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。

Baade-Wesselink方法在确定天琴RR型变星绝对星等中的应用

天琴RR型变星是天文学上标定距离时的主要示距天体之一,对它的绝对星等研究在银河系的结构、形成、演化乃至宇宙学上都具有重要意义。Baade-Wesselink方法是唯一利用脉动变星的内禀物理参量来研究和确定天琴RR型变星绝对星等的方法,本文介绍和评述了该方法研究天琴RR型变星绝对星等的最新结果和进展以及使用Baade-Wesselink方法确定天琴RR型变星绝对星等时应注意的几个问题。

天琴座RR型变星的自行和强度平均星等

本文给出使用上海天文台的40cm双筒折射望远镜拍摄的历元差平均18年的底片对测定的30颗天琴座RR型变量场星的自行，给出了它们的平均目视星等统一到Barnes的强度平均星等标度的强度平均星等。还列出了它们的金属丰度［Fc／H］。

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。

银河场天琴RR型星的绝对自行测定:方法和一个实例(SW Aqr)

利用Lick天文台的NPM星表作为参考架，高精度地测定银河场天琴RR型星的绝对自行，可以使得对于这些恒星空间运动的研究建立在更加可靠的基础上。一个使用上海天文台佘山40cm折射望远镜拍摄的底片进行这项工作的计划已经开始执行。本文详细描述了这一计划所采用的归算方法，并用SWAqr作为实例，对不同方法得出的结果作了比较。这一实例表明，即使仅用几颗NPM星作参考，也可获得较好的结果。当NPM星过少时，可在局部天区内把PPM星表的自行改正到NPM系统，然后用PPM星补充作为参考星，同样可以得到很好的结果。

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.

7颗银河场天零RR型星绝对自行的测定

给出了RYPsc，XXAnd，RRCet，XXHya，TVLeo，UCom，SWAqr等7颗银河场天琴RR型星基于NPM星表的河外参考架的绝对自行的测定结果，并与万籁等人、NPM和Hipparcos的结果作了比较。测量和归算的方法已在本年刊第18期（1997年）第49页上发表的一篇论文中叙述。本工作的结果的内部精密度明显比NPM星表好。比较表明，这些结果与由Hipparcos星表从光学方面所代表的ICRS符合得非常好。

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。