测定天琴RR变星金属丰度的方法

银晕中天琴RR变星金属丰度的测定对于研究银河系晕的形成和演化具有重要的意义．在当前的技术条件下,高分辨光谱的方法难以测量银晕中较暗的天琴RR变星的金属丰度．高分辨光谱测定金属丰度的方法对恒星大气模型的依赖性较高,而恒星脉动引起的复杂大气状况对于建立正确的大气模型本身就是挑战．△S光谱方法、Caby测光方法和光变曲线的参数方法则弥补了高分辨光谱方法的不足,将能测量更远距离上的天琴RR变星的金属丰度．着重介绍了这3种方法发展的历史、具体的观测流程以及需要注意的问题。通过比较这3种方法的优劣,为实际观测时方法的选用提供借鉴。

贫金属富碳天琴RR变星的形成

贫金属富碳恒星(Carbon-Enhanced Metal-Poor,CEMP)是研究宇宙早期恒星性质和化学演化的极佳样本,通常认为来自双星.目前发现的贫金属富碳星中有9颗天琴RR变星(RR Lyrae star,RRL),其中至少7颗未表现出任何双星特征.传统双星物质转移模型不足以充分解释贫金属富碳天琴RR变星(CEMP-RR Lyrae)单星的形成.之前研究表明氦白矮星和赫氏空隙星(HG)的并合模型可以解释部分富碳红巨星单星的碳增丰现象,因此贫金属富碳星单星也可能来自氦白矮星和赫氏空隙星的并合模型渠道.通过详细计算的氦白矮星和赫氏空隙星并合模型来检验这一演化渠道,结果表明:该并合模型在后续的演化过程中,其重力加速度、温度、表面碳丰度均能与观测符合较好.由此,氦白矮星和赫氏空隙星并合模型极有可能是贫金属富碳天琴RR变星的形成渠道之一.

天琴RR型变星的绝对星等与运动学参数

对天琴ＲＲ型变星绝对星等与运动学参数的测定及其对确定距离、球状星四年龄估计的 影响，并对它们和其他距离指示器求得的结果的比较作了评述。由于不同作者采用的方法和 资料不同，结果的不确定性较大。例如由直接和间接测定方法决定的天琴ＲＲ型变星的绝对 星等分成较暗和较亮两类，由天琴ＲＲ型变星和其他距离指示器决定的大麦哲伦云（ＬＭＣ） 的距离模数和球状星团年龄估计并不完全一致。这表明还有一些天体测量和天体物理问题 需要深人研究。新的空间视差卫星和地基干涉测定计划将可能有助这些问题的解决。

天琴RR型变星的速度椭球和空间速度

本文使用上海天文台编制的“天琴RR型变星自行星表”并利用空间速度的方法，确定天琴RR型变星的速度椭球，计算表明是三轴速度椭球。分析认为，子样中还包含着圆盘星族和中介星族Ⅱ的成员。本文还同时给出了在银心柱面坐标系中变星的柱面坐标和空间速度，为进一步作银河系动力学分析提供精确的资料。

天琴RR型变星探秘宇宙

天琴RR型变星能精确测量距离,揭示所处天体系统的年龄,示踪星系的结构。地球很幸运,正在围绕着一颗光度几乎恒定不变的恒星公转。在过去的几百年里,地球上所接收到太阳光能量的起伏变化远远小于1%。

星星到底有多远(8) 开发星系的测距功能

星系世界的景观 为了解决宇宙中天体的距离测定问题，天文学家首先寻求的自然是恒星级的标距天体，如造父变星、天琴RR型变星、亮星、新星、超新星、行星状星云系统等；或者是恒星集团，如星团和球状星团系统等。对标距天体的基本要求是，除了能用来测定它们的距离外，这类天体应该具有很高的光度，在很远的距离上都能观测到——观测不到一切免谈。

星星到底有多远(7) 光度距离的绝对测定

在本系列文章之（3）～（6）中，我们已经概要介绍了多种不同的测定天体光度距离的方法，包括利用造父变星的周光关系，星团的主序重叠法，以早型亮星、新星、天琴RR型变星和超新星的绝对星等作为标准烛光（即标距参数），以及利用球状星团系统和行星状星云系统光度函数中的特征星等作为标桂烛光等。在天文研究中，通过光度测距方法确定天体和天体系统的距离有着最为广泛的用武之地，后文（本系列文章之（8））还会再介绍若干种测定遥远河外星系光度距离的途径。

重要测距结果一览

天体距离的多途径测定 从前面对天体距离测定一些主要方法的简要介绍，细心的读者不难看出，就某一类天体来说，可以通过不同的途径来确定它们的距离。例如，对于像仙女星系M31这样的近距离河外星系，能利用的标距天体（或标距关系）有天琴RR型变星、造父变星、新星、球状星团光度函数以及行星状星云光度函数，等等。这就为比较各种方法的测距结果，并进而为论证这些结果以及方法的可靠性提供了观测依据。