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1.
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 相似文献
2.
一、引言1924年,蔡伯(H.Von Zeipel)提出了一条著名的定理:一个处于流体静力学平衡和辐射平衡的自转星,通过水准面上一面元的总辐射流和该面元处的有效重力成正比.因而,自转星表面的亮度随着纬度的不同而不同,两极区域此赤道区域亮一些,这被称为“重力昏暗”效应.后来,在计算快速自转恒星受自转畸变了的谱线的理论轮廓以及研究密近交食双星的光变时,基于蔡伯定理的重力昏暗得到了应用. 相似文献
3.
通过光谱观测获得53颗Be星的自转速度Vsir.i,在Hutchings的方法基础上估算出V和i。我们分析了自转对发射线宽度的影响,利用发射线峰间间隔求取气壳与光球的半径比和稀化因子。文中着重讨论了快自转而且存在恒星风的自转模型同Be现象之间的关系。 相似文献
4.
基于对9颗类太阳色球活动恒星高信噪比的高色散光谱观测, 测量了这些恒星锂线(入 = 6707.8 A'')的等值宽度, 计算了这些恒星表层锂元素丰度. 通过研究这些类太阳色球活动恒星锂丰度和X射线光度之间的关系, 发现X射线光度 强的类太阳色球活动恒星锂丰度值大于X射线较弱的恒星. 也就是说活动性较强的类太阳色球活动恒星其锂丰度较高, 活动性较弱的类太阳色球活动恒星其锂丰度较低. 考虑到主序的类太阳恒星锂元素和恒星自转速度随着恒星年龄的增加逐渐减少, 以及随着类太阳色球活动恒星自转速度的减小, 色球活动又逐渐变弱. 因此类似于锂丰度, 类太阳色球活动恒星自转速度的大小和恒星的 活动水平也同样可以表明恒星的年龄. 相似文献
5.
为建立银河系自转理论,由视向速度观测得到的较差自转效应曾用 O 型星及 B 型星、银河星团、造父变星等类天体详尽研究过.这方面的研究,不但显著证实银河系自转理论,而且可以决定自转参数,而自转参数又可以用来研究银河系的自转周期,系内力学定律及质量分布等问题.假定系内恒星的运动在稳定状态,且都绕核心作圆周运动.某恒星和银河系中心(简称银心)的距离为 R,银径为 l,银纬为 b,则因银河系自转而产生的视向速度较差效应 相似文献
6.
星系中心黑洞质量和核球恒星速度弥散度的紧密关系揭示出准确测量恒星速度弥散度对测定星系中心黑洞质量尤为重要.文中提供了一种利用SDSS(Sloan Digital SkySurvey)光谱测定速度弥散度及其不确定性的方法.通过对像素空间包含显著特征吸收线的4个不同谱区的拟合,得到准确测量恒星速度弥散度σ的光谱区域.文中4个拟合波段主要包含的吸收线为CaⅡK,MgⅠb三重线(波长5167.5,5172.7,5183.6(?))和CaT(CaⅡ三重线,波长8498.0,8542.1,8662.1(?)).不同区域结果表明,MgⅠb区由于受到铁族发射线影响,拟合的σ值偏低;CaⅡK线区谱线强度很弱,易受限于最小二乘法搜索算法;CaT+CaⅡK联合区得出的速度弥散度和只计算CaT区域的结果相当.利用该方法,测试了一个红移小于0.05的赛弗特星系样本,发现CaT区是测速度弥散度的最佳谱区. 相似文献
7.
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。 相似文献
8.
单红光 《中国天文和天体物理学报》1999,(4)
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． 相似文献
9.
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。 相似文献
10.
本文评述了1968年发现天体H_2O分子谱线以来其观测和研究的进展。内容包括(1)天体H_2O脉泽和正常H_2O分子的观测特征;(2)在恒星早期和晚期演化过程中H_2O分子所起的作用和它们可能的状态;(3)利用H_2O分子谱线的观测,研究晚型星拱星包层结构和速度流场、恒星质量损失率以及恒星早期演化过程中的分子云能量平衡等理论研究成果;(4)H_2O脉泽时变特征的观测和研究;(5)银河系天体H_2O(6_(16)-5_(23))脉泽源巡视和H_2O脉泽源星表以及河外H_2O脉泽源的探测。 相似文献
11.
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. 相似文献
12.
本文由统计的观点讨论三个物理问题:(1)自转恒星的角动量的来源,(2)作一星团之内自转和空间运动的关联,(3) 超巨星是否有相当大的自转。我们的结论是一个恒星的自转角动量可能是由星胚(proto-stars)间或甚至是产生它的物质云间的碰撞引起的。理由是:(a)观测到的恒星自转和它的银线并无关联,(b)属于物理性质不同的集团的星的平均自转速度可以有很大的差别,(C)在天蝎一半人马座B型星团内的恒星自转和它们的内部运动是关联关的:对于星团本身运动得快的星有较快的自转速度。最后一节述及对于由测量得的超巨星光普线宽度推知的速度的解释。这结果和以前所提出的两种超巨星模型均无抵触。 相似文献
13.
利用赫歇尔空间望远镜的H-ATLAS(Herschel Astrophysical Terahertz Large Area Survey)SDP(Science Demonstration Phase)天区从紫外到亚毫米波段数据,结合星族合成方法和尘埃模型,计算了星系的红外总光度.在此基础上,分别针对强恒星形成星系和弱恒星形成星系,研究了利用紫外光度、红外光度和Hα谱线计算得到的恒星形成率(Star Formation Rate,SFR)的差异以及导致差异的内在物理起因.发现对于恒星形成活动强的星系,这3种恒星形成率指针给出的结果基本一致,弥散较小、只是在高恒星形成率端,利用紫外光度算得的恒星形成率比利用Hα谱线流量算得的恒星形成率略微偏小;而在低恒星形成率端,紫外光度指针偏大于Hα谱线指针;红外光度指针与Hα谱线指针在两端无明显偏差.对弱恒星形成星系,紫外光度、Hα谱线和红外光度3种恒星形成率指针存在明显的差异,且弥散较大.利用紫外光度和Hα谱线计算得到的恒星形成率的弥散和系统偏差随着星系年龄、质量的增加而增大.系统偏差增大的主要原因是利用紫外连续谱斜率β定标恒星形成活动较弱星系的消光时,高估了这些星系的紫外消光,使得消光改正后的紫外光度偏大.另外,MPA/JHU(Max Planck Institute for Astrophysics/Johns Hopkins University)数据库中弱恒星形成星系的恒星形成率SFR(Hα)比真实值偏低. 相似文献
14.
1981年3月及1983年3月期间对44i Boo做了光谱观测。发现CaⅡ的K线和CaⅠ的4227谱线的等值宽度随位相不同而有周期性的变化,而且随之H_α谱线轮廓也有显著变化。本文根据我们的观测资料及最近的IUE的结果做了初步分析,提出了有关44i Boo(B)大气模型的简易设想及密近双星上的恒星活动规律。 相似文献
15.
本文主要从理论上用解析方法讨论日珥视向速度随深度变化对谱线轮廓对称性的影响,得到的结论具有普遍性。第二节的分析表明,日珥的谱线轮廓可表示为二项叠加,其中第一项与源函数无关,只依赖于速度场模型,源函数分布仅通过第二项对谱线轮廓产生影响。然后在源函数不随深度变化的假定下,讨论各种速度场模型的谱线轮廓是否对称。得到的结论为:(1)常源函数与常速度场结合的谱线轮廓为对称轮廓;(2)常源函数与线性对称速度场结合的谱线也是对称轮廓;(3)常源函数与线性非对称速度场结合的谱线轮廓为不对称轮廓。最后,用数值计算对理论分析结果进行了检验。 相似文献
16.
自转对恒星物理量的影响 总被引：1，自引：0，他引：1
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。 相似文献
17.
(i)利用克拉夫特和施密特列出的造父变星资料中146个星的资料,用加姆方法计算了Δω(R)随 R 的变化.结果同根据莱顿天文台得到的21厘米氢线发射的观测资料计算出的Δω(R)镶合,定出太阳离银心的距离 R_0=11.0千秒差距.(ii)利用伯劳乌和摩根给出的17个造父变星(W Gem 除外)的自行资料,算得太阳邻近的银河系自转角速度ω(R_0)=23公里/秒/千秒差距,因而得自转速度 V(R_0)=250公里/秒.(iii)利用Δω(R)曲线计算了在R=5至14千秒差距区域内,ω(R)、V(R)、F(R)、A(R)和 B(R)的数值.最后,将 V(R)的数值同稳定星系动力学理论的结果作了比较. 相似文献
18.
本文对谭徽松等人提出的一种自转测量方法改进成完全数字化。即把自转标准星序列存入计算机内,对每个被测星,通过调整四个参量:强度标度K,自转速度Vsini,临边昏暗系数ε,沿波长方向的平移量S,得到被测星的自转速度。和原来方法比较,其主要优点是:(1)节省计算机、绘图仪的时间和人力;(2)对测量值和误差估计减少人差;(3)同时可测得视向速度,有可能得到临边昏暗系数和元素丰度。 相似文献
19.
吴光节 《中国天文和天体物理学报》1986,(3)
本文给出82—84年对20颗Be星的观测结果。对其发射线特征(定义了V/R、E/C、E/A_0)进行了描述。按发射线特征可将Be星简单地分为三类:单峰、双峰和在发射线中心有强的壳层吸收的星。但是,除了第三类可认为是Be壳层星外,前两类并不能简单地认为是轴向的和赤道向的Be星。单峰和双峰通常是可以相互转化的,这种转化说明Be星的外包层在变化,即HⅡ和HⅠ区的厚度在变化。并且,由观测表明,很可能同时伴随着有光球电子密度等参量的变化。本文还利用理论模型的计算结果,由氦线的半强度宽求得了恒星的自转速度v sin i,并将结果与其它文献给出的结果进行了比较和讨论。 相似文献