基于颜色的206个星系的星族年龄与金属丰度研究

 基于颜色分别采用单星星族模型和双星星族模型对206个星系的年龄和金属丰度进行了确定,并将2种结果和Gallazzi等人用谱指数得到的结果进行了比较.结果表明:样本星系的年龄比较老,金属丰度比较高;使用双星星族模型拟合得到的星族年龄和金属丰度比单星星族的偏大;使用颜色拟合得到的星族年龄比谱指数的偏小,金属丰度偏大.     

星系晕较重r-过程元素产量和丰度的离散

采用Fields等所提出的模型,将超新星爆发产生r过程元素的事件分为2类:A类(r-rich)事件和B类(r-poor)事件,结合所得到的Ⅱ型超新星r-过程元素的产量和产区,计算了贫金属星较重r-过程元素的弥散,并与观测进行对比分析,解释早期星系化学演化.得到的主要结论:从星系化学演化角度看,星系r-过程元素主要来源于大质量星,r过程核合成主要产生场所是较高质量的Ⅱ型超新星,质量范围在28M⊙≤M≤35M⊙.利用计算得到的产量及初始质量函数φ(m),确定产生较重r过程元素的Ⅱ型超新星占Ⅱ型超新星总数的比例(大约为4%),计算得到星系晕中Eu,Ba,Ce,La,Nd,Pr,Sm等元素的丰度离散情况;并对计算结果进行分析.     

极贫金属环境下超新星爆发的中子俘获元素核合成产量

极贫金属环境下超新星爆发([Fe/H]＜-2.5)形成于星系演化的早期,研究极贫金属环境下超新星爆发的重元素丰度分布及核合成,对于探索星系形成及化学演化和核天体物理学中的基本问题都起着关键作用.分析了大量极贫金属环境下超新星爆发的元素丰度的观测数据,得出中子俘获元素Sr,Y和Ba与元素Si的相关性规律,计算了极贫金属环...     

小功率空气冷却ICP-AES研究(III)——IIIA,IB和IIB族元素在空气冷却ICP中的行为

用商品仪器,在与全氩电感耦合等离子体(ICP)类似的条件下,测定了ⅢA,ⅠB和ⅡB族元素的77条谱线在小功率空气冷却ICP中的信背比和检测限,并测绘了其中的30条杰出谱线和9种常见共存元素的光谱重叠扫描图,估计了可能存在的光谱干扰。     

不同银心距分子云的氧同位素18O/17O丰度比的观测研究

星际介质中同位素丰度比18O/17O可以很好地示踪星际介质中元素增丰来自大质量恒星与中小质量恒星的相对抛射量.为了确定银河系不同区域星际介质中的该同位素丰度比,笔者利用JCMT-15 m望远镜,对17个不同银心距(1～16 kpc)恒星形成区的C18O和C17O分子的J=2-1跃迁谱线进行了观测.在其中的11个源,同时探测到了C18O和C17O分子谱线.分析得到了该样本的同位素丰度比18O/17O,发现该丰度比存在一个明显的径向梯度,即该丰度比随着银心距增加而增加,这和之前C18O和C17O J=1-0谱线的观测结果是一致的.但是,由J=2-1谱线得到的同位素比值普遍低于J=1-0的比值.这应该是由于C18O J=2-1谱线比其J=1-0谱线的光厚效应更严重导致的.这也意味着在确定样本的丰度比时,光深效应是不可忽视的.后续对大样本的多条跃迁谱线观测,对准确确定丰度比及其梯度分布非常重要.由观测得到的丰度比梯度越准确,就越能在理论模型研究中对CNO同位素的合成进行更好的限定.     

基于叠加的河外星系中性氢(HI)谱线数据处理方法

中性氢(HI)巡天是探测宇宙气体大尺度结构的重要手段.在对河外星系进行HI巡天的过程中,由于信号本身非常弱,再加上望远镜灵敏度的限制,导致观测数据中大量星系的HI谱线信号被湮没在噪声之中,无法直接观测到.但是利用谱线叠加技术就可以通过叠加一些已知光学红移和位置的星系来提高谱线的信噪比.本文所要介绍的就是将一个星系群中所有成员星系的HI谱线进行叠加得到合成HI谱线的方法.通过这种方法获得的叠加谱线就是该星系群中总的HI辐射.叠加后的谱线由于rms水平的降低而获得比单一成员星系的谱线更高的信噪比,从而使一些在原来单条谱线中并不明显的HI信号在叠加后的合成谱线中显现出来,达到S/N 4.5的水平.谱线叠加过程涉及了大量数据的批量处理,因此我们开发了相关的自动化软件,用来处理美国Arecibo望远镜ALFALFA中性氢巡天观测的数据,成功得到了80多个选自SDSS观测星表的星系群样本的叠加谱线.预计未来我国的FAST望远镜巡天将产生大量的中性氢谱线数据,这一软件将会在大批量处理FAST河外星系HI谱线叠加方面发挥重要作用.     

元素星系化学演化的分析解

利用瞬时循环近似，考虑元素产率随金属丰度的变化，得出了主要金属元素星系化学演化的分析解，结合恒星核合成结果，计算了银河系中O元素、Mg元素、Na元素、Sc元素等丰度随金属丰度的变化规律，并与观测结果进行了比较。     

几个活动星系核的测光反响映射研究

活动星系核(Active Galactic Nuclei,AGN)宽发射线区的大小是计算中心黑洞质量的重要参数,通常可基于光谱反响映射测量的宽发射线辐射相对于连续谱辐射的时间延迟来得到,但需要花费中大型光学望远镜的很多时间.本文采用测光反响映射的方法,使用国家天文台兴隆观测站的60-cm望远镜观测了红移在0.03左右的六个AGN.利用宽波段V来示踪AGN的连续谱,用窄波段OⅢ去示踪AGN红移后的Hβ宽发射线.利用改进的ICCF方法(ICCF-Cut)去除掉窄波段的连续谱成分,试图得到与光谱反响映射接近的时间延迟结果.同时,我们也应用了JAVELIN方法计算Hβ的时间延迟.从六个AGN中最终发现有两个源可得到较好的测光反响映射结果,Mrk 335和3C 120的Hβ的时间延迟为7.8_-11.4^+8.0天和13.5_-8.8^+13.0天.应用阻尼随机行走模型去模拟AGN的光变曲线,发现较小的观测间隔是测光反响映射能否成功的一个关键因素.结合观测和模拟的结果,发现对于测光反响映射,虽然得到的结果误差很大,如...     

从元素的宇宙丰度研究地球的元素丰度

对地球化学元素分布的研究,已有一百多年的历史。通过取样分析和陨石推测得到地球结构各部分的平均化学成分,是一项十分艰巨的工作,付出了大量的劳动。但是,由这种方法确定的地球元素丰度值(见表1第四、五列),仍有很大的推测性,而且尚有三分之二的地球元素丰度,仍然是一片空白。 1956年H.Suess和H.Urey积元素丰度研究之大成,得出了元素的宇宙丰度,1957年在此基础上建立了恒星元素合成理论(即B~2FH理论),至此元素起源的研究建立在可靠的理论基础上。1973年Cameron得到的太阳系元素丰度,与元素的宇宙丰度值是非常相近的。不少人认为,现在得到的元素宇宙丰度主要仍是太阳系的元素丰度。     

1RXP J160338+1554.1:一个明亮的低电离核发射线区星系

X射线卫星ROSAT观测得到的X射线源1RXP J160338+1554.1,经过美国基特峰国立天文台的4 m光学望远镜的分光观测得到了它的光谱.通过光谱分析发现,该源具有较强的低电离发射线,从发射线的强度比以及谱线形态来看,该源完全符合低电离核发射线区(LINERs)星系的判据.这是第一次完全证实它是一个LINER.     

日食期间地球元素H,Ca的谱线间距发生异常变化

长期观测表明,地球元素谱线波长是高度精确不变的。宇宙中的引力可引起元素的谱线移动,但未见日食对地球元素光谱影响的观测报道。根据李政道博士的“真空工程”理论,可以推测到日食期间地球元素光谱是会受到影响的。据此,华中理工大学引力实验中心与武汉、黄石两地有关光谱工作者合作进行了联合观测。于1987年9月23日上午,在武昌、青山,汉口、铁山、新下陆等五地,用六台摄谱仪同时拍摄地球元素的发射光谱。     

基于LIBS技术的钢水成分定量分析的优化

应用激光诱导击穿光谱技术测量钢水的成分，用内标法对钢水中的Mn进行定量分析。为了使定量分析的结果更精确，定量分析时分析线和内标线最好均为原子线或离子线对。依据谱线的选取原则，选取基体元素 FeI432．5和 FeII495．5作为内标元素的谱线，选取M nI4033．．和M nII4381．作为分析元素的谱线。在建立定标曲线时，分别将原子线与离子线配成线对，原子线与原子线配成线对，离子线与离子线配成线对建立相应的定标曲线，从定量分析的结果得知相对误差从前者的10．1％～12．5％，降低到后来的02．9％～07．7％。结果证明，该谱线选取方法使定量分析的结果得到了优化。     

羧酸铕配合物的合成、表征及光致发光

合成了Eu( )与β-苯甲酰丙酸,β-苯甲酰丙烯酸,邻苯甲酰苯甲酸的固态配合物.经元素分析、稀土络合物滴定、核磁共振氢谱和热谱分析确定其组成为:OOCHCHCOO)3.H2O、EuCEu(C6H5CH2CH2COO)3.H2O、CEu(C6H5O(CC6H5C6H4COO)3·H2O.红外光谱表明,配体通过羧基氧与铕离子配位,羧基以双齿配位.配合物的荧光光谱表明,邻苯甲酰苯甲酸铕的荧光发射强度在三个系列中最强,并从配体结构出发,探讨了该荧光强弱顺序的成因,合理的解释了实验结果.     

射电星系的统计研究

本文对495个射电星系的一些物理量(光学、射电)作了统计。给出了这些射电源的a、L、Z的分布。计算了它们的平均谱指数(?)及绝对星等(?)。我们发现射电星系的射电光度L与a均与Z有着不同程度的相关性,L与a均随着Z增加而增加。若应用大爆炸宇宙论,那么意味着早期射电星系的射电光度强於晚期,早期射电星系的谱比晚期来得陡。此外,按照我们统计结果,从视星等m及流密度S_γ可以估计出各型射电星系的射电光度。     

土壤中重金属元素铬的双脉冲激光诱导击穿光谱研究

采用输出波长为1 064nm的两台Nd-YAG脉冲激光器作为光源,在大气环境下对不同浓度配制的5种重铬酸钾的土壤样本进行双脉冲激光诱导击穿光谱(DP-LIBS)分析。以Cr元素在425.435nm处特征发射谱线作为分析线,测定了不同浓度下Cr元素的DP-LIBS特征谱线强度,与单脉冲激光诱导击穿光谱(SP-LIBS)强度进行了对比,建立了Cr元素特征谱线强度与溶液浓度的拟合关系曲线。结果表明:双脉冲(DP)激发光谱较单脉冲(SP)激发光谱的发射强度有大幅度的提升,在低浓度条件下,Cr元素浓度与DP-LIBS谱线有较好的线性关系,拟合系数达到0.986,通过定标曲线计算得到Cr元素的检测限为15.68μg/g,仅为相同条件下单脉冲检测限的二分之一。     

激光击穿油水界面的等离子体空间分布特性研究

油水分离技术对水资源的治理和环境的改善非常重要,油水界面特性检测是该技术的关键要求之一.本文提出了采用激光等离子体光谱法进行油水界面探测的方法,并进行了理论研究和验证.本文实验研究了等离子体电子温度和电子密度的空间分布特性,并结合激光聚焦特性,提出了激光等离子体空间分布的半椭球模型;采用激光诱导等离子体光谱法,基于元素发光特性差异,对油水界面的位置进行了判定;结合谱线强度与元素浓度的对应关系,基于半椭球模型得到特征谱线强度与元素个数关系式;进一步对特征元素强度比值和油膜厚度关系进行了研究,实现了不同厚度油层的光谱测量.本文分析了C和H元素的自吸收效应随油膜厚度的变化规律,验证了采用检测光谱信号的特征元素相对强度比对油膜厚度直接判断的合理性.根据谱线强度比和油厚的散点分布,以及仿真曲线,本文得到实验误差随油厚的变化规律,并且相对误差总体小于20%,这也验证了该方法的可靠性.     

超高速碰撞LY12铝靶闪光时频特性研究

超高速碰撞过程中会伴有闪光现象.通过构建光谱和光学高温计测量系统,对超高速碰撞产生的闪光频域信号和时域信号进行测量.实验得到了200~1 100 nm波段的光谱.通过对比原子发射光谱数据库确定谱线元素,并分析了铝的特征谱线ALI 394.40 nm和ALI 396.15 nm.对不同碰撞速度下的光谱进行比较,得出碰撞速度与闪光强度的关系.并结合光学高温计得到的光强随时间变化规律,对超高速碰撞闪光特性进行分析.     

赛弗特工星系黑洞质量与宇宙学红移的研究

对214个SeyfertI星系（其中147个窄线SeyfertI星系（NLSIs）,67个宽线Seyfert工星系（BLSIs））的红移、热光度、爱丁顿比、黑洞质量的分布进行研究,并讨论了红移和热光度、爱丁顿比的关系。得到了以下结论：1）窄线SeyfertI星系的红移、热光度、爱丁顿比都大于宽线SeyfertI星系的红移、热光度、爱丁顿比;2）窄线SeyfertI星系的黑洞质量小于宽线SeyfertI星系的黑洞质量;3）在大样本下SeyfertI星系从窄线Seyfert工星系到宽线SeyfertI星系演化,与他人用其他方法得到的结果是一致的。     

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.     

利用Saha方程和H线的Stark加宽研究闪电放电通道的电子密度

依据在西藏那曲用无狭缝光栅摄谱仪获得的1次云对地(CG)闪电回击过程的光谱,结合Gigosos得到的等离子体中电子密度的诊断方法,分别利用Hα和Hβ线的Stark加宽研究了闪电放电等离子体的电子密度.同时,运用Saha方程以及以往使用的谱线加宽公式计算了此次闪电放电等离子体的电子密度,并将3种方法所得结果进行了比较、分析,为完善闪电放电等离子体电子密度的诊断方法,进一步研究闪电等离子体特性参数提供了理论依据.