恒星形成时期强远红外源的红外发射与赫罗图

本文从IRAS点源星表（PSC）中选择了一批流量只F100μ≥500Jy，且属于正在形成或早期演化阶段的强远红外源，利用北京天文台兴隆观测站的1.26m红外望远镜，对这批源进行了J、H、K波段的近红外观测，得到了12个源的第一次J、H、K测光资料．结合外台站的红外观测资料和IRAS点源星表数据，我们对强远红外源的红外发射进行了修正的黑体光球模型、双壳层尘埃发射模型以及详细的辐射转移等模型的拟合，得到了这些源的一系列重要的物理参量，如中心星的等效光球温度，近红外消光以及包层的尘埃温度和密度随半径变化的幂律等．本文利用红外导出的中心星光球温度和光度，得到了与这些强远红外源成协的大质量年轻天体在赫罗图上的位置和演化特征．我们发现，对质量一定的大质量年轻星，沿着向主序演化的方向，红外谱在12μ－60μ间的斜率S有逐渐增大的趋势；而对演化到同一时间线的星，随着质量的增大，S也有增大的趋势．本文分析了这一性质．并提出了利用红外资料研究赫罗图的方法，它是一种研究深埋于分子云和尘埃包层的大质量年轻星早期演化的有效方法．

恒星辐射不透明度对赫罗图中蓝回绕的影响(英文)

使用不同的恒星辐射不透明度数值 ,对 5至 9个太阳质量恒星的演化模型进行计算 ,来研究辐射不透明度对赫罗图中蓝回绕的影响。结果表明在赫罗图中 ,使用OPAL不透明度值的恒星演化迹中存在着蓝回绕。而且 ,随着辐射不透明度的增加 。

中等质量恒星在赫罗图中由E-AGB星进入TP-AGB星的分界点

通过对3～10 M_☉恒星在赫罗图上演化轨迹的研究,分析恒星内部氦壳层燃烧峰值处能量、密度、温度、氦壳层表面光度与恒星表面光度比及恒星半径的变化,给出了中等质量恒星由早期AGB星演化至热脉冲AGB星阶段在赫罗图上的分界点,与119颗碳星的观测结果吻合得相当好.同时提出:在恒星演化至该分界点之后,其星风物质损失公式可能需要引入一个与表面光度无关的量以主导超星风的形成.在此基础上,通过对考虑湍流压效应下5 M_☉恒星的结构和演化及星风物质损失率的分析,发现湍流压在热脉冲AGB星阶段对星风物质损失影响较大,从而使得热脉冲AGB星的湍流压不可忽略,进而提出了影响热脉冲AGB星星风物质损失的可能的物理因素.

赫罗图的建立

本文着重讨论赫罗图的建立及其在天文学史上的意义。在天体测量学和天体物理学发展的基础上,赫茨普龙研究恒星光谱型与光度的关系,首先发现了巨星序和矮星序,并发表了第一幅星团的颜色-星等图。罗素发现巨星序和矮星序较赫氏略迟,但他发表了第一幅场星的光谱-光度图,并首先将赫罗图用来讨论恒星演化问题。因此赫、罗二氏是赫罗图的创始人,他们在创建中具有同等的功绩。蒙克虽然最早讨论恒星光谱型与光度的关系,但由于研究方法上的缺陷,他最终未能获得正确的结果。

关于赫罗图的方法论思考

【正】 赫罗图(HR 图)是二十世纪初丹麦天文学家赫茨普龙(Ejnar Hertzsprung,1873—1967)和美国天文学家 H·N·罗素(Henry Norris Russell,1877—1957)创制的恒星光谱型和光度的关系图。是天体物理研究的重要工具之一,它在与其它科学方法有机结合中形成了一套特殊的行之有效的天文方法,并带给天文研究、特别是恒星演化研究以重大的突破,充分显示出方法上的创新在天文进步中的巨大威力。本文仅就以下几个方面对赫罗图的方法论意义作粗浅的讨论。

恒星的演化和赫罗图

赫罗图是研究恒星的重要工具，可用于描述恒星的各种特征及恒星从出生到死亡的演化过程。本文定性地介绍赫罗图的基本概念、恒星在赫罗图上的分布所代表的物理学含义以及恒星的演化在赫罗图上表现出来的轨迹。

星星到底有多远（4）星团赫罗图和主序重叠法

恒星的光谱型和光度级 为了对利用主序重叠法测定天体距离的基本原理有比较清晰的了解，需要引入若干较为专业的天文概念，这就是天体的星等系统、色指数、光谱型和光度级，以及星团赫罗图。

赫罗图百年纪念

赫罗图，这一天文学中奠基石式的重要成就，已诞生一百周年。 一位老友的孙子只有7岁，却很早慧。他最近问了我几个关于银河系的问题，包括我们如何测定球状星团的年龄。向这个孩子解释赫茨普龙一罗素图（简称为赫罗图）本质的过程，让我再度想起这张图在理解宇宙的问题上是多么重要。在过去的一个世纪里，

百年赫罗图

2014年适逢赫罗图百岁诞辰。赫罗图全称“赫兹普龙-罗素图”，是20世纪天文学的非凡成就之一。1814年，德国光学家夫琅禾费（J．v0n Fraunhofer，1787年-1826年）利用他的分光镜发现，在太阳光谱里有“不可计数的、强弱不一的垂直光谱线，它们比背景的颜色暗黑一些，有些谱线差不多是完全晴黑的”。他标记的暗线多达500余条，后人称它们为“夫琅禾费线”。

奇妙的“赫罗图”

对恒星光谱的进一步深入研究，不仅帮助天文学家认识了恒星的物理化学性质，而且为探索恒星的本原提供了线索。

从赫罗图到怛星演化理论

光谱分析法的使用，使人们对恒星的认识一天比一天加深。由于资料的积累，天文学家不再满足于按亮度、星座等等的恒星分类法，开始试图对恒星从本质上进行分类了，试图像化学建立元素周期律那样，找到恒星在演化、成分、结构间的内在联系。

基于DBSCAN聚类算法的毕星团成员星辨认

疏散星团[1]在天文学和天文物理学的研究中至关重要,对其成员星的正确判断是所有研究工作的基础。成员星识别的可靠性随着天体测量技术的不断发展,而变得愈发重要。本文运用DBSCAN聚类算法,实现毕星团成员星认定问题的分析与研究。通过色指数与温度公式求出各个侯选星成员星的温度。以绝对星等为纵坐标,将其成员星的赫罗图作为恒星表面温度的横坐标,对筛选出的毕星团成员星体绘制了一幅赫罗图。

太阳会“急速老化”吗?

太阳真会像《流浪地球》中说的那样“急速老化”吗?宇宙恒星千千万,每一颗都有不同的颜色、表面温度和绝对星等。丹麦天文学家赫茨普龙和美国天文学家罗素想出了办法,用一张图囊括了恒星们的各种数据:横轴代表光谱型或表面温度,纵轴代表绝对星等,也就是它们真实的亮度。而这张图也以二人名字组合命名,叫作赫罗图。

一种新的疏散星团成员判定方法

成员判定是疏散星团研究中最关键的一步,成员判定的好坏直接影响对星团基本参数的估计.首次利用数据挖掘技术中的DBSCAN(Density-Based Spatial Clustering of Applications with Noise)聚类算法对疏散星团NGC 6791和M67(NGC 2682)分别进行了成员判定,结果表明DBSCAN聚类算法能很有效地剔除场星污染.得到的NGC6791成员星的颜色-星等图上主序清晰并呈现明显的双重主序结构,这表明NGC 6791可能有更复杂的恒星形成与演化历史.对M67的分析表明出现了质量分层现象,并且星团的核心和外围两部分有明显的相对运动.对NGC 6791和M67的分析均表明DBSCAN聚类算法是一种有效的成员判定方法,有传统成员判定方法不具备的一些优点.

基于DBSCAN聚类算法的疏散星团NGC 188的3维运动学成员判定

利用疏散星团NGC 188所在天区的1046颗恒星样本的高精度3维(3D)运动学数据(自行和视向速度)测试了DBSCAN(Density-Based Spatial Clustering of Applications with Noise)聚类算法的成员判定效果.为了避免自行和视向速度的单位不一致带来的影响,在数据预处理阶段将3个分量的数据统一标准化至[0,1]区间.利用第k个最近邻点距离方法分析了1046颗恒星样本在标准化无量纲3D速度空间的分布特征,再根据第k个最近邻点距离随k值的变化趋势确定了DBSCAN聚类算法的输入参数(Eps,MinPts),最后利用DBSCAN聚类算法分离出497颗3D运动学成员星.分析结果表明得到的3D运动学成员星是可靠的.

金属丰度和对流超射对恒星演化影响的初步探讨

文章采用了pd90程序模拟了5 M⊙的恒星,在主序和主序后的演化情况。并且根据其程序给出的计算结果,绘出了5 M⊙恒星的赫罗图。选择金属丰度和对流超射的不问参数,形成六条赫罗图线。在赫罗图中,对5 M⊙的恒星其金属丰度和对流超射对恒星演化的影响进行讨论。从赫罗图中的lgL/L⊙和lgTeff,与演化时间序列图,可以直观的得出金属丰度和对流超射变化对恒星演化的影响。

Hipparcos后的昴星团距离

详细介绍了Hipparcos测定的昴星团距离与以往地面测定结果比较所出现的差异、近年来对昴星团距离新的测定和对Hipparcos数据作的重新处理以及对造成不一致的原因所进行的探讨，最后对有关进展加以评述。

湍流应力对中等质量转动恒星演化的影响

以恒星结构与演化理论中常用的混合程理论为基础,将湍流应力和自转离心力引入传统恒星结构模型中的流体静力学平衡方程,得到了考虑湍流应力作用下转动恒星的结构模型.并计算了一8M⊙恒星从主序星到早期AGB星的演化.研究表明:湍流应力对恒星的结构并无明显的影响,但使得恒星在各个演化阶段的寿命发生不同程度的改变;而且对流区域越大,恒星的演化寿命变化越大;对恒星在AGB星以前的演化轨迹也无明显的影响,使AGB星在赫罗图中的演化向有效温度降低、表面光度降低方向偏转,更加接近观测事实.

近代天文学史上的三次飞跃

近代天文学的历次飞跃都体现了实测-处理和理论模型“两条腿走路”的前进模式。

年轻星天体的质量

质量是恒星最基本、最重要的物理量之一,它在恒星形成和演化过程中起着至关重要的作用。年轻星天体的形成机制以及早期演化过程是彻底解决恒星形成问题的关键所在,而年轻星天体形成过程中的物质下落、质量吸积以及外流等物理过程都与年轻星天体的质量密切相关。该文介绍了确定年轻星天体质量的一些常用方法,包括利用开普勒定律的动力学方法、赫罗图方法、年轻星天体脉动方法和磁层吸积方法等。并对这些方法的适用范围及测量精度进行了评述,还综述了各种方法的研究进展及未来可能的发展。