金牛暗星云区耀星观测研究

1975年和1977年两个冬季用紫金山天文台40厘米双筒望远镜在金牛暗云区进行耀星观测,发现两颗耀星和已知耀星FH Tan 的一次重复爆发;我们将金牛暗云区的耀星与poPh暗云区耀星作了对比。     

金牛暗星云区的一颗超短周期变星

在闪视用紫金山天文台40厘米双筒望远镜对金牛暗星云区进行的耀星观测底片的时候,在一处比较透明的地方发现了一颗周期非常短的变星[图1]。我们把这颗变星编号为ZB33。其坐标是赤经α=4~h30~m8,赤纬δ=+23°36＇(1950)。从我们得到的资料看,它可能是一颗新变星。借助附近的浪多特(Landolt,A.U.,1967,A.J.72,8,1012)的光电B星等标准序列,对1977年12月11日晚的一组6张多次露光底片用Iris光瞳光     

具有大红外色余的早型发射线星

本文给出由Wackerling早型发射线星星表与IRAS点源表交叉认证得到的V-[25]≥8的早型发射线星星表。对它们空间分布的研究表明:这些星属于极端星族Ⅰ,从而为进一步研究主序前和主序后中等和大质量恒星的演化提供较为完备的观测对象。     

弱发射线T Tauri型星的高色散光谱观测

应用国家天文台兴隆观测基地2.16 m望远镜及其高色散光谱仪,对6颗弱发射线T Tauri型星(Weak-line T Tauri Stars,简称WTTS)进行了高色散光谱观测,计算了这些弱发射线T Tauri型星的锂元素丰度,讨论了这些弱发射线TTauri型星锂丰度和恒星自转周期、光变幅度的关系,研究发现:自转较快的弱发射线T Tauri型星锂丰度小于自转较慢的弱发射线T Tauri型星锂丰度;但是这些弱发射线TTauri型星,其锂丰度与恒星在V波段的光变幅度并没有明显的相关性.     

可圈可点的英仙座流星雨

今年8月13日清晨,地球将穿越斯威夫特-塔特尔彗星(Swift-Tuttle)的残留物质中最密集的部分,届时英仙座流星雨将达到极大。由于没有月光的影响,因此今年的英仙座流星雨是历年来观测条件最好的。 英仙座流星雨可说是最有名的流星雨之一,因为它不但流星多,而且几乎从来没有在夏季星空中缺席     

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。     

英仙座流星雨的摄像观测

流星的观测,除了传统的目视与照相方法外,摄像观测开始起着越来越重要的作用。摄像不仅能够记录下流星的准确方位,而且还能够很方便地获得流星出现和移动的时刻,从而具备更多的信息量。如果在不同地点记录下同一颗流星,就可以据此计算出流星在空间的轨迹以及运动的速度。     

IRAS 17213-3841:晚型富碳星还是早型发射线星?

IRAS 17213-3841作为富碳星列于新版碳星星表中．然而该星的IRAS低分辨率光谱显示富氧的硅酸盐发射特征；光谱观测结果表明，该星是一个接近零龄主序的，光谱型为O9／B0的早型发射线星，而不是碳星，因此应从碳星星表中剔除．此外，将它证认为碳星的近红外-IRAS双色图方法并不是一个完全可靠的方法，用这一方法来证认碳星必须十分小心．     

Cep OB4恒星形成区的IRAS观测

对恒星形成区ＣｅｐＯＢ４的ＩＲＡＳ观测结果的详细分析和研究表明，与年轻星团Ｂｅ５９相联系的分子云物质的原始分布是高度成块的。Ｂｅ５９诞生于一个平均密度为１００─２００ｃｍ（－３）云的背向太阳一侧。强烈的电离辐射以及星风已经在其诞生地产生了一个半径大约为５ｐｃ的＂水泡型（Ｂｌｉｓｔｅｒ）＂电离氢区及与之相关的红外源。电离辐射也穿过云际介质到达与母云分离的另两个云的表面，形成了从侧面看到的电离波前及被压缩和加热的中性物质壳。在这个恒星形成区中，虽然有大量年轻恒星存在，但大质量恒星的形成已经停止。红外发射主要起源于标准尘埃粒子的热平衡发射。但在主激发星团Ｂｅ５９附近的ＨＩＩ区中２５μｍ发射的显著增强可能与某种与电离气体相混合的新型尘埃粒子有关。     

B型发射星的K项

五十年来有关 O 型和 B 型星的 K 项的研究工作有几十件之多.在文献中列出了到1953年为止的研究结果.各研究者所用的星数、光谱型范围、视星等范围以及分析方法都不一样,因此结果相差相当多.绝大多数得到了正的 K 项,少数得到负的 K 项.其它光谱型的主序星的 K 项则接近零.较细致的分析表明,B 型星 K 项数值的大小同光谱型和视星等有密切关系.早在1930年,普拉斯凯(Plaskett J.S.)就指出:平均视星等为+4.5     

各类发射星的平均视线速度

在前一个工作里,我们把“恒星视线速度总表”里一万多个恒星的视线速度 V_r 加以分析,得出了各光谱型恒星的视线速度绝对值的平均值,并设计了一个统计方法来作太阳运动和银河系自转的改正.在那个工作中,我们注意到光谱内有发射线的恒星的视线速度,一般说来比同光谱型的普通恒星大.在表1内列出了9种光谱型的恒星的数目和视线速度绝对值的平均     

B型发射星的空间运动

这个研究的目的是要算出B型发射星(Be星)的运动特性,来和普通的只有吸收線的B型星比较。一组星的运动特性常用下列的量表示出来:太阳对于这一组星的重心的运动速度V_(?);太阳运动的向点的银道坐标L,B或赤道坐标A,D;这一组星的本动速度瀰散度,也就是速度椭球体的三条轴線长度的一半σ_1,σ_2,σ_3;这三条轴線的方向L_1,B_1;L_2,B_2;L_3,B_3。要算出这些量需要知道星的自行μ_α,μ_δ,视線速度V_γ和视差     

富尘埃宽发射线类星体的CO发射

富尘埃宽发射线类星体在星系演化中十分关键,而星系中分子气体的信息有助于人们了解其恒星形成潜力等性质。使用IRAM-30m望远镜对红移0.5 ⊙·a^-1,气体耗竭时间为(20～300) Ma。将它们的红外光度与CO光度进行比较,发现该富尘埃宽发射线类星体样本的恒星形成效率相对其他亚毫米波星系及类星体无明显区别。在该样本中发现了活动星系核相对强度与气体耗竭时间的负相关关系,这与目前的类星体演化理论相符。     

类星体发射线和吸收线的统计分析

本文根据文[1，2]三个类星体表的3941个类星体作统计分析，发现在发射红移Zem1．4—3．2范围内吸收线较多，尤其在Zem1．8—2．4范围内明显增加；同时在Zem1．4—2．8范围内出现吸收线红移Zab＞Zem的现象．结果表明，在Zem1．8—2．2间隔内的类星体活动性加剧，似可以说反映了类星体与环境相互作用的演化效应．     

与发射线区成协的类星体CIV吸收系统研究（Ⅱ）统计研究（2）

本文是系列文单ＩＩ的第２篇，根据前文的统计结果，我们确认了成协吸收系统的存在，本文在此基础上，对成协吸收系统出现频率与类星体红移，光学亮度，Ｘ射线波段和红外波段辐射性质的相关性进行了讨论，结果表明成协吸收系统与类星体Ｘ射线波段性质无关，而与类星体的红移和光学亮度有关，表现为低红移低光度的类星体中成协系统的出现频率明显地比其它样本高得多。     

与发射线区成协的类星体CIV吸收系统研究(Ⅱ)统计研究(2)

本文是系列文章Ⅱ的第2篇.根据前文的统计结果,我们确认了成协吸收系统的存在.本文在此基础上,对成协吸收系统出现频率与类星体红移、光学亮度、X射线波段和红外波段辐射性质的相关性进行了讨论.结果表明成协吸收系统与类星体X射线波段性质无关,而与类星体的红移和光学亮度有关,表现为低红移(z<2.0)低光度(M_v≥-27~m) 的类星体中成协系统的出现频率明显地比其它样本高得多.     

暗星云L134的稳定性及热特性

利用暗星云L134的光学观测及分子谱线观测的结果,估算了它的某些基本物理参数,讨论了该星云的稳定性及能量问题。 发现在L134的演化过程中,热压力及转动在制约其自引力坍缩中起一定作用,但不是重要因素,而磁场的支撑作用可能是比较重要的,L134不是在自由下落时间尺度t_(ff)上引力坍缩,而可能是在一个比较长的双极扩散时间尺度t_D上收缩。 本文还计算了L134的冷却率及加热率,表明引力克服热压力作功不是暗星云L134的有效加热源;宇宙线是L134的一个加热源,它能提供所需能量的～20％;磁场通过双极扩散释放能量可能为L134提供了一个重要的加热源。