论，指出Ｍｉｒｚｏｙａｎ等根据Ｊｏｎｅｓ的自行成员概率估计得出的非成员耀星呈现向团心集中强烈趋势的现象，是由于Ｊｏｎｅｓ对成员星成员概率的普遍低估以及对外围恒星成员概率的一定程度高估加上在中心附近观测误差和错误显著增加而造成的．本文根据Ｓｔａｕｆｆｅｒ等对更完整的样本估计的成员概率，以其中成员概率大于０．５的星为成员星，重新计算了昂星团内成员耀星在红矮星中占的比例（相对数量），表明了相对数量在ＭＶ＜８．０时随星等变暗而增大，而ＭＶ≈８．０时开始稳定在６４％左右，直至样本完整性的极限（ＭＶ≈１１．５）．因此，昂星团内无明显耀发活动的红矮星占该星团内红矮星总数的１／３左右或更少．     

疏散星团中蓝离散星的成员确定

准确的成员判定是星团蓝离散星研究的首要问题。本利用星团的测光、自行和视向速度等数据及观测资料，对10个较年老的疏散星团进行了蓝离散星的证认和成员确定工作，从而为进一步的研究提供了较纯的星团蓝离散星样本。     

疏散星团成员的确定

疏散星团的全部研究工作必须以合理确定星团成员为前提。在用于星团成员研究的各类判据中,自行资料有着最重要的地位。本文对利用相对自行确定疏散星团成员方法的历史沿革和近期发展情况作了较为详细的介绍,其中着重讨论了Sanders方法的合理性、存在问题和改进的途径。最后,简要地介绍了我们所提出的一种确定星团成员的严格方法。这种方法适用于恒星自行测定精度不相等这一普遍性情况。     

疏散星团NGC2286的研究

本文利用疏散昨团NGC2286天区内250颗恒星的相对自行及成员概率判定资料，首次对该星团的半径、光度函数以及内部运动等做较深入的研究，分析表明对NGC2286这个中等年龄的星团，正处于动力学演化的初级阶段，在空间和速度上都没有表现出象年老疏散星团M67那样较为明显的分层效应。     

按运动学方法确定疏散星团M11的距离

在合理假设星团成员星的内部随机运动为各向同性的基础上,提出一种利用纯运动学资料确定星团距离的方法,并依此方法估算出疏散星团M11的速度距离为(1．89±0．52)kpc。这一结果与其他作者给出的星团M11的光度距离符合得相当好。     

疏散星团M11的维里质量

对疏散星团进行统计研究时,场星的混淆可能是一个严重问题,必须认真对待。本文详细讨论了在估算疏散星团维里(Virial)质量时,正确利用成员概率的重要性。分析表明,只有利用大概率的成员星才能得到合理的星团Virial质量。重新计算后M11的Virial质量为5094μ_⊙,与直接观测到的光度质量的最新结果(4671μ_⊙)符合得很好,维里系数为0.9。     

利用地球定向参数确定依巴谷输入星表与射电天球参考架之间的旋转

通过比较地球定向参数（ＥＯＰ）序列和对应的地固参考架，本文得到了依巴谷输入星表（ＨＩＣ）和国际地球自转服务（ＩＥＲＳ）基于甚长基线干涉测量（ＶＬＢＩ）建立的河外天球参考架（ＩＣＲＦ）之间的旋转参数，在Ｊ２０００．０历元，前者至后者的旋转参数为［８．４±１．１ｍａｓ，４６．７±１．１ｍａｓ，４５．５±１．５ｍａｓ］，其时间变率为［－０．１４±０．０５ｍａｓ／ａ，３．２２±０．０５ｍａｓ／ａ，５．７０±０．０７ｍａｓ／ａ］。依巴谷输入星表是完全基于ＦＫ５系统的，本文得到的旋转参数与ＩＣＲＦ和ＦＫ５之间的系统差异情况相符     

星团成员辨认方法研究进展

对疏散星团进行成员星辨认是研究疏散星团的性质和确定疏散星团基本属性参数的首要步骤,对利用疏散星团开展的恒星演化以及银河系结构等研究方向具有重要意义。利用恒星运动学方面的信息(自行和视向速度)来建立可靠的成员星辨认模型,是成员星辨认领域中一个重要的研究方向。目前利用运动学数据进行成员星辨认较为成熟的模型主要是Vasilevskis-Sanders的方法和非参数方法。除此之外,还有一些新兴的方法:建立多维模型和聚类算法等,但这些方法还有待于进一步探索。随着天体测量技术的不断发展,测量数据精度不断提高,提高成员星辨认模型可靠性的需求也越来越迫切。综述了用运动学方法对星团进行成员星辨认的研究背景和研究现状,对各类算法进行了简要介绍,总结了每种模型的优缺点。最后,在Gaia时代下,对成员星辨认模型的研究发展进行了展望。     

前景有星云的星团:M46

前景有星云的星团：Ｍ４６朱悫编译Ｍ４６是船尾座中的疏散星团，视直径约３０′，视星等为６等，距离５４００光年，真直径为３０光年。赤道坐标为赤经：７时４１．９分，赤纬：－１４°４９′（２０００．０）。从天狼星向北移动２°．５再向东１４°就可看到Ｍ４６，或...     

疏散星团NGC6530的成员研究和空间运动

利用上海天文台40厘米折射望远镜照相观测资料所得出的恒星自行,按最大似然原理确定了疏散星团NGC6530天区内恒星的成员概率．分析表明星团成员确定是非常有效的,成员概率p≥0．9的恒星计有250颗．最后,确定了星团的空间运动,并作了简单的讨论．     

OB星协和年轻星团的形成与早期演化

ＯＢ星协和年轻星团是恒星形成与早期演化的“化石”，同时也是研究初始重质量函数（ＩＭＦ）的最好场所；文中就ＯＢ星协和年轻星团的形成和早期演化方面的研究进展作了一评述，还论述了ＩＭＦ的测定和研究情况，并对相关的速逃ＯＢ星及蓝离散星问题作了简要介绍。     

疏散星团M11的研究：3.团星分布的两点相关函数分析

本首次利用两点相关函数，对名中年疏散星团Ｍ１１团星的空间分布进行了讨论了结果表明，无论对全部成员星还是不同星等的成员星，它们的自相关和交叉相关函数都很好地以幂律形式描述，不同星等成员星的自相关的交叉相关计算表明，Ｍ１１已经历了一定的动力学驰豫，出现了质量的空间分层效应。     

按最大似然原理确定疏散星团自行成员的一种改进方法

本在Vasilevskis确定疏散星团自行成员的数学模型基础上，引入场星分布相关系数，并考虑了自行不等精度情况，提出了一个按最大似然原理确定疏散星团自行成员的改进方法，并与Vasilevskis模型的计算结果进行了比较，最后给出了一个对不等精度自行求星团分布参数的例子。     

球状星团NGC4147基于依巴谷系统的自行和空间运动

王家骥等［１］曾得到球状星团ＮＧＣ４１４７的绝对自行为（－２．８２±０．４９,２．３７±０．４３）ｍａｓ／ｙｒ．但是,其中所用的参考星表是Ｂｒｏｓｃｈｅ等［２］１９８５年发表的结果,含有ＡＧＫ３星表的系统误差．在Ｄａｕｐｈｏｌｅ等［３］给出的２６个球状星团轨道远银心距（ａｐｏｇａｌａｃｔｉｃｄｉｓｔａｎｃｅ）与金属度［Ｆｅ／Ｈ］的关系图上,ＮＧＣ４１４７处于一个特殊的位置,即按照它的远银距（５２ｋｐｃ）,它的金属度［Ｆｅ／Ｈ］应该大于－２．０,但实际上只有－１．８３［４］．类似的问题在文［１］的…     

年轻星团光度函数的演化

利用已发表的Ｔｒａｐｅｚｉｕｍ星团和ＩＣ３４８星团的Ｋ波段光度函数和作者获得的ＮＧＣ６６３Ｉ波段的光度函数，将它们分别与不同年龄一次形成或分批形成的模型计算结果作了比较，认为Ｔｒａｐｅｚｉｕｍ星团的年龄为５×１０５年，ＩＣ３４８则为４－６×１０６年，且它们的成员星可能是持续产生的．ＮＧＣ６６３的年龄据推算在１－３×１０７年之间．     

老年疏散星团的金属丰度及银盘金属丰度梯度演化研究

疏散星团是探究银河系结构与演化的良好示踪体,一直以来颇受关注.之前关于疏散星团的研究中,仅有一小部分疏散星团有金属丰度参数,而且,金属丰度的测量,是基于不同质量的观测数据,采用了不同的方法.收集了一个年龄大于2 Gyr的老年疏散星团样本,通过整理这些星团成员星的金属丰度数据,一方面,以星团NGC 2682为例,对比了不同光谱巡天项目给出的星团成员星金属丰度的系统差异;另一方面,计算了星团成员星金属丰度的平均值和中位值,作为该疏散星团的金属丰度推荐值.此外,还利用该样本探究了银盘径向金属丰度梯度随时间的演化,结果表明,早期银盘有着更加陡峭的径向金属丰度梯度,随着演化时间的增加,银盘径向金属丰度梯度逐渐趋于平缓,为银盘化学演化模型提供了更加严格的观测约束.     

关于用最大似然法确定疏散星团成员问题的讨论

本文主要讨论了在用最大似然法确定疏散星团成员时,对星场范围内恒星自行的矢点图进行合理整修的重要性,并尝试提出剔除大自行恒星的具体判据。此外,对该方法中的某些问题进行了一些讨论。最后,在上述分析的基础上,提出了一种按最大似然法确定疏散星团成员的完整的处理程序。