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。     

恒星主要物理参量的实测方法

本文重点讲述恒星半径、质量、温度、压力、光度、自转、表面重力及磁场的主要实测方法,并给出了完整的文献目录。     

晚型恒星中的类太阳活动(Ⅱ):活动色球、过渡区和冕区发射、耀发活动

本文对晚型恒星的色球、过渡区和冕区的类太阳活动,恒星的耀发活动,及其与恒星的光谱型、自转、Rossby数、年龄等恒星基本参数的关系作了综合叙述,并对有关的物理问题和研究进展作了介绍。     

论星协恒星自转的起源

恒星自转的原因是一个还没有解决的问题.以前许多研究者认为银河系的较差自转是恒星自转的主要成因,但这种看法遇到了很多困难.首先,较大量恒星的视自转速度v sin i 的测定结果表示,v sin i 同银纬 b 几乎没有关系,而假如银河系的较差自转是恒星自转的原因,恒星自转轴应当垂直于银道面,i=90°—b.虽然斯列特巴克(A.Slette-bak)最近对北银极区84个早型星的观测结果表示它们的 v sin i 值比低银纬恒星的小些,但由于星数小,差别不大,这个矛盾仍未解决.其次,银河系较差自转作为恒星自转的     

M型恒星周围系外行星统计研究

M型恒星(M dwarf)是主序星中质量较小的恒星,也是银河系中数量最多的恒星类型,在其周围形成的行星通常距离主星较近,宜居带也比F、G、K型恒星更靠近主星,更有利于发现系外宜居行星.研究表明, M型恒星周围平均存在2.5颗小质量行星,约为F、 G、 K型恒星的3.5倍,但M型恒星周围巨行星的出现率(occurrence rate)则比F、 G、K型小一个量级.基于M型恒星周围发现的401颗行星的参数开展了统计研究,发现质量越大的行星平均轨道半长径越大.类地行星约占行星总数的74%,且轨道半长径均小于1 au,其中28颗行星具有潜在宜居性.根据行星质量-半径关系,在质量等于4倍地球质量(M⊕)处存在一拐点,除少数几颗行星外,大部分小于该质量的行星可能都是由约65%的硅酸盐和约35%的铁组成,大于该质量的行星半径则随质量增加而迅速增大.约60%的M型恒星周围的行星位于多行星系统且轨道分布紧密,相邻行星轨道在3:2、5:3及2:1等平运动共振位置处存在峰值. M型恒星的多行星系统形成与演化等问题对现今的行星形成理论提出了新挑战.     

关于Mira变星质量损失率的进一步讨论

本文从Mira变星的光谱型、周期以及与之成协的OH脉泽频谱出发,按辐射压驱动恒星风的质量损失机制,计算了42个有OH脉泽双峰频谱资料的Mira变星的质量损失率,从而找出了Mira变星质量损失率与恒星光度、脉动周期以及成协脉泽源速度的关系.在质量损失率和表面有效温度之间未见明显的依赖性.文中最后对所得结果进行了简单的讨论.     

类太阳色球活动恒星的高色散光谱观测和锂丰度

基于对9颗类太阳色球活动恒星高信噪比的高色散光谱观测, 测量了这些恒星锂线(入 = 6707.8 A'')的等值宽度, 计算了这些恒星表层锂元素丰度. 通过研究这些类太阳色球活动恒星锂丰度和X射线光度之间的关系, 发现X射线光度 强的类太阳色球活动恒星锂丰度值大于X射线较弱的恒星. 也就是说活动性较强的类太阳色球活动恒星其锂丰度较高, 活动性较弱的类太阳色球活动恒星其锂丰度较低. 考虑到主序的类太阳恒星锂元素和恒星自转速度随着恒星年龄的增加逐渐减少, 以及随着类太阳色球活动恒星自转速度的减小, 色球活动又逐渐变弱. 因此类似于锂丰度, 类太阳色球活动恒星自转速度的大小和恒星的 活动水平也同样可以表明恒星的年龄.     

类太阳活动星的X射线观测与研究进展

扼要介绍了类太阳恒星星晚射线辐射的研究历史,综述了Ｘ射线辐射与恒星参量的关系,并对星冕的加热机制作了介绍。类太阳恒星的Ｘ射线辐射与表面磁场有关,因此测定晚型星表面的磁场很重要。     

晚型矮星的色球活动

晚型矮星色球ＣａⅡＨ和Ｋ级及Ｈα线发射的波动的时序分析，能提供我们关于恒星活动的许多信息。在晚型矮星上都观测到类似太阳色球活动行为的所有时标变化。在类太阳恒星上找到了类太阳的＂Ｍａｕｎｄｅｒ极小”长期宁静统计意义上的证据；在晚型矮星上完全肯定地观测到十年左右周期的；已用几天到几星期时标的色球活动区的自转调制来测量晚型星的自转周期；在若干晚型星上也已发现几分钟到几小时时标的类耀发现象。     

基于主成分分析法搭建A型星有效温度的神经网络模型

大天区面积多目标光纤光谱天文望远镜(Large Sky Area Multi-Object Fiber Spectroscopy Telescope, LAMOST,又叫郭守镜望远镜)巡天项目提供了海量恒星光谱数据,DR5数据集中包含大量A型星谱线指数和有效温度的信息。机器学习算法可以发掘数据底层相互关系的神经网络模型,已广泛应用于多个学科。通过使用DR5数据集中的A型星19种谱线指数和有效温度,通过主成分分析法给出了每种谱线指数占整个数据信息的百分比,并以此为基础,选取与有效温度关系最紧密的12种谱线指数,利用有效温度误差小于100 K的数据训练得到有效温度的神经网络回归模型。模型在测试数据集上整体表现较好,程序给出的决定系数R~2为0.904,平均绝对误差为58.38 K。对比相关研究的模型,测量准确度有了明显提升。此外,通过建立模型,对有效温度误差大于100 K的原始数据重新进行测量,得到的有效温度绝对误差的平均值有了明显下降;同时DR5数据集中A5型恒星数据缺少有效温度参数,通过模型的测量,对这一部分数据进行了补充。     

自转对恒星物理量的影响

自转本身是恒星的基本物理量之一，同时影响恒星的其它许多物物量，包括对恒星半径、形状和体积的影响；对光度、包指数、谱线轮廓、等值宽度、偏振度等观测量的影响；对引力加速度、元素丰度的影响；对恒星内部结构，如中心压力、温度、密度的影响。这些将会影响到恒星在Ｈ—Ｒ图上的位置，演化路径以及年龄和寿命等。因此，无论是理论模型还是实测研究，对自转快的恒星应该进行自转影响的修正。     

低部主序恒星锂和铍的衰减

根据化学非均匀恒星的非局部对流理论,计算了质量为0．7-1．15M(?)恒星主序演化模型锂和铍的衰减,并将理论和不同年龄疏散星团锂丰度的观测进行了比较．结果表明,贯穿对流混合能重现温度低于6400 K的晚型主序星锂丰度观测的一般性质．贯穿对流混合可能是晚型矮星锂衰减的一种重要机制．     

用造父变星视向速度求银河系自转参数A

为建立银河系自转理论,由视向速度观测得到的较差自转效应曾用 O 型星及 B 型星、银河星团、造父变星等类天体详尽研究过.这方面的研究,不但显著证实银河系自转理论,而且可以决定自转参数,而自转参数又可以用来研究银河系的自转周期,系内力学定律及质量分布等问题.假定系内恒星的运动在稳定状态,且都绕核心作圆周运动.某恒星和银河系中心(简称银心)的距离为 R,银径为 l,银纬为 b,则因银河系自转而产生的视向速度较差效应     

若干Be星的自转

通过光谱观测获得53颗Be星的自转速度Vsir.i,在Hutchings的方法基础上估算出V和i。我们分析了自转对发射线宽度的影响,利用发射线峰间间隔求取气壳与光球的半径比和稀化因子。文中着重讨论了快自转而且存在恒星风的自转模型同Be现象之间的关系。     

重新审查昴星团成员星锂丰度的弥散

重新审查了昴星团成员星的活动性和在同一颜色处Li丰度的弥散．发现大多数的研究者低估了昴星团恒星的活动性．重新研究了恒星的活动性(包括黑子活动)和星团中恒星的不均匀红化效应对Li丰度弥散的影响．得到的主要结论是：没有坚实的证据说明观测到的Li丰度弥散是代表具相同有效温度星团成员大气Li丰度存在真实的差异．相反，假若不是全部，其大部的视Li丰度弥散是活动星的大气效应所致．Li丰度一恒星自转关联很可能只是Li丰度-恒星活动性关联的一种反映。     

红亚矮星研究进展

红亚矮星是甚小质量恒星中的贫金属成员,质量从约0.5M⊙(M⊙为太阳质量)到H燃烧的最小质量(0:075M⊙0:085M⊙,取决于金属丰度),其寿命长于哈勃年龄,是银河系结构和化学增丰史的重要示踪体。与银盘上数量最多的恒星成员红矮星不同,红亚矮星在太阳附近非常稀少,并且其运动学特征与盘矮星有较大差异,属于年老银河系星族,即为年老盘星族、厚盘星族或晕星族。观测上,红亚矮星可以根据其不同于红矮星的自行、测光和光谱特征被识别和证认。由于其恒星表面大气温度很低,并且颜色比同质量的矮星更蓝,因此红亚矮星在赫罗图上位于主序带末端的下方,介于矮星与白矮星之间。红亚矮星的光学波段光谱由金属氧化物(如TiO和VO)和氢化物(如CaH和H2O)的分子吸收带占主导。红亚矮星可按其光谱形态和分子带特征分成不同的光谱型和金属丰度等级,其中晚M型到早L型的亚矮星既可能是小质量的恒星,也可能是较大质量的年轻褐矮星。介绍了对红亚矮星研究的历史背景和前沿动态,详细阐述了光谱分析方法在研究亚矮星中的重要性,以及根据光谱特征对亚矮星进行分类的方法。最后,总结了甚小质量恒星大气模型的发展过程,并探讨了如何利用模型对亚矮星的大气参数进行估算等热点问题。     

恒星球形刚体自转与谱线半强度宽

本文考虑了一个有临边昏暗的球形刚体自转恒星模型,并考虑仪器轮廓是高斯曲线,计算了一系列转致轮廓与仪器轮廓的卷积。由计算结果得到了转致轮廓半强度宽PHW与卷积后轮廓半强度宽CHW的关系图,以及仪器轮廓半强度宽GHW与卷积后轮廓半强度宽CHW的关系图。表明,当RHW/GHW>2时,就半强度宽(FWHM)而言,卷积的结果使其变窄(而不是加宽);但是,这一变化不大于RHW的3％。这一结果使得在某些情况下对不同仪器上进行的恒星自转速度测量的归算变得简单。理论计算还指出,有可能利用实测的V·sin i—FWHM关系得到临边昏暗系数ε;并利用文献中的观测资料初步得到早型恒星O9.5—B9的临边昏暗系数为0.44—0.99。     

脉冲星的光度、磁场和演化(续)

三、脉冲星磁场的估计物理上有一个磁通量定理。磁场强度是由通过单位面积的磁通量或通过单位面积的磁力线数目来表示的。磁力线密集的地方磁场强度就大 ,磁力线稀疏的地方磁场就弱。一般都认为 ,恒星坍缩时 ,磁通量守恒 ,磁力线的数目保持不变。由于恒星的表面积因坍缩而迅速减小 ,单位面积的磁力线数目急剧增加 ,表面磁场也就随之大大增强。假定恒星在坍缩之前 ,具有2 0～ 2 0 0 0高斯的磁场以及与太阳一样的体积。当它坍缩成半径只有 1 0公里的中子星后 ,表面积要减少约 50万亿倍。单位面积的磁力线数目相应增加这么多倍。因此磁场就变为…     

总结

恒星演化是天体物理领域内一个成熟的研究方向 ,其结果已经被广泛的应用到天体物理的各个领域。但这并不是说恒星演化的整个理论已经十分完美了。实际上 ,随着天文学研究的发展 ,特别是望远镜口径的增加和观测手段的更新 ,以及天体物理其他领域里的长足进展 ,恒星结构和演化理论和它的结论也面临挑战。其中 ,有其自身发展的需求 ,也有诸多外因的驱动。前者如恒星理论中的一些长期困扰人们的经典问题 (如对流 )和以前被忽略的因素 (如磁场和自转 ) ,后者如计算技术的飞速发展使得以前难以实现的技术手段日臻完善 (如恒星结构的多维数字模拟 )…     

三角视差在天体物理研究中的应用

白矮星、红矮星、O型和B型星、Herbig Ae/Be星、Ap和Am星是一些具有重要天体物理意义的恒星,精确测定它们的一些基本参数以及在HR图上的位置,对于研究这类恒星的物理特性和演化规律起着重要的作用。高精度的恒星三角视差将为这方面的研究提供值得信赖的资料。