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，包括对情理星半径、形状和体积的影响。对光度，色指数、谱线轮廓，先进值宽度，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。     

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。     

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     

恒星的较差自转和谱线轮廓

本文主要研究了三个问题:(i)较差自转对谱线形状的影响;(ii)较差自转对测定恒星赤道自转速度的影响;(iii)发现较差自转的可能性.我们得到了两个主要的结果:(i)在目前的观测精度下,恒星的较差自转不能从谱线轮廓的研究中去发现;(ii)对于一个有较差自转的恒星,若把它当作刚体自转来处理,则所定出的赤道自转速度就低于真值.测定值和真值的差别可以根据(8)式近似地估计.     

恒星自转的引力昏暗效应对谱线的影响

对于快速自转的恒星,谱线的等值宽度（ＥＷ）受引力昏暗效应的影响,即使自转速度达到临界也是很小的,而谱线半宽（ＦＷＨＭ）受引力昏暗效应影响相对较大,在（ｗ＝０．９９）时,相对变化达到８％。对于光谱型在Ｂ０￣Ｂ９范围内的主序星,谱线半宽的相对变化在自转速度较小时（ｗ〈０．８）与光谱型无关,在自转速度较大时（ｗ＝０．９９）,谱线半宽的相对变化随光谱次型的增加而下降。     

恒星自转的引力昏暗效应对谱线的影响

对于快速自转的恒星,谱线的等值宽度（ＥＷ）受引力昏暗效应的影响,即使自转速度达到临界也是很小的;而谱线半宽（ＦＷＨＭ）受引力昏暗效应影响相对较大,在（ω≈０．９９）时,相对变化达到８％．对于光谱型在Ｂ０～Ｂ９范围内的主序星,谱线半宽的相对变化在自转速度较小时（ω＜０．８）与光谱型无关;在自转速度较大时（ω≈０．９９）,谱线半宽的相对变化随光谱次型的增加而下降．     

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。     

恒星自转测量中因标准星速度非零所引入误差的讨论

近年来,谭徽松等人以所选用标准星的观测轮廓与Gray的转致轮廓直接卷积,再与被测星观测轮廓比较,由此来测量了一些恒星的自转。在这种方法中,当所选标准星自转速度不严格为零时,将引入误差。本文在标准星速度(vsini)_s较小的条件下,进行函数展开,先后给出了轮廓修正关系式R_0(λ)=R(λ)-α_2(△λ_L)_s~2R″(λ),及速度修正关系式(vsini)_0~2=(vsini)~2+(vsini)_s~2。并估算说明,当标准星速度(vsini)_s<5km/s,而被测星速度vsini>20km/s时,该误差可不考虑。     

对于戴文赛的“论星协恒星自转学说”一文中重要论点的商榷

在天文学会年会上笔者个人对原文中重要论点有不同的看法,现写在下面:原文从两个主要假设:(1)星协成员星自中心径向抛出,(2)各星的自转轴都垂直它的径向运动,推导出原文的主要结果(3)式.然后应用(3)式对两个星协的观测结果作了一些讨论.先看两个假设的可靠性.可分两种情况来讨论:一、自转和直线运动同时获得.在图1中,设 O 代表星协中心,C 代表外围一团物质P 的中心.(按照原文意见,这团物质径向抛出,形成恒星.)若从 O 向外扩张力的方向通     

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     

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。     

自转极慢的脉冲星

自转周期为85秒的脉冲星Ｊ2144-3933大概是迄今发现的自转得最慢的脉冲星了。西澳大利亚大学的天文学家扬(Ｍ.Ｙｏｕｎｇ)说,该脉冲星自转得太慢不可能产生足够强的电场来发射射电辐射。但扬也认为Ｊ2144-3933也可能代表着一类在银河系内尚未发现的未知品种的脉冲星,这类?..     

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.     

恒星黑子的观测

本文对恒星黑子的观测方法和结果作了综合评述。介绍了恒星黑子温度的多色测光测定方法；黑子大小，温度和分布情况的测光畸变波黑子模型解，和高信噪比谱线轮廓多普勒成像方法；以及黑子寿命观测统计方法等的基本原理和研究进展。对已取得的有关恒星黑子的观测分析结果作了概括，与太阳典型黑子情况作了对比，并对恒星黑子的巨黑子，极区黑子以及长寿命黑子特殊性作了讨论，对需要进一步观测研究的问题作了总结。     

恒星级黑洞

恒星级黑洞瑞林黑洞这个名词是美国物理学家惠勒在１９６８年发表的一篇题为“我们的宇宙,已知的和未知的”文章中首先提出来的。他不愿意用“引力坍缩物体”这样累赘的词汇,便创造了“黑洞”这样一个较简洁、概括性较好而又响亮、有力的名词。每颗恒星都是靠两种力来保...