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。     

恒星大气的连续吸收系数

本文指出,在恒星大气连续吸收系数的计算中,用最丰富元素的每个粒子的连续吸收系数a_c(T,lgp_e)代替通常用的每克物质的连续吸收系数是有益的。本文所考虑的连续不透明度源为:(一)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。(二)HⅠ,HeⅠ,CⅠ,NI,OI,H_2的瑞利散射。(三)自由电子的汤姆逊散射。最后对太阳光球型大气(见表3),计算了以一个氢粒子为单位的连续吸收系数a_c(T,lgP_e)。     

中红外波段星系电离特性研究

中红外高电离发射线[OⅣ](25.9μm)的产生机制尚不明确。利用简单的光致电离模型,Hao等人(2009)初步分析发现,当星暴星系模型给出的[NeⅢ]/[NeⅡ]值与观测相当时,其给出的[OⅣ]/[SⅢ]值却比观测值低约4个量级。[OⅣ]/[SⅢ],[SⅣ]/[SⅢ],[NeⅢ]/[NeⅡ]等中红外发射谱线比值及其变化趋势,以及其与ITERA package中提供的各类更新的光致电离模型的比较,是进一步探索星暴星系中[OⅣ]发射来源的一种有效途径。观测数据与电离模型计算结果的比较表明,Hao等人(2009)中提出的中红外发射线诊断图[OⅣ]/[SⅢ]对[SⅣ]/[SⅢ]中的分支结构能分别较好地与AGN与星暴星系光致电离模型相吻合。这些星暴星系模型所产生的[OⅣ]发射的强度与电离光谱中大于4 Ryd段的相对光子流量呈紧密正相关,单独考虑Wolfe-Rayet星的辐射对电离光谱的贡献足以解释星暴星系中的[OⅣ]发射线;而对于[OⅣ]/[SⅢ]对[NeⅢ]/[NeⅡ]诊断图,模型仍很难解释观测结果,特别是星暴星系分支:当由模型计算出的[OⅣ]/[SⅢ]值与观测相当时,其给出的[NeⅢ]/[NeⅡ]值相比于观测仍明显偏高。如果考虑上述发射线均来自具有单一密度与电离参数的发射区,那么[NeⅢ]/[NeⅡ]值与电离光谱21.6～41.0 eV段的斜率密切相关。     

几颗Be星的光谱

本文给出82—84年对20颗Be星的观测结果。对其发射线特征(定义了V/R、E/C、E/A_0)进行了描述。按发射线特征可将Be星简单地分为三类:单峰、双峰和在发射线中心有强的壳层吸收的星。但是,除了第三类可认为是Be壳层星外,前两类并不能简单地认为是轴向的和赤道向的Be星。单峰和双峰通常是可以相互转化的,这种转化说明Be星的外包层在变化,即HⅡ和HⅠ区的厚度在变化。并且,由观测表明,很可能同时伴随着有光球电子密度等参量的变化。本文还利用理论模型的计算结果,由氦线的半强度宽求得了恒星的自转速度v sin i,并将结果与其它文献给出的结果进行了比较和讨论。     

Reduced transition probabilities for 4~He radiative capture reactions at astrophysical energies

The reduced transition probabilities from an electric quadrupole B(E2) and reduced transition probabilities from a magnetic dipole B(M1) between the ground state and the first excited state have been calculated for the3He(α,γ)7Be,8Be(α,γ)12C and12C(α,γ)16O radiative capture reactions with the M3Y potential.These reactions are important in stellar evolution.The calculated B(M1) and B(E2) for7Be nuclei are found to be 1.082×10-3e2fm2and 1.921 e2fm4from transitions 3/2-to 1/2-,respectively.The obtained values for reduced transition probabilities B(E2) for the12C and16O nuclei from transitions 0+to 2+are 12.54 e2fm4and 14.18 e2fm4,respectively.The results are in satisfactory agreement with available experimental data.     

低质量AGB星He壳层内重元素核合成

以^13C（α,n)^16O和^22Ne(α，n）^25Mg作为双脉冲中子源，对于星族Ⅰ低质量AGB星，采用无分叉s-过程反应通道，结合最新恒星深化的计算结果，在各物理参量合理取值范围内，计算了He壳层内重元素核合成。结果表明，渐近分布时所需的脉冲数N0的范围是6－16个，渐近分布达到后，He壳层内重元素的丰度仅与平均中子辐照量τ0有关。与低质量AGB星相应的平均中子辐照量范围是τ0=0.15-1.0mb^-1。     

太阳大气铍丰度的衰减

Li和Be轻元素在温度仅几百万度时就因核反应而遭毁坏,因此它们是恒星演化过程的外层对流混合延伸程度很好的一种示踪。基于这种考虑,我们曾计算过太阳包层模型Li的衰减,得到一个同时满足日震学太阳对流区深度和太阳Li丰度观测要求的非局部太阳对流包层模型[1].Li丰度给出了一个非局部对流混合延伸程度的上限。     

CNO燃烧核反应的研究

本文利用势垒穿透模型计算重离子融合反应截面,我们发现理论计算结果同现有的实验数据符合得相当好。在此基础上,对~(12)C+~(12)C,~(12)C+~(14)N,~(12)C+~(16)O,~(14)N+~(14)N,~(14)N+~(16)O和~(16)O+~(16)O六种融合反应,在T_9=-0.1—5.0温度范内数值计算了这些热核反应率,并给出了它们随温度变化的近似解析表达式.对~(12)C+~(12)C,~(12)C+~(16)O和~(16)O+~(16)O这三种热核反应率,我们的新结果明显地低于Caughlan等人在1985年的列表值,特别是~(16)O+~(16)O的热核反应率比文[21中值低7—20倍,这将对整个大质量恒星的演化、超新星爆发以及核合成带来较大的影响,本文简略地讨论了这些影响.     

Ⅰ型超新星模型——部分燃尽白矮星

本文用完全动力学程式计算了Ⅰ型超新星爆发。这些模型是依据氦或碳和氧构成星核,部分地或全部地产生瞬时完成的核燃烧。计算中将动力学方程、核统计平衡、Rayleigh-Taylor不稳定性等物理过程联合起来求解。重点比较了Rayleigh-Taylor不稳定性的影响,现不能作出完全肯定的结论。计算结果列在表1、表2和图2—6中。     

恒星演化晚期核素K壳层连续态电子俘获过程中微子能量损失

基于Weinberg-Salam理论,考虑Coulomb效应对连续态电子气体的影响,对恒星演化晚期核素12C、16O、20Ne、24Mg、28Si和56Fe在完全电离环境下的K壳层连续态自由电子俘获过程的中微子能量损失进行了讨论.根据Beaudet、Petrosian和Salpeter (BPS)的方法所得结果与我们的结果进行了比较.结果表明:相对较高温度环境(如T9=0.1和T9=1.T9是以109 K为单位的温度),两种结果符合很好;而低温环境(如T9=0.01和T9=0.001)核素16O、20Ne、24Mg和28Si的中微子能量损失,BPS的结果比我们的结果高10～70倍,对核素12C甚至高出2个数量级.我们的研究可能对恒星演化晚期尤其是白矮星核坍塌到相对低温和中等密度阶段冷却机制的研究具有重要意义.     

Chromospheric activity on the late-type star V1355 Ori using Lijiang 1.8-m and 2.4-m telescopes

We obtained new high-resolution spectra using the Lijiang 1.8-m and 2.4-m telescopes to investigate the chromospheric activities of VI355 Ori as indicated in the behaviors of Ca Ⅱ HK,Hδ,Hγ,Hβ,Na Ⅰ D_1,D_2,Hα and Ca Ⅱ infrared triplet(IRT) lines.The observed spectra show obvious emissions above the continuum in Ca II HK lines,absorptions in the Hδ,Hγ,Hβ and Na Ⅰ D_1,D_2 lines,variable behavior(filled-in absorption,partial emission with a core absorption component or emission above the continuum)in the Hα line,and weak self-reversal emissions in the strong filled-in absorptions of the Ca Ⅱ IRT lines.We used a spectral subtraction technique to analyze our data.The results show no excess emission in the Hδ and Hγ lines,very weak excess emissions in the Na Ⅰ D_1,D_2 lines,excess emission in the Hβ line,clear excess emission in the Hα line,and excess emissions in the Ca Ⅱ IRT lines.The value of the ratio of EW_(8542)/EW_(8498) is in the range 0.9 to 1.7,which implies that chromospheric activity might have been caused by plage events.The value of the ratio E_(Hα)/E_(Hβ) is above 3,indicating that the Balmer lines would arise from prominence-like material.We also found time variations in light curves associated with equivalent widths of chromospheric activity lines in the Na Ⅰ D_1,D_2,Ca Ⅱ IRT and Hα lines in particular.These phenomena can be explained by plage events,which are consistent with the behavior of chromospheric activity indicators.     

LSI 65°010中的中子星周围存在HⅡ区的可能观测证据

对Be／X射线双星LSI＋65°010／2S0114＋65连续四年（1992—1995年）的光学光谱观测发现,在1992年11月它的Ha发射线等值宽度在4天内从－0．43A增至－1．48A,增加了约3．5倍．此剧烈变化支持LSI＋65°10的光学子星是一颗Be星而非超巨星的论点．我们的观测还发现,1994年9月它的Ha发射线轮廓呈明显的双峰结构,但与普通Be星中由于旋转气壳而形成的双峰不同,其红峰处于Ha理论波长附近,紫峰却紫移了7．2A．我们认为此双峰可能产生在LSI＋65°010的不同HⅡ区中,即红峰产生于Be星周围的气壳内,而紫峰很可能产生于在轨道上快速运动的中子星周围的HⅡ区中,此观测可能提供了中子星周围存在HⅡ区的证据．同样,我们认为1992年11月4日观测到的Ha发射线红翼几乎不变,紫翼却大幅增加的现象也是由于中子星周围的HⅡ区造成的．     

赫歇尔时期下星系中(亚)毫米波谱线发射的研究进展

目前,(亚)毫米波段探测到大量的谱线发射,例如简单分子(如CO,H2O等)的转动发射以及原子(如C,O等)和离子(如C+,N+等)的基态精细结构跃迁.这些谱线是多种物理状态的星际介质(interstellar medium,ISM)的重要冷却剂,可以用于研究气体的物理性质和化学组成以及气体谱线发射的能量来源.首先介绍了...     

小行星(215)、(323)、(416)和(432)的轨道改进

这四颗小行星的历元很早,都是在二、三十年以前.由于多年未算摄动,轨道逐渐偏离,观测与计算间差值。O—C 已增大到一度以上.鉴于改进轨道、计算准确冲日星历表的迫切需要,1962年冬季在已利用电子计算机算得木星、土星精确摄动的基础上,我们搜集了近几年的观测资料,对此四颗星作了轨道改进.轨道改进的计算系根据爱克尔和勃劳威尔(Eckert and Brouwer)的直角座标的方法.为避免小偏心率和大倾角情况对精确度的影响,使能比较确定地求得方程式的解,我们采用下列方程系统:     

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.     

新小行星紫金二号

1955年11月11日,在我们拍照小行星(1274)Delportia的底片上,发现另外一颗小行星,移动方向与(1274)相似,光度稍亮一些。经连续追踪,到12月17日为止,共得到十三次观测。挑选其中三次观测,算了一个椭圆轨道,以其轨道根数与星历表比较的结果,已经可以初步肯定是一个新的小行星。以下表1中载出了所有观测的位置和O—C之差,其中注有(*)的是用来计算轨道的凤测。     

小行星(116)Sirona的新軌道

小行星(116)Sirona在小行星星曆表中的位置是根據1929年卡斯德特(Kahrstedt)所算的軌道根数推算的,到1949年這顆星的O—C(觀测減計算)值便達到一度多,且很不均匀。因此有必要計算这顆星的攝動和軌道根數的改進。在蘇聯科學院理論天文研究所所編製的小行星星曆表中查得該小行星的卡斯德特氏     

银河系运动学参数的确定

利用 2 0 2个太阳附近疏散星团的视向速度和自行观测资料 ,对太阳的运动和银河系的运动学参数进行了研究。其中 ,距离在 0 .5kpc到 2kpc之间的 12 8个疏散星团对平均太阳运动分量的解算结果是 (u0 ,v0 ,w0 ) =(- 13.8± 1.4 ,- 5 .0± 1.6 ,- 11.6± 2 .9)km/s ;Oort常数和银河系径向运动参数的解算结果分别为 (A ,B) =(16 .9± 1.1,- 11.6± 2 .6 )km·s- 1·kpc- 1及 (C ,D) =(2 .5± 1.1,- 2 .1± 0 .9)km·s- 1·kpc- 1。     

国际原子时和本地原子时之差

UTC(BIPM)一Ul,C(k)2仪犯年10月 入习D 实脸室 Q认O JA’pC 2日 51819 (二)一26一4171 7日 51824 (加) 一8一4211 12日 51829 (二) 2一4257 17日 518抖 (。)一14一4319 22日 51839 (.) 一2~4366 8一朝02TAI一TA(k)2加0年10月 加灯D 实验室 e认O JAI℃ 2日 51819 (二)一283一10735 7日 51824 (ns)一271一10814 12日 51829 (二)一262一1O9(拼17日518努22日51839 (na)(二)一279一刀2一11031一11177 27日 51剐4 (二)一261一11301一摘自(BIPMc压灯LJ],以T》冷.154国际原子时和本地原子时之差~~…     

综合原子时与地方原子时之差

TA(JATC)一TA(k) 实验室 时刻(UTC) 2(X)4年12月 N卫犯 ):oo:C 人叮D (脚) 53340 53341 53342 53343 53344 ,工内乙 八O‘“. 53345 53346 53347 53348 53349 ︸b 7 80护 53350 53351 53352 53353 53354 53355 53356 53357 53358 53359 53360 53361 53362 53363 53364 53365 53366 53367 53368 53369 53370 10 n121314巧1617181920 2122232425 262728293031综合原子时与地方原子时之差~~…