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本文介绍了“国际紫外探测器”卫星(International Ultraviolet Explorer,简称IUE),评述了IUE发射十年来在类星体紫外光谱方面的研究工作。类星体连续谱中的3000埃隆起,可用巴尔末连续的复合辐射来解释,但也不能忽略FeⅡ线,高阶巴尔末线及光厚云的贡献。对100—10000埃的大隆起,通常认为由类星体中央大质量黑洞周围吸积盘的热发射产生。类星体紫外谱指数随红移增大而变平,则可能暗示着大隆起的演化,但也可能是大红移类星体选择效应的影响。类星体紫外发射线CⅣ的等值宽度与连续谱背景光度之间存在的很好的负相关性,即所谓的Baldwin效应,是连续谱光度与电离参量相关的结果。在切仑柯夫线辐射理论的框架下,紫外发射线Lya相对于CⅣ线的微小红移,正是理论预言的切仑柯夫红移值。由此,估算出第二能级的粒子数布居R_2。对3C273及0916 558的具体估算表明,这两个源的宽线云中HI区温度分别为9000—12000K和10000K,这些温度产生的黑体谱的峰值波长位置恰好在3000埃附近,为解释3000埃隆起提供了一条新的途径。 相似文献
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类星体与赛弗特Ⅰ型星系中观测到很陡的巴尔末减缩,与传统的理论预言相矛盾．这是一个长期没有解决的困惑．如果活动星系核的宽的氢线是产生于“Cerenkov线状辐射”机制,这一难题就可解决．搜集了过去已发表的近百个有巴尔末减缩观测结果的类星体与赛弗特星系源,并采用“Cerenkov线状辐射”这一新型辐射机制的线强比公式完成了对观测的巴尔末减缩的理论计算．理论与观测符合很好,这是活动星系核宽的氢发射线主要起源于“Cerenkov线状辐射”机制的一个重要证据．如果这一结论最终获得肯定,将大大改变人们对活动星系核物理的认识． 相似文献
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本文对1963年武仙座新星的一次“氮闪”光谱作了分光光度测量.表2—表4列出发射带等值宽度、相对强度和连续谱能量分布的测量结果.分析测量结果发现“氮闪”谱同“氮闪”前光谱相比有如下特征:(1)“氮闪”时,容许跃迁的谱带强度高电离的比低电离的明显增强;禁戒跃迁的谱带强度高电离的比低电离的明显减弱.(2)“氮闪”耐,连续谱的强度相对发射带有所增强;并且连续谱的蓝区比红区增强得厉害,即色温度增加.根据上述“氮闪”谱的特征,我们对“氮闪”现象的解释提出如下意见:(1)“氮闪”的主要特征,NⅢ 4640 波长处谱带的增强与变漫乃是由于 NⅢ 4640、CⅢ4647和 CⅣ 4659等高电离谱带的加强与重叠的结果.(2)“氮闪”现象的产生是由于“氮闪”前新星发生了一次小的爆发.随后,这个被抛射的小壳层逐渐膨胀和稀薄,于是在某个时候出现了“氮闪”现象. 相似文献
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本文对1967年海豚座新星12月极大前光谱作了分光光度测量,测定了壳层膨胀速度.分析测量结果,提出如下看法:一、归纳出新星极大前光谱变化有三个共同的特征.这些特征是:1.壳层膨胀速度逐步减小,并渐趋稳定;2.色温度总的趋势是下降;3.某些电离电位或激发电位相对较高的元素的发射线,其相对于连续谱的强度也有下降的趋势.二、海豚座新星特征有利于把其平坦极大阶段看成是极大前休止的假设.三、用连续物质流的假设可以满意地解释我们所观测到的新星极大前光谱变化的特征. 相似文献
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本文叙述了以下内容: (1)对在1963年5月18日到8月8日拍摄的7条武仙座1963年新星的光谱作了发射带相对强度的测定(表2)。 (2)按新星光度变化的统计规律得到上述新星的距离模数值(10~m),用平均消光法求得目视总吸光值A_v=0~m.23,距离900秒差距,井由此得到改正星际选择吸光后的谱带的相对强度(表3)。 (3)由新星绝对星等M_B和发射带的相对强度求得了谱带的绝对强度(表4)。 (4)对于一些发射带的绝对强度作Δm-lgt图,发现发射带绝对强度的变化也存在Δm=blgt的线性关系。对于不同的谱线,系数b是不同的。 (5)根据测定的相对强度,用安巴楚勉和斯托伊两种方法求得核星温度,它们分别在150000°—160000°和30000°—60000°之间,由于前者是上限,后者是下限,真实的核星温度应当在两种方法求得的值之间。 (6)用H_β的绝对强度和[OⅢ]5007+4959对[OⅢ]4363的强度比两种方法分别求得不同电子温度T_e相对应的电子密n_e。并且用由上述两个方法求得的T_e—n_e曲线的交点,同时求得了T_e和n_e的值。由此法求得的结果是:在所讨论的期间内,T_e由10800°K逐渐上升到17500°K,然后又下降至13000°K。n_e则单调的由5.0×10~7cm~(-3)逐渐下降到7.0×10~6cm~(-3)。 (7)求得壳层质量约为2.3×10~(-5)M_⊙。 (8)初步分析了一些壳层物理参数变化的原因。 相似文献
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对70个塞佛特星系进行了形态分析,发现两类塞佛特星系都有一个共同特征:旋臂与喷射现象不相容.两类塞佛特星系形态上的差别,主要是第二类塞佛特星系有喷射现象而无旋臂者占大多数,第一类则相反.对其中43个有光谱资料的塞佛特星系进行同样分类,第一类塞佛特星系可以分为三个次型:不活动型、中间型和活动型.第二类分为:不活动型与活动型.发现,氢巴尔末线H_a光度、减缩、禁线[O111]λ5007的光度,10μ光度等物理量,也是按此次型序列基本上单调地递增(表2).计算每种次型发射线区包层的几何结构和物理参数(表3)变化,也正好按这个序列,而且与观测一致.提出,这样一个序列是星系核活动,物质向外抛射的结果.由此得出,第一类塞佛特星系中有一些通过一定规模的爆发,破坏甚至丧失旋臂,可以演化为第二类,喷射现象就是爆发后的产物.最后在两色图上讨论塞佛特星系与其他活动星系核的关系. 相似文献
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谭徽松 《中国天文和天体物理学报》1985,(3)
在御夫ε由全食到第四次接触前,用美国McDonald天文台2.7米和2.1米望远镜折轴分光仪的Reticon,对Hα进行了四段时间八夜共56次观测,得到了Hα的轮廓、等值宽度、视向速度的变化。在食甚前105天(1983年3月9—10日),在吸收线蓝侧有强的发射,吸收线的等值宽度为1800m,中心附近有两个小的发射,吸收中心的视向速度高于轨道速度。在食甚后约两个月(1983年8月30—31日),吸收线等值宽度增至3620m,两侧没有发射,而呈明显的宽达每侧7左右的线翼,中心结构复杂(有三个发射),视向速度低于轨道速度约30kms~(-1)。刚第三次接触时(1984年1月16日),红端出现强的发射,吸收中心继续紫移,但没有小的发射,吸收线的等值宽度猛减到1440m。第三至第四接触中间(1984年3月16—19日),红端强发射反而减弱,吸收中心向红端恢复,其等值宽度仍在减少,蓝端呈弱的发射。 比较本文的观测与Wright等人在1955—1957年食期间的Hα观测,可以肯定Hα的轮廓变化总体来说是可以重复的,说明这一变化是主、次星相互作用的结果,并认为,主星FI_(ap)外有一个半径大约450R_⊙的盘(或环),以V sin i=70kms~(-1)旋转,它是Hα发射的主要源,“次星”中心是一颗高速(V sin i≥70kms~(-1))旋转的B型星,外围被半透明的大气所包围,并用这一模型对Hα的变化做了定性 相似文献
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类星体SDSS J151653.22+190048.2 (简称J1516+1900)在紫外-光学-近红外波段展现出奇特的光谱性质:其光学Hα、Hβ和近红外的Paα、Paβ等发射线的半高全宽(full width at half maximum intensity, FWHM)均超过5000 km/s,等值宽度接近类星体平均值;而紫外波段光谱的常见发射线Lyβ、OVI、Lyα、NV、Si IV和CIV等,由FWHM1700 km/s的中等宽度成分主导.这种现象很可能是由于紫外发射线的宽线成分经尘埃消光,强度严重削弱,从而使得中等宽度成分凸显出来;在光学和近红外波段,尘埃消光减弱,发射线由宽线成分主导,潜在的中等宽度成分不容易被看到.根据中等宽度成分的线宽和J1516+1900中央超大质量黑洞的质量MBH5.75×108M⊙,在维里化假设下,估计中等宽度发射区到中央黑洞的距离约为1.6 pc.另一方面,利用J1516+1900丰富的观测谱线,结合光致电离模型计算,可以限定J1516+1900的中等宽度发射线区气体密度1012cm-3、电离参数10-0.65.据此估计该发射线区到中心黑洞距离0.016 pc,只有维里化距离的1%.这一矛盾结果预示着中等宽度发射区可能具有较为复杂的物理结构,未来需要观测更多类似J1516+1900的部分遮蔽类星体并进行系统的分类和研究. 相似文献
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１９９０年８月至１９９１年８月期间，利用云南天文台１ｍ望远镜折轴摄谱仪附加厚片ＣＣＤ探测器进行了观测，得到二十余颗色球活动双星的大色散、高分辨率，高信噪比的光谱，本文发表其中ηＡｎｄ、３Ｃａｍ、４ＵＭｉ、ｖ２Ｓｇｒ、Ｓｇｒ、ＨＲ７３３３六个双星系统的Ｈａ附近区域光谱观测和研究结果。这六个系统在ＣＡＢＳ表中有关Ｈａ线的资料还是空白。我们给出了它们高分辨率的Ｈａ线轮廓图，计算了它们的等值宽度、半宽、Ｈａ线心的视向速度以及３条金属线视向速度．由观测结果表明，ηＡｎｄ双星的Ｈａ线在不同位相变化不大，没有观测到它的色球活动．３Ｃａｍ由于受色球活动的影响，在０．１５４位相时Ｈａ轮廓发生了突变，其等值宽度明显小于其它位相的等值宽度．４ＵＭｉ的Ｈａ线也是吸收线，但由于受色球活动的影响，致使Ｈａ线心部分受到发射的填充．Ｓｇｒ和ｖ２Ｓｇｒ的光谱Ｈａ线都属于吸收线，没有发现色球活动的影响，很可能不是色球活动星．ＨＲ７３３３是个色球活动比较剧烈的双星，Ｈａ吸收线受到了色球活动引起的发射填充，而且填充量较大． 相似文献
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本文发表了对天鹅座32食双星1981年食期间及1982年食外期间,在波段范围λλ3520—4348A及λλ5110—6600A的光谱观测结果.分析了Call K线等值宽度随位相的变化,推算了K型超巨星色球大气的密度分布规律;测定了K星的视向速度;认证及测定了光谱中的发射线和呈P Cyg轮廓的谱线,并估算了K型超巨星的质量损失率. 相似文献
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１９７４年１０月１１日耀斑的光谱分析表明，连续发射和微波爆发几乎同时达到极大。在连续辐射极大时刻出现了高项巴耳末发射线和微弱的巴耳末跳跃，所有这些说明这个耀斑是Ｉ型白光耀斑。我们发现，在这个耀斑连续发射的极大时刻，ＣａＩＩＫ线的Ｋ１处强度大大增强，约达到连续辐射强度的一半，对应的辐射温度达到５７１６Ｋ。这个反常增强的持续时间小于４分钟。现有的半经验模型似不能给出这样的结果。色球压缩区也不能给出解释 相似文献
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本文研究了九个类星体,即B2 1225+31.7,PKS 2126—158,Q 0002—422,Q 0453—423,PHL 957,PKS 0528—250,PKS 0805+046,PKS 1448—232和PKS 1442+101的高分辨率光谱中L_a吸收线的性质.发射线红移的范围是2.20≤Z_(em)≤3.54;L_a吸收线的红移范围是1.70≤Z_(abs)<3.54,总数为350条. 统计分析的结果支持了如下结论:(1)L_a吸收线的数密度在不同类星体之间没有显著差异;(2)L_a吸收线的数密度随红移没有显著变化;(3)L_a吸收线的静止等值宽度谱随红移没有显著变化;(4)L_a吸收线的性质在L_a发射线翼同连续区没有差别;(5)L_a吸收线的两点相关函数在分辨率极限内是平坦的,与星系相关函数的行为不同. 这些结果表明,高红移类星体中的L_a吸收线,很可能是均匀分布于宇宙空间的星系际氢云产生的. 相似文献
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谭徽松 《中国天文和天体物理学报》1984,(4)
用美国麦克唐纳2.7米望远镜折轴分光仪的Reticon对H_α附近光谱区进行连续18次(3月9日)和6次(3月10日)观测,用计算机绘图和处理,得到了金属线的视向速度,H_α线的轮廓、视向速度、等值宽度的短时标变化.各金属线的视向速度变化很快,但每条线又有不同的变化基点,可以说是“半规则变化”.H_α在紫端有强的发射线,其对应视向速度为-60km/s左右;靠吸收线中心的两侧,各有一条较弱的发射线,对应的视向速度分别为 12km/s和 57km/s,其吸收线中心对应的视向速度为 20km/s左右;H_α的视向速度变化较小.H_α的轮廓变化主要是在两个较强发射的紫翼.对这些结果进行了简要的讨论. 相似文献
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本文对用类星体吸收线作为探针来研究许多宇宙学问题作了述评,这些问题是:1.类星体发射线红移、延展晕及类星体周围环境的宇宙学性质;2.宇宙氢云与L_a森林及其对宇宙学认识的重要作用;3.高红移下氘、氦原子与氢分子的探测. 相似文献
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本文介绍经微机化改造后的Mφ4型测微光度计,能由程序控制,自动测量底片的透过率和光学密度。自动处理测片数据,得到辐射强度、谱线轮廓和等值宽度等数据。测量精度、工作效率有很大提高,性能达到七十年代末英国产品3CS的水平。 相似文献
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斯隆数字巡天光谱数据中发现,类星体SDSS J2220+0109光谱中同时出现如下极为罕见的吸收线:氢巴尔末线Hα和Hβ,亚稳态He I* λλ3889、3189tt,CaⅡH、K,以及来自FeⅡ*能级的波数分别为7 955 cm~(-1)、13 474 cm~(-1)和13 673 cm~(-1)的众多吸收线.上述吸收线具有相似的速度结构,线宽达1 500 km·s~(-1),相对于发射线表现出蓝移.研究结果表明,这些吸收线很可能来自部分电离区,密度n_E≈10~6cm~(-3),柱密度N_(H I)≈10~(21) cm~(-2),Lyα共振散射对氢原子的激发起重要作用.SDSS J2220+0109斯隆r星等为16.56 mag,是探索活动星系核中特殊吸收线起源的理想实验室.将来的紫外光谱观测可以更加准确决定吸收气体的密度、柱密度、电离参数等物理性质;光学光谱监测有助于限定吸收线的产生机制.此外还发现,SDSS J2220+0109中的FeⅡ发射线显著区别于典型的窄线赛弗特Ⅰ型星系ⅠZw 1,很可能来自低密度气体,进一步研究有助于理解类星体中FeⅡ发射线的起源. 相似文献
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当具有各向同性速度分布的相对论电子穿过稠密气体区,或者轰击稠密气体区的表面时,切仑科夫效应将会产生一种特殊的原子或离子发射线,称做切仑科夫线状发射.这一预言在光学波段已由实验室的实验所证实.把线状发射理论推广到X射线波段,给出计算切仑科夫铁Kα和Kβ发射线的强度比和本征红移比的基本公式,列出了不同价次铁线的强度比和本征红移比.这一计算结果在活动星系核中有可能找到潜在的应用.最近观测发现源NGC3783,除存在着6.4 keV的铁Kα发射线,还存在着很强的7.0 keV的铁Kβ发射线,且两者等值宽度之比为EW_(Kα)/EW_(Kβ)≈3.43,这很难用传统的"光电吸收-莹光机制"来解释.切仑科夫线状发射机制可为解决这一困惑提供一条新途径.此外,期待切仑科夫铁Kα和Kβ线的本征红移比也会在以后的观测中能得到检验.假如切仑科夫线状辐射的设想得到观测的进一步支持,则对中央大质量黑洞周围物理环境的传统认识将有大的修改-活动更加剧烈,而且更加高能,其中气体也更加稠密. 相似文献
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发展了一种简单的双温模型用于研究黑子对活动星的视星等、颜色和视Li丰度的影响.在适当的黑子覆盖因子下,恒星黑子能产生可观的活动星的视星等(V星等约±0.2星等)、颜色(B-V颜色约-0.1星等)和Li I λ6708 (?)谱线等值宽度(约-0.2-0.3 dex)的变化.与非活动的正常恒星相比,表面被黑子覆盖的活动星有更蓝的B-V颜色,它们的Li I λ6708 (?)谱线的等值宽度也变窄.根据观测到的活动星黑子引起的光变变幅,估计视圆面黑子覆盖率的变化范围△Fs从百分之几到约0.2.视圆面黑子覆盖率不太可能超过0.3. 相似文献