球状星团成员星的空间相关性分析

以球状星团NGC(New General Catalogue)104、NGC 5139、NGC 6121为实验样区,选取了视差等10个恒星参数,通过引入地学中的空间分析理论和相应的分析框架为定量描述球状星团成员星的空间分布特征提出了一种基于地学的研究范式.通过计算全局和局部莫兰(Moran)指数得到球状星团成员星各恒星参数的空间分布特征.研究结果表明:球状星团NGC 104、NGC 5139、NGC 6121成员星的各恒星参数在总体上呈现出空间正相关特性,表现出空间集聚特征,但不同恒星参数之间存在差异;局部空间分布也呈现聚集特征,而不同的成员星呈现出不同的空间分布特性和趋势.总体而言,用地学空间相关分析系统地定量化描述球状星团成员星空间分布特征,能够为球状星团的研究提供新的思路.

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。

大质量年轻星团和超星团

随着观测技术的进展,在星系中观测到了越来越多的大质量年轻星团和超星团,它们不能简单地归类于银河系中的疏散星团或球状星团,因而其性质和演化意义日益为人们所关注。该文对大质量年轻星团和超星团的发现、观测特征以及演化意义进行了较为系统的概要介绍。

基于混合模型的疏散星团视向速度和金属丰度研究

疏散星团是研究星族和银河系形成与演化的理想示踪体。基于LAMOST DR7低分辨率光谱,在视向速度和金属丰度两维空间上,构建包含团星和场星的混合模型:以二维正高斯模型来描述团星的分布,以星团天区周围的恒星来构建场星的分布模型。同时,在模型中考虑了观测误差的影响。对3个具有丰富光谱数据的典型疏散星团进行了拟合。年轻星团Melotte 22和中年星团NGC 2281可以较好地约束其视向速度的内禀弥散,分别为:1:47_(−1:18)^(+0:95)km·s^(−1)和2:05_(−1:88)^(+1:39)km·s^(−1),而年老星团NGC 2682只能给出速度弥散的上限约为0:96 km·s^(−1)。Melotte 22、NGC 2281和NGC 2682的金属丰度内禀弥散分别为:0:170_(−0:009) ^(+0:012)dex,(0:1080:012)dex和(0:0500:005)dex,都明显大于金属丰度的观测误差(约0:028 dex)。这说明疏散星团的成员星存在一定的化学丰度内禀弥散,这对于进一步讨论星团恒星的形成过程极为重要。

致密星团的分层效应及其形成机制

老年球状星团和年轻的超星团是两类不同性质的致密星团,观测表明它们都表现出某种程度的质量分层效应。该文在介绍这两类星团质量分层的探测途径和观测表象的基础上,对形成这种分层效应的两种可能的机制——动力学分层和原初分层做了简要的讨论和评述.

疏散星团NGC6530的成员研究和空间运动

利用上海天文台40厘米折射望远镜照相观测资料所得出的恒星自行,按最大似然原理确定了疏散星团NGC6530天区内恒星的成员概率．分析表明星团成员确定是非常有效的,成员概率p≥0．9的恒星计有250颗．最后,确定了星团的空间运动,并作了简单的讨论．

重新审查昴星团成员星锂丰度的弥散

重新审查了昴星团成员星的活动性和在同一颜色处Li丰度的弥散。发现大多数的研究者低估了昴星团恒星的活动性.重新研究了恒星的活动性(包括黑子活动)和星团中恒星的不均匀红化效应对Li丰度弥散的影响.得到的主要结论是:没有坚实的证据说明观测到的Li丰度弥散是代表具相同有效温度星团成员大气Li丰度存在真实的差异.相反,假若不是全部,其大部的视Li丰度弥散是活动星的大气效应所致.Li丰度-恒星自转关联很可能只是Li丰度-恒星活动性关联的一种反映.

疏散星团的质量分层

对疏散星团质量分层的有关问题做了简要的评述,包括空间质量分层和速度质量分层的表现形式和探测途径,质量分层形成机制的研究现状.最后概要介绍了2MASS测光资料对探讨疏散星团质量分层效应的作用.

移动星团视差研究方法的改进

移动星团视差的精确测定对于宇宙距离尺度以及许多天体物理关系的研究起重要的定标作用。因此，在大约一个世纪的时间内，确定移动星团视差的方法一直处于不断改进之中。对此作了简要介绍和评述。

移动星团视差与毕星团距离的测定

本文概述了利用自行与视向速度资料测定移动星团视差各种方法的发展概况,并对它们各自的特点作了分析比较。最后,特别对毕星团距离的测定尤其是运动学的测定结果作了比较和评述。

OB星协和年轻星团的形成与早期演化

OB星协和年轻星团是恒星形成与早期演化的“化石”，同时也是研究初始质量函数（IMF）的最好场所．文中就OB星协和年轻星团的形成和早期演化方面的研究进展作一评述，还论述了IMF的测定和研究情况，并对相关的速逃OB星及蓝离散星问题作了简要介绍．

球状星团内中等质量黑洞的探测

众所周知,恒星质量黑洞和星系内超大质量黑洞之存在已为学界所公认。另一方面,长期以来,关于球状星团中是否存在质量范围介于上述两类黑洞之间的所谓"中等质量黑洞",则始终争议不断。对于银河系球状星团以及河外星系球状星团内,中等质量黑洞的探测和认识现状做了简要的综述性介绍。

球状星团的天体测量(英)

球状星团是银河系中最年老的天体之一，是储存着银河系早期演化珍贵信息的“化石”．球状星团的天体测量，主要包括球状星因天区内恒星相对自行的测定，并由这些相对自行数据采用适当方法定出星团的绝对自行，或者直接测定绝对自行．利用这些自行数据，或者进一步与测光和视向速度数据结合，可以开展与球状星团的距离、运动、动力学状况、质量、年龄、演化等等以及银河系的结构和演化等有关的一系列重要的研究．在本文中对本世纪70年代中期以来在球状星团相对自行测定和成员概率估计、内部运动检测、绝对自行测定和空间运动研究这三方面取得的成果和进展以及存在的问题作了评述．

球状星团核的演化

本文用数值方法讨论了中心含有大质量黑洞星团的核在几个作用（蒸发及潮汐）下的演化特征。

球状星团中的吸积效应

本文从广义相对论出发,考虑了球状星团中黑洞的吸积效应;研究了球状星团中核区部分的演化;导出了演化方程。其结果表明,当球状星团中心具有大质量黑洞时,核将迅速收缩并辐射X射线,当中心黑洞质量很小或无黑洞时,核将膨胀并不能辐射X射线。

疏散星团M11的研究:3.团星分布的两点相关函数分析

本文首次利用两点相关函数，对著名中年疏散星团M11团星的空间分布进行了讨论．结果表明，无论对全部成员星还是不同星等的成员星，它们的自相关和交叉相关函数都能很好地以幂律形式描述．不同星等成员星的自相关和交叉相关计算表明，M11已经历了一定的动力学弛豫，出现了质量的空间分层效应．

昴星团天体测量标准区域441颗星的高精度位置和自行

本文利用由ＰＰＭ和ＡＣＲＳ星表以及Ｅｉｃｈｈｏｒｎ等、Ｊｏｎｅｓ和Ｈｅｒｔｚｓｐｒｕｎｇ的星表综合而成的初始参考星表，对佘山４０厘米折射望远镜拍摄的历元间隔８６年１１张底片上３３次露光按中心重叠法进行归算，得出了昂星团天体测量标准区域４４１颗星的高精度位置和自行，这些位置的标准误差均小于±０．″０５，接近百分之九十恒星的自行标准误差小于±０〃．００１／年．