近邻恒星形成星系的主序关系

为了验证现有孔径改正方法的有效性,基于一个具有星系总体Hα、Hβ发射线流量和紫外(UV)、远红外(FIR)多波段数据的近邻(150 Mpc)星系样本,研究不受孔径效应影响的Hα作为恒星形成率指示剂的恒星形成主序关系,并对Hα和远紫外(FUV)分别作为恒星形成率探针时的主序关系进行对比.结果表明:不受孔径效应影响的Hα作为恒星形成率指示剂的主序关系与已有的利用孔径改正所得主序关系一致,表明通常采用的孔径改正方法可以还原星系整体Hα流量.此外,利用总红外(TIR)与FUV之比以及FUV-NUV颜色对FUV流量进行尘埃消光改正所得FUV作为恒星形成率示踪物的主序关系一致,表明FUV-NUV颜色对FUV流量进行消光改正没有引入更大的误差.     

河外星系恒星形成的物理规律探讨

冷气体(T<20 K)是星系中恒星形成(SF)的原料,冷气体随引力塌缩成致密分子云核并终将继续塌缩转变成SF到恒星,而SF反馈又推动着星系的形成和演化.详细了解气体的性质,描绘SF和星系的物理关联以及SF对星系的反馈等,是当今极为重要的关键研究.本文主要总结了河外星系中SF的物理规律,探讨了SF与冷气体的相关关系,特别是随着对SF的进一步物理认识,归纳了我们对SF与致密气体关系的系列相关研究,从河外星系整体的研究到对近邻星系空间分解以及与银河系内致密云核的跨度10个数量级的关系;甚至是对更高密度的致密气体,从星系整体到近邻星系空间分解以及河内致密云核的跨度10个数量级的线性相关关系,并指出在ALMA时代SF研究方向的未来发展前景.JCMT的大项目MALATANG提供了对极高密度致密分子气体在近邻星系中大规模分布和SF的认识,了解在星系的中心和更广阔的漩涡盘区各种不同气体状态与致密分子气体和SF之间的物理关联,以及SF和致密分子气体在不同物理尺度上的联系等.随着ALMA/NOEMA的观测推进以及下一代望远镜的投入,有望最终获得不论是遥远或近邻星系从分子云尺度到星系局部、整体各个不同物理尺度上对致密气体和SF的物理性质和规律、多谱线诊断和星系局部SF效率等前沿问题的突破性认识.     

星系团Abell 2255的恒星形成性质

研究了星系团Abell 2255中184颗成员星系的恒星形成性质.通过对这些星系的形态分类,发现星系光谱在4×10-7m处的跃变程度对区分星系类型非常有效.该星系团中星系的恒星形成活动和星系所处的环境有关,并且不同形态的星系随投影距离的变化趋势遵循不同的规律.此外还确认了团星系的金属丰度与恒星质量之间的相关性,并推断星系团Abell 2255是在单个星系形成后,经过引力相互作用而形成的,这一结果支持了等级成团理论.     

SDSSDR9星系对中恒星形成速率的测量与研究

星系演化是天体物理研究领域的重要课题和前沿之一.其中,星系并合演化理论在其中具有至关重要的地位.恒星形成速率是这一研究的重要参数之一.近些年来,对于恒星形成速率测量方法的研究更是取得了长足的进展.本论文选取了SDSS DR9中0z≤0.3的3 444个星系对以及4 000个场星系作为样本,通过对恒星形成速率的计算来对比研究星系相互作用对星系演化所起的作用.     

早型旋涡星系M81(NGC 3031)光谱能量分布的空间解析研究

文章利用光谱能量分布(Spectral Energy Distribution, SED)拟合对近邻早型旋涡星系M81(NGC 3031)的整体和局部区域进行从远紫外到远红外光谱的建模,旨在探究M81星系中的星族和尘埃性质以及它们的空间分布。研究中,收集了来自包括GALEX、Swift、SDSS、2MASS、WISE、Spitzer和Herschel的空间及地面望远镜/巡天获得的一共27个波段的图像数据,并且将所有数据统一成相同的分辨率。通过对M81整体和每个像素进行SED拟合,得到了M81中的星族和尘埃等物理参数及其空间分布。发现M81是一个整体年龄约为9.5 Gyr(十亿年),恒星总质量约为3.54×10¹¹ M_☉(太阳质量),整体恒星形成率约为0.29 M_⊙/yr,光度约4.26×10¹¹ L_⊙(太阳光度),以年老恒星为主的星系。M81的内部区域(主要由核球主导),包含了星系中最年老星族,其年龄大约为10 Gyr,恒星形成率低,尘埃消光小;外部区域(盘主导)年龄约为1 G...     

团星系和场星系的恒星形成性质

通过对团星系和场星系的聚度参数、特征恒星形成率、星系中包含的恒星质量、金属丰度等物理参量的比较,研究了处在不同引力环境中星系的恒星形成性质.研究表明,聚度高的星系主要居于星系团中,大部分低质量星系是场星系,星系的特征恒星形成率与恒星质量和金属丰度之间存在着显著的相关.另外,团星系和场星系在红移小于0.1的范围内仍表现出了明显的宇宙学演化效应.     

基于Spitzer数据的羟基脉泽寄主星系的中红外特性研究

目前发现羟基脉泽的星系都为亮或极亮的红外星系,但在许多(极)亮红外星系中并未探测到羟基脉泽辐射,这可能意味着羟基脉泽寄主(极)亮红外星系具有某些独特的特性.文章利用Spitzer红外卫星的测光数据,研究羟基脉泽寄主星系的中红外特性.通过统计对比分析羟基脉泽寄主星系和非羟基脉泽寄主星系(即未探测到羟基脉泽辐射的星系)在3. 6μm、4. 5μm、5. 8μm、8μm和24μm波段的辐射光度和谱指数、中红外能谱分布,及其与羟基脉泽光度的关系,结果发现:(1)非羟基脉泽样本的3. 6μm辐射光度明显大于羟基脉泽样本;(2)羟基脉泽样本的谱指数较大,能谱分布的对比显示羟基脉泽的光谱更陡(8μm～24μm);(3)羟基脉泽光度与中红外24μm的光度存在较弱的正相关(R～0. 36),间接支持羟基脉泽辐射的远红外辐射抽运机制.     

水脉泽寄主星系的Spitzer中红外特性研究

截至目前,在已搜寻过的5 000多个星系中,只在180多个星系中探测到水脉泽辐射,这种脉泽的绝大多数与活动星系核(AGN)辐射相关.文章利用先进的红外卫星Spitzer对水脉泽星系样本多个波段的观测资料(3.6μm、4.5μm、5.8μm、8.0μm和24.0μm),计算得到该样本的红外辐射光度、谱指数等物理参量.通过统计对比分析水脉泽寄主星系和非水脉泽寄主星系在各个波段的辐射光度和谱指数、中红外能谱分布,结果显示:①水脉泽星系有较大的中红外光度,尤其在长波24μm波段更为明显;②水脉泽和非水脉泽星系的谱指数与能谱分布没有明显区别;③水脉泽光度与其寄主星系的中红外光度统计显示没有明显的相关性.研究结果为将来水脉泽的搜寻工作提供可能的选源指导.     

巨分子云核CO同位素光度与红外光度相关关系的比较研究

利用两个已发表的CO J=1-0观测样本, 结合¹²CO(1-0), ¹³CO(1-0)和C¹⁸O(1-0)与红外IRAS 4个波段数据, 对29个CO J =1-0基本完全成图云核计算了它们的一些基本参数, 如云核尺度、维里质量、¹²CO(1-0), ¹³CO(1-0)与C¹⁸O(1-0)的总光度、红外光度等. 给出了¹²CO(1-0), ¹³CO(1-0)和C¹⁸O(1-0)光度与红外光度及它们比值之间的相关性, 进而讨论恒星形成率(红外光度)与分子气体示踪之间的关系. 结果表明CO J =1-0同位素光度之间有着很好的相关性, 且CO J =1-0同位素光度与红外光度均有一定相关性, 但是相关性不如河内47个巨分子云核和河外65个星系HCN J =1-0与红外光度及其比值之间的相关性好. 这些也许暗示恒星形成率和恒星形成效率主要依赖于高的气体体密度而并非高的柱密度.     

恒星年龄的不确定性分析

选取已确定恒星年龄和化学丰度的3个观测样本,统一用Yonsei-Yale等年龄线确定了恒星年龄,分析了恒星的绝对星等MV、有效温度Teff、金属丰度[Fe/H]和α元素相对丰度[α/Fe]等4个输入参数的误差对恒星年龄的影响,最后利用误差理论分析和估算了各种因素对恒星年龄不确定性的综合影响.结果表明,Teff,[Fe/H],[α/Fe]对恒星年龄的影响是系统性的,而且其影响程度依次递减;而MV对恒星年龄的影响是随机的,其影响程度是最弱的.误差分析表明,如果取Teff,MV,[Fe/H],[α/Fe]的典型观测误差分别为100K,0.1mag,0.1dex,0.1dex,则由此造成的恒星年龄的平均标准偏差为3.2Ga.     

星际H2O脉泽的观测与研究

从１９９２年９月起，对近８２个外流源或电离氢区，用紫金山天文台青海站的１３．７ｍ望远镜进行了水脉泽观测。有三个源首次测得了弱Ｈ２Ｏ脉泽辐射；对已知源的观测结果表明星际水脉泽的时变化比较普遍。流量变化２０％以上的源达７５％，在高质量外流源中水脉泽深测率比低质量外流源中的高。本文还讨论了脉泽产生率与ＣＯ谱线宽度及成协源红外辐射的相关性。     

大质量恒星形成区IRAS 19213＋1723的毫米/亚毫米波的观测和研究

用KOSMA3米毫米/亚毫米波望远镜,对大质量恒星形成区IRAS19213＋1723进行了^12CO（2-1）和^12CO（3-2）的成图观测.^12CO（2-1）和^12CO（3-2）的谱线轮廓均具有不对称的结构,且具有较大的线翼展宽.^12CO（2-1）和^12CO（3-2）积分强度图,进一步证实了IRAS19213＋1723存在双极分子外向流,CO不同跃迁所示踪的此外向流形态相似.利用局部热动平衡（LTE）的方法,得到该外向流的总质量为15.0M⊙、平均动力学时标为5.0×10^5yr、总质量流失率为3.0×10^5M⊙yr1.最后计算出了^12CO（3-2）与^12CO（2-1）积分强度比和展示了积分强度比的分布,推断出该大质量恒星形成区中外向流存在高积分强度比可能是由外向流与其周围的星际介质互相作用的结果.     

一些卡方积图的符号星控制数

设G=(V,E)是一个没有孤立顶点的图,如果一个函数f:E→{+1,-1},对一切v∈V(G)满足∑e∈E(v)f(e)≥1成立,则称f为图G的一个符号星控制函数。图G的符号星控制数定义为γ’ss(G)=min{∑e∈E(v)f(e)∣f为G的符号星控制函数}。在图的符号星控制概念的基础上,确定了两类特殊图的符号星控制数。     

Clustered star formation as a natural explanation for the Halpha cut-off in disk galaxies

The rate of star formation in a galaxy is often determined by the observation of emission in the Halpha line, which is related to the presence of short-lived massive stars. Disk galaxies show a strong cut-off in Halpha radiation at a certain galactocentric distance, which has led to the conclusion that star formation is suppressed in the outer regions of disk galaxies. This is seemingly in contradiction to recent observations in the ultraviolet which imply that disk galaxies have star formation beyond the Halpha cut-off, and that the star-formation-rate surface density is linearly related to the underlying gas surface density, which is a shallower relationship than that derived from Halpha luminosities. In a galaxy-wide formulation, the clustered nature of star formation has recently led to the insight that the total galactic Halpha luminosity is nonlinearly related to the galaxy-wide star formation rate. Here we show that a local formulation of the concept of clustered star formation naturally leads to a steeper radial decrease in the Halpha surface luminosity than in the star-formation-rate surface density, in quantitative agreement with the observations, and that the observed Halpha cut-off arises naturally.     

1，1，1－三羟甲基丙烷为核的三臂星形聚甲基丙烯酸甲酯的控制合成及表征

通过三羟甲基丙烷和2－溴异丁酰氯反应合成了三臂星型聚合物引发剂,利用原子转移自由基聚合合成了三臂星型的聚甲基丙烯酸甲酯,并对引发剂和聚合物的结构进行了^1HNMR和GPC的表征,合成了聚合物分子量分布较窄的端基含溴原子的三臂星状聚合物．     

有行星系统恒星的金属丰度研究

计算了7颗类太阳恒星（带有类似太阳的行星系统）的大气参数和多种金属无互的丰度，所有样本星的金属丰度平均值为0.101，其中HD98230的值为－0.271，相对其余6颗星的值小很多（其余6颗星的平均值为0.184），比银盘附近类太阳星的平均值（[Fe/H]≈-0.3）相对较高，计算结果表明行星系统的形成与恒星的富金属丰度存在着一定的联系。     

The essential signature of a massive starburst in a distant quasar

Observations of carbon monoxide emission in high-redshift (zeta > 2) galaxies indicate the presence of large amounts of molecular gas. Many of these galaxies contain an active galactic nucleus powered by accretion of gas onto a supermassive black hole, and a key question is whether their extremely high infrared luminosities result from the active galactic nucleus, from bursts of massive star formation (associated with the molecular gas), or both. In the Milky Way, high-mass stars form in the dense cores of interstellar molecular clouds, where gas densities are n(H2) > 10(5) cm(-3) (refs 1, 2). Recent surveys show that virtually all galactic sites of high-mass star formation have similarly high densities. The bulk of the cloud material traced by CO observations, however, is at a much lower density. For galaxies in the local Universe, the HCN molecule is an effective tracer of high-density molecular gas. Here we report observations of HCN emission from the infrared-luminous 'Cloverleaf' quasar (at a redshift zeta = 2.5579). The HCN line luminosity indicates the presence of 10 billion solar masses of very dense gas, an essential feature of an immense starburst, which contributes, together with the active galactic nucleus it harbours, to its high infrared luminosity.     

物态方程对初生中子星星风动力学的影响

初生中子星中微子驱动的星风被认为是r-过程和p-过程发生的场所之一.基于牛顿流体动力学方程组,我们讨论了3种不同物态方程（（i）严格物态方程;（ii）忽略正负电子对简并参数;（iii）忽略气体压强）对初生中子星中微子驱动星风动力学的影响.结果发现,忽略简并参数的物态方程是个很好的近似;忽略气体压强的物态方程会明显地降低星风的密度、温度,提高速度和核子熵,但电子丰度几乎不会改变.同时星风物质溢出率、动力学时标等影响核合成的重要参量都有明显的改变.对1.4M⊙的典型中子星模型,我们发现在反中微子光度为8×1051ergs1时,星风物质是富中子的,采用不同的物态方程可能使诞生的快中子俘获元素的平均质量数最大相差6;在反中微子光度为1×1051ergs1时,星风物质是富质子的,质子俘获重核的相对丰度可能相差一倍,因此考虑合适的物态方程是极为重要的.     

星敏感器参数分析与自主校正

星敏感器焦距和主光轴偏心等参数对整个系统产生较大的影响。该文定量地分析了星敏感器星点坐标处理精度、主光轴位置和焦距误差对星图识别的影响,利用观星实验设计了一种自主进行参数校正的方法并给出了设计原则。对APS CM O S星敏感器进行了参数校正,并利用校正后的参数进行观星实验,星图识别成功率达到100%。理论分析和实验结果表明,该方法可用于星敏感器的系统设计和参数的自主校正。