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[硕士论文] 郑学琛
天体物理 中国科学技术大学 2017(学位年度)
摘要:本文系统分析了在7兆秒(7×106s)钱德拉南天深场巡天(7Ms CDF-S)中的148个红移在0到5之间、X射线光度范围1041-1045erg s-1的活动星系核(AGN)的X射线光变特征。在约17年的时标中,这些源的X射线光变幅度与其受遮蔽程度以及考察能量段仅有微弱的关联。文中用四种不同的功率谱模型去拟合超额方差与光度的关系,拟合结果显示AGN的功率谱低频端幂律谱指数β为1.16+005-005。本文使用四条不同时长、独立测量的短光变曲线去研究超额方差与光变时标的联系,拟合结果同样表明β大于1。本文还尝试研究了AGN光变随红移的演化,结果显示出一个可能的光变随红移增大而减小的趋势以及峰值,但由于样本较小,有待进一步确认。本文使用了每三个月作一次分组平均采样的光变曲线,在钱德拉南天深场中找到了6个候选的X射线爆发事件。其中两个事件具有非常快的时标,可能属于一种新型的短爆发事件。本文随后根据长爆发事件(假设均为潮汐撕裂事件)的搜寻结果粗略估计了潮汐撕裂事件的发生率<(N)IDE>=8.6+85-49×10-5galaxy-1yr-1以及新型短爆发的发生率=1.0+1.1-07×10-3galaxy-1yr-1。最后,本文对其中一个首次发现的短爆发事件(7Ms CDF-S XID=330)的光变特征进行了时域和光谱分析,分析结果表明该事件在变暗过程中光变曲线具有折断幂律型的特征,而且随着流量下降,其光谱也在变软。
[硕士论文] 朱永凯
粒子物理与原子核物理 广西大学 2017(学位年度)
摘要:活动星系核是一类非常特殊的天体,有着极为剧烈的活动,可以作为极端物理现象的天然实验室。研究活动星系核对于我们了解宇宙的演化,星系的形成和演化等具有重要的意义。本文简要介绍了活动星系核的基本观测特征和理论模型,并详细介绍了本人在研究生学习期间对GeV窄线赛弗特1星系的研究工作。
  到目前为止,被Fermi/LAT探测到有γ射线辐射的窄线赛弗特1星系的数量有七个,它们分别是1H0323+342、PMN J0948+0022、SBS0846+513、PKS1502+036、PKS2004-447、FBQS J1644+2619以及SDSS J122222.55+041315.7。我们处理了这七个源的Fermi/LAT观测数据,结果显示,这几个源中的四个源有着非常强烈的光变。同时,在单个幂律谱(power-law)的假设下,我们得到了它们的谱指数并对其进行了详细的分析。可以看出,大部分源的光度与其谱指数之间并不存在关联,但对于SBS0846+513来说,其光度的变化确实伴随着谱指数的演化。而且当我们将其光变分成三个时间段进行研究时,这种相关性则更加明显,特别是在最后一个时间段,这种相关性变得更强。所以SBS0846+513相比于其他几个源,其γ射线的辐射机制可能会有所不同。
  许多证据显示,平谱射电类星体跟GeV的窄线赛弗特1星系的喷流辐射之间存在着相似性。通过用轻子模型拟合一个典型的平谱射电类星体(3C279)和两个GeV的窄线赛弗特1星系(NLS1s,PMNJ0948+0022与1H0323+342)在不同流量阶段的宽波段能谱,我们发现了这些源的多普勒因子δ跟外康普顿散射的峰值光度Lc之间存在着一个统一的δ-Lc关系。为此,我们进一步收集了一个更大的样本,包括平谱射电类星体跟GeV的窄线赛弗特1星系,研究发现,无论是平谱射电类星体还是GeV的窄线赛弗特1星系,在同一个源不同的流量阶段,又或者是在不同的源中,都很好地遵循着相同的δ-Lc关系。这也就是说人们观测到的光度的变化可能是由于多普勒放大效应造成的。而在平谱射电类星体以及GeV窄线赛弗特1星系中,不同流量阶段所遵循的相同的δ-Lc关系则可能说明在这两类源中的粒子加速机制和辐射机制是相似的。另外,通过用Fermi/LAT波段的观测光度(LAT光度)代替外康普顿散射的峰值光度Lc,这个关系依然成立,所以Fermi/LAT的观测光度跟多普勒因子之间的关系可以作为估算多普勒因子的一个经验公式。为了检验这个关系,我们用Fermi/LAT的观测光度估算了一些源的多普勒因子,结果显示我们的结果跟其他人用其他的方法所得到的结果是一致的。
[博士论文] 杨欢
天体物理 中国科学技术大学 2017(学位年度)
摘要:氢Lyα发射线对搜寻高红移星系与研究宇宙再电离非常重要。由于氢Lyα是共振散射线,为了使用Lyα来研究星系和再电离,我们需要理解Lyα光子经过共振散射并逃逸出星系的过程。GreenPea星系是近邻宇宙中有极强[OⅢ]λ5007发射线的星爆星系。在本论文中,我们用GreenPea星系来研究了Lyα逃逸的物理过程。另外,我们还发现了一个有极宽线翼的红移5.7的Lyα发射线星系,并探索了用Lyα发射线轮廓的极宽红翼来示踪气体外流。
  我们用哈勃望远镜对一些GreenPea星系进行了紫外光谱观测,建立了一个有Lyα观测的GreenPea统计样本。该样本的43个GreenPea星系中,约2/3有强Lyα发射线,这些有强Lyα发射线的GreenPea的Lyα等值宽度分布与高红移Lyα发射线星系(LAE)的是一致的。这些GreenPea是近邻宇宙中最好的高红移LAE的类似星系。
  结合紫外光谱和SDSS光谱,我们测量了Lyα的逃逸比例,并研究了Lyα逃逸与高分辨率的Lyα谱线轮廓的关系。Lyα逃逸比例反相关于几个Lyα谱线运动学特征-蓝峰速度、红峰速度、峰值速度差、Lyα红蜂的半高全宽。这些Lyα运动学特征主要依赖于中性氢(HI)气体的柱密度和运动学。因为HI气体中更多的Lyα散射可以使Lyα速度偏移更大,并且使Lyα轮廓更宽,这些相关性表明低NHI和更少的散射有助于Lyα光子送逸。
  利用光学和紫外的图像及光谱,我们测量了GreenPea的星系特性,并探索了Lyα逃逸如何依赖于星系的其它性质。我们发现Lyα逃逸比例随着较低的尘埃消光、较低的金属丰度、较低的恒星质量、更高的[OⅢ]/[OⅡ]线比、较弱的低电离吸收线等值宽度、和更强的气体外流速度而增加。Lyα逃逸比例与GreenPea的紫外形态没有明显的关系。
  我们拟合了Lyα逃逸比例、尘埃消光和Lyα红峰速度之间的经验关系。这个关系可以用于预测LAE的Lyα逃逸比例,进而区分Lyα逃逸过程与星系际介质散射对Lyα线的影响。由于詹姆斯韦伯望远镜可以测量一些z>7的LAEs的尘埃消光和Lyα红峰速度,这个关系使得我们可以沿着每个LAE的视线方向测量星系际介质的中性氢柱密度,并探测再电离过程。
  我们研究了GreenPea星系的Lyα和紫外连续谱辐射(UV)的空间分布,用二维光谱和一维空间分布轮廓来比较了Lyα和UV的尺寸,发现大多数GreenPea都有比UV连续谱更延伸的Lyα辐射。该样本中的大多数GreenPea的Lyα空间尺度是紫外连续谱的2至4倍,当Lyα经历的散射较少时,Lyα的空间尺度倾向于更延展。我们还首次研究了Lyα的蓝峰和红峰光子的空间分布,发现了蓝峰和红峰空间分布与Lyα谱线轮廓的联系。
[硕士论文] 王利
天体物理 湖南师范大学 2017(学位年度)
摘要:致密星体的物态方程是相对论天体物理学中的重大研究课题。我们的研究指出,从初生中子星的准正则模的演化可以判断星的物态方程(EOS)。本文主要研究了不同的真实物态方程(即,用微观物理理论计算得到的表格形式的状态方程)的初生中子星在冷却过程中的l=0和l=2的微扰振动模的频率随温度的演化。对于l=0的基态模,我们用四种物态方程(即,Hempels EOS,SHenEOS,Lattimer-Swesty EOS,Banik EOS)的初生中子星,研究了它们的基态模的频率随温度的演化。
  本研究主要内容包括:⑴Hempels EOS和SHen EOS的初生中子星,在冷却过程中有可能形成稳定中子星,也可能发生塌缩形成黑洞,这取决于初生中子星的静止质量。而Lattimer-Swesty EOS和Banik EOS的初生中子星,在冷却过程中不会发生塌缩,能够形成稳定的中子星。⑵通过观测得到的中子星的质量能够推测中子星初生时的最大温度。对于l=2的基态模,我们研究了上述四种物态方程的初生中子星的准正则模(quasi-normal modes)的频率随温度的演化,研究发现:Lattimer-Swesty EOS和Banik EOS的初生中子星的准正则模频率随温度的演化的行为相似。初生中子星随着温度降低,其准正则模频率先降低后增加,在50MeV附近达到最小值。当温度降至5MeV时,准正则模的频率趋于稳定;Hempels EOS和SHen EOS的初生中子星,在冷却过程中其准正则模频率随温度演化总体上也是先减小后增大。但当M≥2.394M☉时,HempelsEOS初生中子星的准正则模频率会出现突增的现象。M≥2.467M☉时,SHenEOS也会有突增的现象;同一物态方程的初生中子星,静止质量越大的星的准正则模频率越大。
[硕士论文] 葛雪
物理学;理论物理 南京师范大学 2017(学位年度)
摘要:活动星系核/类星体(AGNs/QSOs)是活动剧烈的星系核心,其结构的物理性质及形成演化一直是天体物理研究的热点内容。基于一个收集样本,包括87个Palomar Green(PG)QSOs(z<0.5),44个Sloan Digital Sky Survey(SDSS)高红移QSOs(z>2),33个邻近AGNs和9个弱线QSOs(WLQs),探讨了紫外CⅣλ1549(A)宽发射线的起源,包括其等值宽度(EW)的Baldwin效应、超大质量黑洞(SMBH)吸积物理驱动以及发射线蓝移。
  (1)根据反响映射(Reverberation mapping,RM)AGNs的二维图像分解数据,本文给出了5100(A)处单色光度的寄主星系贡献扣除的经验公式。并利用该经验公式,计算了基于Hβ发射线的单历元超大黑洞质量(MBH)、爱丁顿比率(Lbol/LEdd)。
  (2)对于PG QSOs和高红移QSOs的CⅣ紫外光谱进行了两成分分解(窄成分、宽成分)。通过统一的CⅣ轮廓分解,发现整体EW(CⅣ)与1549(A)处连续谱的光度存在明显相关性,即显著Baldwin效应;同时EW(CⅣ)与Lbol/LEdd也存在明显相关性。相关性系数分别是-0.65和-0.68。在Baldwin效应上,宽成分的相关性系数要稍大于窄成分,相关性系数分别为-0.64、-0.56。在EW(CⅣ)与Lbol/LEdd的关系上,宽成分也是稍高于窄成分,相关性系数分别为-0.67、-0.58。除此之外,宽成分的EW普遍大于窄成分的EW,表明宽线区的内区的覆盖因子更大。
  (3)考虑到邻近的AGNs和WLQs,在更宽的Lbol/LEdd参数范围内讨论了Baldwin效应以及它的物理驱动。对于Lbol/LEdd小于-3的源,它们不遵循EW(CⅣ)与Lbol/LEdd的反相关关系。WLQs遵循EW(CⅣ)与无量纲吸积率(M)的反相关关系。EW(CⅣ)与Lbol/LEdd((M))之间不同的相关关系支持了吸积盘自引力不稳定性形成宽线区的观点。
  (4)根据[OⅢ]线或Hβ线定出的系统红移,通过合成谱进一步确定了高电离CⅣ线存在蓝移。CⅣ发射线蓝移与EW(CⅣ)存在中等强度的反相关关系,与Lbol/LEdd存在中等强度的正相关关系,暗示了辐射压可能是外流风的驱动者。基于CⅣ和Hβ的MBH差异与CⅣ的蓝移存在中等强度的相关性,表明基于CⅣMBH的偏差可能受到来自CⅣ辐射区外流的影响。
[硕士论文] 张旭
理论物理 山东大学 2017(学位年度)
摘要:本硕士毕业论文基于SDSS和LAMOST光谱巡天获取的海量恒星光谱数据,开展银河系及其近邻矮星系人马矮星系的动力学和化学丰度研究,为深入理解银河系及人马矮星系的形成和演化提供了新的线索。
  首先,从SDSS DR9~22000个RGB恒星数据中,我们利用改进后的理论模型沿着人马矮星系星流选择了1100个样本恒星。与RHB恒星对比,RGB恒星具有一个更大的样本数,并且延伸到[Fe/H]~3.0dex贫金属成分。而且,这个RGB样本在人马矮星系星流leading臂的第二圈(leading arm2)有一个明显的数目优势,这为我们研究leading臂的性质提供了很好的机会。我们首次在leading arm2得到-(2.3±0.5)×10-3dex deg-1的金属丰度梯度,并且在leading arm1得到-(1.6±0.4)×10-6dex deg-1的金属丰度梯度,在trailing arm1中得到-(1.3±0.3)×10-3dex deg-1的金属丰度梯度。我们检查了人马矮星系成员恒星在相空间的分布情况并且发现leading arm1有一个~21.5km/s的速度弥散。最后我们结合SDSS和LAMOST数据证认了在leading arm1中可能的一个分支。
  然后,我们从SDSS DR9的数据中选取了32颗属于室女座星团的RGB恒星,基于速度差异,我们将这32颗恒星分成属于两个不同结构的部分,其中21颗低速恒星属于室女座星流(VSS),11颗高速恒星属于Feature C。室女座星流恒星的金属丰度分布具有两个峰值分别位于-1.2dex和-1.9dex,属于Feature C的恒星具有弥散的金属丰度分布。由于室女座星团距离人马矮星系较近,所以我们分析了人马矮星系和室女座星团的关系。由于室女座星流恒星与人马矮星系trailing arm1的恒星具有相似的速度和金属丰度,所以我们推测室女座星流可能起源于trailing arm1,是trailingarm1中切断联系的某一部分,循着自己的轨道绕着银河系运动。Feature C恒星具有弥散的金属丰度分布,而且它的速度远高于人马矮星系星流,所以Feature C很可能是另一矮星系与银河系合并留下的残骸。
[硕士论文] 聂麟
天体物理 上海师范大学 2017(学位年度)
摘要:引力透镜效应是天文研究中一种非常重要的现象,它直接提供了宇宙中引力场分布的几何信息,其中弱引力透镜效应为我们提供了非常丰富的宇宙学信息。在弱引力透镜研究中,需要对星系的几何信息进行提取进而获得和引力场直接相关的剪切信号;因此,对星系形状的测量是弱引力透镜研究中的中心课题。在实际的天文观测中,观测到的星系图像会受到点扩散函数(PSF)的严重干扰,所以点扩散函数直接关系到剪切信号测量的精度,也是弱引力透镜研究的关键问题之一。视场中的PSF信息可以通过这个视场中的恒星图像信息获得。本文在EMPCA方法的基础上发展了一种新的算法:SPCA/xSPCA。首先对径向的Moffatlets基函数进行改进获得了完整的Moffatlets基函数,利用EMPCA算法在Moffatlets基函数空间中找到一组关于同一视场中的恒星图像的期望最大化主成分,并利用这组主成分去描述这个视场中的PSF。为了测试SPCA/xSPCA新算法的有效性我们和EMPCA方法进行了对比,发现新算法可以有效地抑制背景噪声的影响,而且能提取出图像中复杂的角向结构信息。此外我们还定义了χ2、椭率和大小来更加细致地比较通过提取出的主成分还原出的PSF与原始PSF之间的差别来测试我们新方法的有效性。通过比较我们发现对于SPCA和xSPCA方法来说,虽然添加光滑的约束,我们的新方法并没有损失精度和效率;此外,就目前的结果而言,我们的方法还有额外的三个优势:i.通过SPCA可以得到光滑的PSF,这为以后的反卷积去除点扩散函数效应省去了麻烦。ii.通过xSPCA避免了对图像的插值操作,可以更加合理利用受到坏点、热点和宇宙线等污染的点源图像。iii.xSPCA里包含了对主成分的将解析度操作,理论上还具有去像素化得到高解析度PSF的潜力。
[硕士论文] 王玥懿
天体物理 湖南师范大学 2017(学位年度)
摘要:1998年超新星的观测发现当今宇宙正在加速膨胀,然而是何种原因使得宇宙加速膨胀却让科学家们非常困惑。人们为了解释宇宙加速膨胀提出了很多暗能量模型:宇宙常数模型、动力学暗能量模型中的Quintessence模型、Phantom模型、Quintom模型、标量场模型和黏性多方气体模型等等。在这些模型中,近几年特别是暗能量多方气体模型是最近几年的一个研究的热点。本文选取的具有黏性多方气体的暗能量模型,通过动力学的相空间分析理论这种方法分析其临界点的稳定性以及该动力学系统的临界点随黏度变化的稳定区域。取得了如下进展:
  我们采用了与暗物质有相互作用的黏性多方气体的暗能量模型,其物态方程为P=Kρ1+1/n-3ξH,相互作用项为:Q=3Hb1ρp+3Hb2ρm。我们通过求解自洽的动力学演化方程得出了两个临界点,再根据动力学理论,看临界点是否稳定。接着用数值模拟出了爱因斯坦宇宙中的这种模型的动力学自洽系统的演化图。我们发现给定参数b1、b2、ξ和n,在这种模型下的宇宙演化最终会达到稳定。宇宙的动力学演化最主要是由相互作用参数b1、b2和黏性流体系数ξ主导。我们给出了暗能量模型中多方因子n和ξ可以得到稳定区域的b1和b2取值范围。黏性多方气体的暗能量模型的动力学系统存在稳定的区域,这或许可以用来解释宇宙的“巧合问题”。
[硕士论文] 林舒沁
理论物理 上海师范大学 2017(学位年度)
摘要:自1998年以来,宇宙学研究取得了巨大进展,高红移Ia型超新星(SNIa)和WMAP卫星对宇宙微波背景辐射(CMB)各向异性的观测表明今天的宇宙是加速膨胀的。为了解释这一现象,一种是修改爱因斯坦方程的左边,即对引力理论进行修正,一种是在方程的右边加入一种称为暗能量的能量物质。毫无疑问,分析清楚宇宙的膨胀历史是其中最基本的研究内容。宇宙微波背景各向异性观测和SNIa观测都有各自的局限性。伽玛射线暴被认为是宇宙中最猛烈的爆发现象。相对于SNIa,伽马光子的穿透性很强,几乎不受星系间的尘埃物质影响,同时伽马射线暴的平均红移2~3,填补了宇宙微波背景辐射与SNIa红移之间中的空白。第一章我们主要介绍了下伽马射线暴的基本知识。第二章运用x2拟合寻找六个光度关系的最佳参数值。光度关系就是伽马射线暴观测量与伽马射线暴绝对光度或者能量之间的关系。但是关系中的参数值的确定都是在假设宇宙学模型的情况下获得的,这样用伽马射线暴数据来限制宇宙学模型就有所谓的循环问题。我们考虑将关系中的参数与函数模型中的参数一起进行拟合。先用主成分分析方法对共动角直径距离向量组成的训练集进行降维处理,然后将降维后的参数与伽马射线暴光度关系中的参数一起,运用Levenberg-Marquardt算法求得使x2最小对应的参数,得到光度关系中参数的最佳值。同时本文以红移1.4为界,把伽马射线暴进行高红移和低红移的分类,分别用上述方法进行拟合,从而判断光度关系是否随红移的变化而变化。
[硕士论文] 孙玉涵
天文学 中国科学技术大学 2017(学位年度)
摘要:类星体被发现在很宽的波长范围内都存在光变,并且光学紫外波段的光变通常是“变亮变蓝”的。然而光变背后的物理机制仍然存在未解之处。我们通过SDSSStripe82测光数据发现,短时标下的光学紫外波段的类星体光变,其颜色较长时标下的光变更蓝。这与更快速的光变来自于吸积盘更内区的模型框架是一致的。我们还利用GALEX近紫外和远紫外的测光数据,在静止系下更短波的位置拓展了我们的研究。我们确认了类星体颜色变化的时标相关性,将这一观测结果拓展到了更短波的波段。我们改进了Dexter&Agol的非均匀吸积盘模型,认为吸积盘上的热涨落的特征时标是依赖于涨落所在吸积盘处的半径,成功的再现出时标依赖的颜色光变模式,与观测数据相吻合,并且该模式不受非均匀的数据采样或是测光误差所影响。这说明我们在统计上可以通过使用不同时标下的光变辐射,来对类星体的吸积盘进行空间分辨,由此我们提供了一种有效的手段来映射原本空间上无法分辨的吸积盘。
  射电噪类星体中的喷流形成是天体物理中的一个基本问题。在对应的黑洞质量和吸积率下,探索射电躁类星体和射电静类星体之间,吸积盘内区性质的差别也许可以给出对此有帮助的线索。在本文的主要工作中,我们比较了SDSSStripe82天区中,射电躁类星体和对应黑洞红移、光度、黑洞质量下的射电静类星体的的光学紫外光变。我们发现,虽然在两类类星体样本中,光学紫外波段的光变都呈现“变亮变蓝”的趋势,射电噪类星体的颜色变化表现出明显更弱的时标依赖性。这表明吸积盘内区的性质,在射电噪和射电静类星体之间可能存在差异。我们还发现,在光学紫外波段中,两种样本之间虽然在长时标下表现出相似的光变幅度,射电噪类星体的短时标快速光变幅度相对更弱(光变时标在观测者坐标系下30~300天范围内)。射电噪类星体同时有着更红的SDSSg-r颜色。而在吸积盘非均匀热涨落模型的模拟中,如果我们使类星体的吸积盘内区的涨落变小,我们就可以再现出这种观测上的差异。我们通常认为在射电噪类星体中存在着较强的磁场,这对喷流的形成至关重要。我们从而引申出了一个有趣的结论,射电噪类星体中的磁场可以使吸积盘内部变得更稳定。
  
[硕士论文] 朱东春
天文学 中国科学技术大学 2017(学位年度)
摘要:作为一种分析宽线区(Broad Line Region,BLR)几何结构和动力学性质的有效工具,截止目前,反响映射技术已经成功给出了超过60个活动星系核(AGN)中心超大质量黑洞(SMBH)的质量。根据这些RM观测数据,基于某一特定发射线的BLR尺寸与AGN的光度紧密地联系在一起,这就是我们熟知的R-L关系。R-L关系催生了单次观测谱定标黑洞位力质量公式。这个经验公式使得宽发射线可以用来估计AGN中心SMBH的位力质量,从而更广泛地研究SMBH的吸积物理、宇宙学演化和星系的形成与演化等多方面的内容。
  传统的RM技术主要针对低光度低红移(z<0.3)的AGN展开,通常是利用Hβλ4863发射线来测定活动黑洞的质量。对于z>1的AGN,就需要用到紫外波段的宽发射线了。比如,MgⅡλ2798,它可以出现在地面上观测0.3<z<2的类星体的光谱中,所以它是中低红移AGN做RM的极为重要的发射线。尽管如此,但现阶段观测到可靠MgⅡ时延的RM实验少之又少。这在最初被解释为两点:一、MgⅡ相对邻近连续谱辐射变化的响应比Hβ的响应小;二、MgⅡ发射线的辐射区域比Hβ的大。
  本文这里主要探究其中的第一点,也就是MgⅡ宽发射线相对邻近3000(A)连续谱辐射变化的响应程度。我们选取斯隆数字巡天(Sloan Digital Sky Survey,SDSS)拍摄的类星体(Quasar)作为研究对象,通过筛选具有两次及以上光谱观测、显著的MgⅡ发射线和3000(A)连续谱流量信噪比(Signal-to-noiseratio,S/N)、红移0.65<z<1.5的源,获得MgⅡ和连续谱的光变的统计数据。同时,考虑到SDSS-Ⅰ/Ⅱ和SDSS-Ⅲ采用了不同的设备,对于相同光变幅度的定标星,都会表现出一些额外的流量差异。因此,这里我们尝试利用窄发射线(NEL)流量定标的方法再定标,以保证我们对于MgⅡ和连续谱光变测量的准确度。
  通过NEL定标,我们发现了MgⅡ光变与3000(A)连续谱光变之间存在相当强的关系,这也符合MgⅡ的光变是响应3000(A)连续谱光变的想法。此外,采用修改的权重最小卡方回归方法,我们统计给出MgⅡ相对邻近连续谱的响应度。这个响应度是反比依赖于连续谱光度的,与前人的光致电离模型给出的响应度预测值吻合。更进一步,我们确认了一个很小的平均(和中间)响应度,暗示高信噪比的MgⅡ谱线流量测量对于探测MgⅡ本征光变和时延是很有必要的。
  
[博士论文] 孙鹿鸣
天文学 中国科学技术大学 2017(学位年度)
摘要:特殊天体的发现可能有重要的提示意义和重要的研究价值,因为一些普适的、本质的规律有可能在特殊类型天体中反映得更充分,并且特殊类型天体也可以用于检验规律的适用范围。最近几十年,活动星系核(AGN)和其中央引擎超大质量黑洞(SMBH)的研究有极大的进展,然而还有一些问题没有搞清楚。本文将从三个特殊的AGN的研究出发,讨论与SMBH吸积盘的热辐射、反冲的SMBH以及AGN的核区、星际乃至星系际环境气体物理性质和起源。
  第一个问题是SMBH吸积盘的热辐射。吸积盘的标准模型预言了黑洞吸积盘的热辐射谱。吸积盘的热辐射已经在恒星级黑洞双星的X射线(X-ray)观测中得到了证实,然而对于AGN中的SMBH吸积盘,观测证据还不充分。一般认为AGN的X-ray辐射主要来自于吸积盘之上的冕区而不是直接来自吸积盘。不过,对于质量稍小的中等质量黑洞,情况有可能不同。本文详细研究的第一个特殊AGN,RXJ1301.9+2747是一个塞弗特星系,我们根据光学光谱估计其中心黑洞质量约为8×105太阳质量。其X-ray光谱非常软,谱指数达到了7,远高于一般的AGN的接近2。我们发现其X-ray光谱可以由一个黑体辐射主导的模型描述,模型中的的黑体温度为30到40eV,和吸积盘模型预测值吻合。另一方面,RXJ1301.9+2747的X-ray光变曲线显示其会出现爆发态,持续时标1到2千秒,在爆发态流量会上升5到7倍,并且X-ray辐射会变硬。这种爆发态在约20ks的时标上重复出现,并且在间隔9年的XMM和Chandra观测中都出现了这种现象。这种光变现象非常罕见且有趣,原因尚不明确,值得后续研究。
  第二个问题是搜寻和研究反冲的SMBH。一般认为星系的并合会伴随着SMBH的并合,并合后的SMBH可能因为不对称的引力波辐射而获得反冲速度。数值相对论模拟发现这种反冲速度可能达到几千kms-1,使合并后的SMBH脱离星系中心。目前,还没有明确的反冲SMBH存在证据。我们找到了一个候选者类星体SBS1421+511,其Balmer宽发射线呈现了向蓝端倾斜的轮廓。我们发现其宽发射线可以用一个相对窄发射线有1400kms-1整体蓝移速度的圆盘辐射模型很好的拟合。这个蓝移速度可以解释成反冲速度,也可以解释成双黑洞的绕转速度,不过后一种解释和宽发射线轮廓在十五年的三次监测中速度几乎不变的观测事实矛盾。宽发射线轮廓还存在一些其他可能,需要进一步观测来排除。
  第三个问题是用吸收线研究AGN环境中的介质。类星体LBQS1206+1052具有两套吸收线,分别相对窄线蓝移700kms-1和1400kms-1。两套系统都具有MgⅡ和HeⅠ*吸收线,而第一套中出现了非常罕见的Balmer吸收线。Balmer吸收线一般示踪高密度介质,所以第一套吸收线对应的吸收气体也很可能具有较高的密度。我们对类星体的光谱监测显示两套吸收线都存在吸收强度的变化。我们用了一个简化模型——吸收气体的电离状态发生了变化并且其他所有物理参数不变——再现了所有的观测数据,并且模型推算的电离参数变化和光变曲线显示的连续谱变化一致。此外,吸收体移动的模型不能解释所有观测数据。因此我们认为LBQS1206+1052中的吸收线变化是光致电离驱动的。模型显示蓝移700kms-1的吸收气体密度为109到1010cm-3,到中央黑洞的距离约为1pc。这个研究对两个方向的研究有重要提示意义,一是可以对一个HeⅠ*吸收线样本进行光谱和测光监测,解决吸收线光变是电离状态变化还是吸收体移动导致这个问题;二是可以对Balmer吸收线样本进行监测,这有助于确定吸收体的位置和物理参数,进而可以系统性的研究AGN环境中高密度介质的分布。
[硕士论文] 倪书磊
天体物理 华中师范大学 2017(学位年度)
摘要:多年以来宇宙起源一直是一个热门话题,特别是在宇宙学奇点问题上。本文给出了一个可以避免宇宙奇点的模型,即反弹暴涨模型,并用最新的观测数据对模型进行限制。该模型描述了宇宙由收缩时期,经过反弹,然后进入我们熟悉的暴涨时期,接着通过再加热过程演化至今。我们给出了两个反弹模型:简单的反弹暴涨模型和Galileon反弹暴涨模型,并考虑了Planck2015,BK14,BAO,JLA数据对反弹暴涨模型的限制,主要拟合了CMB(Cosmic Microwave Background)温度功率谱(TT谱)。简单反弹模型主要考虑在反弹点尺度因子a和哈勃参数|H|的连续性。Galileon反弹模型解决了因打破零能条件(NEC)而出现的Ghost不稳定性(Ghost instability)问题,描述了宇宙收缩时期结束后紧接着进入反弹时期,再演化到暴涨时期,并可以保证尺度因子a和哈勃参数H在反弹时期连续,同时反映了反弹时期的精细情况。通过观测数据的限制,发现在大尺度上角功率谱存在压低、鼓包和凹陷现象。
[硕士论文] 毕晓璠
天体物理 河北师范大学 2017(学位年度)
摘要:我们的宇宙大约形成于140Gyr年前的一次大爆炸。球状星团是星系中古老的、寿命很长的成员,被称为星系演化的活化石。观测表明,球状星团M2中α元素、Fe族元素和中子俘获元素的丰度随样本星[Fe/H]的变化呈现出不同的变化趋势。对样本星中元素丰度来源的研究可以帮助我们更好的理解球状星团M2形成的历史和化学演化进程。
  本文主要包括两部分:
  第一部分首先给出了独立于星系化学演化的五分量元素丰度模型及其计算方法。其次对球状星团M2中14颗样本星(6颗r-only星,4颗s星,4颗metal rich星)的元素丰度进行了拟合,并给出了最佳拟合结果。通过对计算结果的系数分布情况进行分析得出,在样本星所观测的金属丰度范围内,r-过程分量对元素丰度的贡献一直处于主要地位。weaks-过程分量和SNeIa分量虽然对元素丰度的贡献较少,但是随着[Fe/H]的增大其贡献也缓慢增加。4颗s星具有典型的s-过程特征,s-过程贡献超丰。另外,文中给出的整体拟合效果图也验证了我们的计算方法是可行有效的。
  第二部分对计算结果给出了分析和讨论。对样本星的α元素、Fe族元素和中子俘获元素的天体物理来源进行了分析讨论,并给出了本文的结论。本文所选取样本星的观测金属丰度范围较窄(-1.8<[Fe/H]<-0.9),在观测范围内,大质量星的primary过程分量对α元素和Fe族元素丰度的贡献都起了明显的主导作用,并且primary分量对α元素和Fe族元素的贡献随着[Fe/H]的增加,呈现出不同程度的缓慢下降的趋势。与此同时,SNeIa分量和大质量星的secondary过程分量对α元素和Fe族元素丰度的贡献随着样本星[Fe/H]的增加缓慢上升。较轻的中子俘获元素Y元素和Zr元素的丰度主要是来源于main s-过程分量和week r-过程分量,其对元素丰度的贡献随[Fe/H]的增加变化缓慢;而较重的中子俘获元素的天体物理来源为main r-过程分量和main s-过程分量,对于比Eu重的元素,main r-过程分量的贡献作用一直处于主导地位。4颗s星在样本星中比较特别,main s-过程分量对其元素丰度的贡献超丰,这可能与其受到了低质量AGB星的污染有关。
[硕士论文] 芦丹
天体物理 河北师范大学 2017(学位年度)
摘要:post AGB星已经完成了AGB星全部演化过程,它的元素丰度分布清晰的显示出AGB星最终的演化结果,分析它的元素丰度特征对于研究AGB星的形成及演化过程具有极其重要的地位。post AGB星元素丰度的研究重要的是在于对元素丰度结合观测数据和图像进行定量分析,其中元素包括α元素(O,Mg,Si,Ca,Ti),铁族元素(Sc,V,Cr, Fe,Co,Ni)和中子俘获元素(Y,Zr,Ba,La,Ce,Pr, Nd,Sm,Eu)。为了研究14颗银河系主要s-过程超丰的post AGB星的元素丰度异常的天体物理原因,我们采用五分量元素丰度模型计算拟合这些恒星元素丰度。结果表明,在[Fe/H]为-0.18到-0.91的范围内,14颗样本星主要s-过程分量系数Cs,m远高于太阳系的相应分量系数,弱r-过程分量系数Cr,w、弱s-过程分量系数Cs,w和Ia型超新星分量系数CI,a与太阳系的各分量系数很接近。比较特殊的是我们的样本星的主要r-过程分量系数Cr,m很大,这说明主要s-过程和主要r-过程对元素丰度的贡献都很重要。我们把14颗post AGB星与被引入的20颗已经确定主要r-过程和主要s-过程都超丰的恒星的元素丰度进行对比,发现它们元素丰度特征相似,这暗示样本星与20颗恒星有类似的天体物理起源。对于α元素,我们选取Mg元素、Si元素、Ga元素、Ti元素进行分析。它们的主要天体物理来源是大质量星的primary过程,但secondary分量贡献也很重要,而Ia超新星分量贡献可以忽略,它们的secondary分量贡献比例和Ia超新星分量贡献比例随[Fe/H]呈上升趋势,primary分量贡献比例随[Fe/H]呈下降趋势。对于铁族元素,选取Fe元素、Mn元素、Ni元素进行分析。Fe元素的primary分量贡献比例随[Fe/H]呈下降趋势,secondary分量贡献和Ia超新星贡献增大,尤其Ia超新星趋于主导贡献地位。Mn元素、Ni元素的secondary分量贡献稍高于primary分量和Ia超新星贡献,各分量贡献相对比较平稳。对于轻中子俘获元素,选取Y元素和Zr元素进行分析。它们的各分量贡献趋势比较平稳,其中主要s-过程贡献占主导地位,主要r-过程贡献也很大,而弱r-过程贡献趋势稍有下降,弱s-过程贡献可以忽略。对于重中子俘获元素,选取La元素、Nd元素、Sm元素、Eu元素和Gd元素进行分析。La元素、Nd元素、Sm元素的主要s-过程贡献占主导地位,但主要r-过程贡献也很大,而弱r-过程贡献可以忽略。Eu元素和Gd元素的主要r-过程分量贡献都占主导地位。主要s-过程分量对Eu元素的贡献不容忽视,甚至其对Gd元素的贡献与主要r-过程对Gd元素贡献基本持平。
[硕士论文] 姜东飞
理论物理 沈阳师范大学 2017(学位年度)
摘要:高红移星系的结构是星系形成与演化研究目前最前沿的方向之一,但是由于高红移星系在静止坐标系辐射波段的红移和cosmic dimming效应,很久以来对高红移星系结构的研究进展缓慢。直到近10年来,借助于哈勃空间望远镜(HST)WFC3/近红外波段高分辨率图像数据,人们才对高红移星系的结构性质有了比较多的认识。
  星系的等光强轮廓性质与星系的内部结构性质紧密相关。通过研究星系的等光强轮廓性质及其随红移的演化,能为探索星系结构的演化提供线索。目前对中高红移星系的等光强轮廓的研究还是空白。
  在本文中,我们从CANDELS巡天的GOODS-S和UDS两个场中,一共选取了约4600个红移z=0.5-1.8的恒星形成星系(SFGs),并对它们的径向椭率(ε)轮廓和盘状/盒状(disky/boxy)参数A4轮廓进行了正确的测量。基于这些数据,我们首次对中高红移的恒星形成星系的椭率ε轮廓和A4轮廓在恒星质量——红移演化网格上的统计性质进行了分析。根据星系在每个红移区间内的相对大小,我们将样本星系划分成两类:“小”的恒星形成星系(SSFGs)和“大”的恒星形成星系(LSFGs),主要研究结果如下:
  (1)在低恒星质量(M?<1010M⊙)端,侧向(edge-on)和面向(face-on)SSFGs均拥有接近水平的ε和A4轮廓,并且所有半径处A4的中值(median value)近似为0;然而,侧向LSFGs的椭率轮廓其主要特征是随半径单调上升,同时星系的中部区域呈现盘状(disky)特性(A4>0)。
  (2)在高恒星质量(M?>1010 M⊙)端,侧向 SSFGs和LSFGs的椭率轮廓和A4轮廓均呈现先上升到最大值然后再下降的趋势。同时,星系的中部区域呈现更为显著的盘状特性。这些特征在更低红移(z<1.4)或在更高质量(M?>1010.5M⊙)端更为明显。
  (3)沿着恒星质量——红移网格上的演化路径,SSFGs和LSFGs的中心区域(R=1.5 kpc处)的椭率呈下降趋势。
  以上观测研究结果说明:在中高红移处,低质量SSFGs内可能还没有形成恒星盘(或其“恒星盘”与邻近宇宙中的盘星系具有不同的结构),而低质量LSFGs的结构与邻近盘星系的结构相似。在恒星形成星系朝低红移和高质量的演化过程中,内部区域的核球(大部分为伪核球,pseudo-bulge)和外围的恒星晕(outer stellar halo)伴随着其中间区域的盘的演化一并增长。
[硕士论文] 慈旋
天体物理 河北师范大学 2017(学位年度)
摘要:银河系的结构和演化是天体物理研究的一个重要课题,银盘作为银河系的主要结构成分是否存在所谓的薄盘和厚盘子结构也一直是一个存在争议的问题。我们将利用LAMOST望远镜反银心巡天计划获得光谱数据,分析大样本银盘恒星的α-元素丰度分布,并结合恒星运动学特征来揭示银盘的结构和化学演化。
  第一部分内容是用LAMOST巡天DR3释放的恒星光谱,分析得到了其中77万多颗巨星样本的[α/Fe]丰度分布,结果显示银盘的确存在高[α/Fe]和低[α/Fe]这2个不同的恒星结构成分。然后分析了[α/Fe]沿着银盘径向R和垂向z的丰度梯度分布,结果表明,银盘恒星的[α/Fe]总体上是随着|z|的增加而增加的,沿银盘的径向,[α/Fe]呈现一个随着R的增加而降低的负梯度。
  第二部分内容是根据巨星样本的[α/Fe]随金属丰度[Fe/H]的分布,将银盘恒星划分薄盘(D)和厚盘(TD)的2个星族成分,通过比较厚盘恒星与薄盘恒星的相对计数Ntd/Nd随银盘径向和垂向的梯度变化研究银盘的结构。结果发现,Ntd/Nd随着银心距R的增加有明显的负梯度,且内盘的Ntd/Nd降速更快,外盘的Ntd/Yd降速逐渐减慢,甚至趋于平坦;在银盘垂向上,Ntd/Nd同样存在一个随|z|值增加而增的正梯度,且内盘的Ntd/Yd梯度明显大于外盘。
  第三部分内容是从LAMOST巡天释放的DR4数据中选取了51042颗太阳附近1kpc以内的巨星样本,分析得到样本星的[α/Fe]丰度,然后分别利用运动学标准和我们设定的[α/Fe]丰度判据将太阳附近的恒星样本划分为薄盘与厚盘,研究这2种不同分类方法得到的薄盘和厚盘成分的异同。结果发现,用运动学选出的薄盘星有6%~8.7%混到[α/Fe]丰度给出的厚盘星中,而用运动学选出的厚盘星在不同位置处分别有4.2%~20.6%混到[α/Fe]丰度给出的薄盘星中。
  总之,我们总共分析了LAMOST光谱巡天获得的82万颗巨星样本的[α/Fe]丰度,这是迄今为止最大样本的[α/Fe]丰度数据。我们的分析结果表明:
  (1)银盘的确存在薄盘和厚盘2个[α/Fe]丰度不同的结构成分,薄盘的主要分布在银道面上下0.4kpc以内但却一直延伸到银盘的边缘,厚盘主要分布在离开银道面1kpc以外且主要分布在内盘,厚盘的[α/Fe]丰度平均高于薄盘,而且厚盘恒星的速度弥散也大于薄盘。
  (2)尽管银盘包含厚盘和薄盘2个成分,但无论是在空间位置上还是[α/Fe]丰度以及金属丰度分布上,薄盘和厚盘恒星并没有严格的分界线。
  (3)在太阳附近,利用恒星运动学划分的薄盘和厚盘成分与利用[α/Fe]丰度划分的星族成分并不一致,既存在一些运动学上属于薄盘而[α/Fe]丰度上属于厚盘的恒星,也存在一些运动学上属于厚盘而[α/Fe]丰度上却属于薄盘的恒星。
  (4)银盘的边缘存在一个明显的“翘曲”。
[硕士论文] 常正雪
天体物理 河北师范大学 2017(学位年度)
摘要:恒星的元素丰度及其特征是我们追踪恒星形成和化学演化的有效探针。Ba元素和Eu元分别是慢中子俘获过程(s-过程)和快中子俘获过程(r-过程)典型的代表元素,其丰度比[Eu/Ba]可作为研究恒星元素核合成过程的一个很好的示踪器。另外,Ba元素的奇同位素(135Ba和137Ba)主要由r-过程产生,而偶同位素(134Ba、136Ba和138Ba)主要由s-过程产生,因此,其奇、偶同位素的相对比例一定程度上代表了r-过程和s-过程对Ba丰度的相对贡献。由此,我们可以根据Ba的这一元素特征追踪r-过程和s-过程核合成历史,研究其可能的产生场所,进而研究恒星的形成演化和起源。
  我们基于MAFAGS不透明度采样恒星大气模型,分别在局部热动平衡(LTE)和非局部热动平衡(NLTE)下,采用光谱综合法分析了40颗晕星(包括13颗低α晕星和27颗高α晕星)的Ba和Eu的元素丰度,观测光谱分别取自欧南台(ESO) VLT/UVES释放的光谱数据和北欧光学望远镜(NOT)及其光纤阶梯光栅摄谱仪(FIES)的光谱数据。并且考虑到奇偶同位素对BaⅡ共振线λ=4554(A)超精细结构的影响,通过拟合该谱线的轮廓利用x2最小方法确定了Ba元素奇偶同位素的最佳比例,据此来推算r-过程和s-过程对Ba元素丰度的相对贡献。
  我们的分析结果表明:
  (1) Ba元素丰度存在一定的NLTE效应,NLTE的丰度修正平均为-0.06dex,且基本与金属丰度无关,但不同的谱线的NLTE效应是明显不同的,其中λ6496(A)的NLTE效应最强,其丰度修正值平均为-0.15dex;其次是λ5853(A),其NLTE丰度修正值平均为-0.03dex;λ6141(A)受到的NLTE效应最弱,其丰度修正值平均为-0.002dex。
  (2) Eu元素丰度存在明显的NLTE效应,对不同金属丰度的恒星其NLTE丰度修正最小为0.03dex,最大到0.12dex。
  (3)高α和低α晕星的[Ba/Fe]丰度不能明显区分开,但[Eu/Fe]丰度却表现出了明显的区分,低α晕星的[Eu/Fe]反而高于高α晕星,并且在NLTE下这种区分度更加明显。
  (4)低α晕星的Ba丰度大部分是r-过程和s-过程共同的贡献,但总体上r-过程的贡献比例更大,有的甚至是纯r-过程的产物。而高α晕星的Ba丰度的核合成机制则更为复杂,既有来自纯r-过程的贡献,也有几乎是纯s-过程的贡献,当然更多的来自s-过程和r-过程的共同贡献,但二者的相对贡献相对低α晕星来说更为不确定。
  综合上述结果,我们认为高α和低α晕星可能有不同的形成场所,但是二者的产生场所都并不单一,高α晕星可能既有“本地形成”(In situ)也有来自年老厚盘“被踢出”(Kicked-out)的形成机制,而低α晕星也不仅仅来自于矮星系的“吸积”(Accreted),很可能是三种起源的某种混合,甚至还可能有其他的来源。
[硕士论文] 郑丽佳
凝聚态物理 河北师范大学 2017(学位年度)
摘要:星际分子是存在于星际空间的无机分子和有机分子。目前己被确认的星际分子有170余种。星际分子的研究对于探索恒星演化、银河系结构乃至生命起源有着重要意义。在温热密集的星际云中发现了许多复杂有机分子的旋转跃迁谱线,其中很多谱线的载体有待确认,这些未知的谱线称为U线。
  本文基于密度泛函理论预测温热星际云中U线的可能载体的结构、成键特性和红外光谱。
  基于sp2杂化碳网格结构,首先,构建了碳原子数目介于10-24时的分子片段结构,并对其进行了结构优化和红外光谱计算。其次,考虑到宇宙环境中氢含量丰富,星际分子中大多包含氢元素。进一步在碳分子片段的外围加入氢原子,形成多环芳香烃分子(PAH)。采用同样的计算方法对其进行了结构优化和红外光谱的计算。通过比对实验观测到的宇宙中的U线和预测星际分子候选载体的红外光谱,主要结论如下:
  1)通过切割和能量最小化计算,得到了碳原子数目介于10-24之间的位于稳定和亚稳定的碳分子片段结构。许多碳分子片段呈现出奇特有趣的结构。C10-1分子具有C2v的对称性,其形状类似一个兵乓球拍,结构中含有一个由三个碳原子组成的三角形。C12-1分子片段为D2h对称,其结构中有一个由四个碳原子组成的矩形,在矩形两边分别连接着两个苯环。通过对比实验上尚未确定的红外光谱(UIR)值和计算光谱值,发现其中有三个碳分子片段:C10-1,C15-4,C19-4拥有一个或多个UIR特征峰。其合成谱中有四个红外特征峰和UIR的特征值是对应的,这四个峰值分别位于:7.7μm,11.2μm,12.0μm,18.9μm。此外还发现其位于10.5-14.5微米范围的红外光谱走向和IRAS18317星云处10-15微米观测到的红外谱走向一致。以上两点更加有力的说明三个碳分子片段:C10-1,C15-4和C19-4为宇宙中可能存在的UIR的候选载体。
  2)把含碳小分子片段外围加入氢原子,在B3LYP/6-311+G(g,d)水平上进行能量优化,构建碳分子数目10-36的氢化碳分子片段。得到部分PAH分子和类似PAH分子的结构。采用同样的方法,我们计算其红外光谱,通过与U线对比,挑选出U线的候选载体:C24H18,C25H17,C28H22,C33H23和C36H30。通过对合成红外谱分析,发现有六个特征峰值是和已经观测到的红外谱线是一致的,分别位于:3.3μm,6.2μm,7.7μm,8.6μm,11.0μm和13.5μm。这些峰值都是通过不同候选载体的不同振动模式产生。这些类PAH特征峰的出现为寻找UIR载体提供了可能。
[硕士论文] 宋超
凝聚态物理 上海师范大学 2017(学位年度)
摘要:分子云团块是恒星形成的场所,团块的性质对恒星形成有着至关重要的作用。为了研究M16巨分子云中团块的性质,我们利用青海DLH-13.7m望远镜对该巨分子云进行了12CO(J=1-0),13CO(J=1-0),C18O(J=1-0)三条同位素分子谱线同时观测。文中我们能介绍了我们的研究背景以及目前的研究现状,不同的团块性质对恒星形成有何影响。
  第二章我们介绍了DLH-13.7m望远镜的基本性能,OTF谱线观测方法并简要介绍了银河画卷巡天计划。我们利用GILDAS软件包对望远镜观测得到的原始数据进行基线预估与坏通道剔除、效率修正、网格重整、数据合并以及FITS生成等流程对数据进行初步处理。
  然后我们简单分析了M16巨分子云的基本信息,然后利用得到的13CO(J=1-0)和C18O(J=1-0)谱线数据进行团块的证认工作。我们测试了四种团块证认算法,分别是GAUSSCLUMPS,CLUMPFIND,REINHOLD,FELLWALKER。经过比对我们选择了GILDAS软件包中的GAUSSCLUMPS算法,因为其运算速度快,准确性高。
  有了谱线基本信息和经筛选后的团块样本,我们利用局部热动平衡假设对团块的物理性质进行估计,包括速度及线宽、半径、激发温度、光学厚度、柱密度、质量等。为了研究团块的引力束缚状态,我们还计算了团块的位力质量并分析了团块的位力参数。然后对这些性质进行了统计,研究发现绝大多数13CO团块和全部C18O团块都是引力束缚的,说明这些团块可能正在或者将要形成恒星。
  接下来我们对团块的动力学状态研究发现,13CO内部是主要由湍动压支撑引力,而C18O团块是热压和湍动压同时支撑引力。团块柱密度函数的研究发现,柱密度高于恒星形成柱密度阈值的团块柱密度分布服从幂率分布,并且这部分团块可能正在形成大质量恒星。13CO和 C18O团块的质量半径关系都近似为Mα2R,并且我们发现随着位力参数减小,质量半径关系的幂指数增大,这可能暗示着团块的演化关系。团块质量函数形状与IMF相似。在不考虑面密度的情况下,速度弥散与尺度几乎没有任何关系,但当考虑了面密度的变化时,Larson关系可以很好地被证实。最后我们讨论了M16巨分子云的速度成分,通过速度通道图和团块视向速度分布图我们可以明显的看到M16巨分子云有两个速度成分,我们认为这两个速度成分的云是同属M16巨分子云的两个独立子云。
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