转动效应对恒星热力学结构与演化的影响研究

转动效应对恒星结构与演化的两大方面的影响体现在动力学效应和元素混合上.本文利用国际MESA程序,研究了转动效应对20 M_⊙恒星在主序阶段热力学结构的影响.发现转动的动力学效应能使恒星中心温度变低,减少了恒星表面的不透明度,中心平均分子量和表面熵.由于动力学效应对恒星热结构的调整,降低了恒星的氢燃烧率,恒星向低温和低光度端演化.转动的元素混合效应减小了恒星的中心温度、密度、压强、紧密度、表面不透明度和平均分子量,使恒星表面氦元素、氮元素明显超丰,中心燃烧核区域变大,延长恒星在主序阶段的寿命.     

一个了解宇宙的新窗口——分子天体物理学进展介绍(之四)

 恒星的演化是天体物理学中最重要的课题之一。本世纪初,赫茨普龙(E.Hertzprung)和罗素(H.N.Russel)根据大量的观测数据制成了赫罗图(即恒星光谱型--恒星光度关系图).发现绝大多数恒星位于图中的主星序位置上.30年代末,美国核物理学家贝特(H.A.Bathe)用氢核的聚变成功地说明了恒星能量的来源是热核反应.这两项研究为恒星演化理论奠定了基础.恒星是由星云凝缩而成.这个过程开始于冷的暗星云中某些密度较周围稍大的部分由自身的引力引起的收缩.以后物质逐渐凝聚,直到收缩产生的热量使内部温度达到700万度以上,热核反应出现,收缩停止,恒星便诞生了.     

物质辐射不透明度对恒星结构与演化的影响及其计算

简要介绍了恒星结构与演化的理论模型，回顾了物质辐射不透明度计算的发展过程，详细讨论了物质辐射不透明度对恒星物理理论方面许多重要问题的影响以及发展现状。并介绍了利用改进的平均原子模型来进行恒星物质辐射不透明度的计算结果。     

转动恒星中的元素扩散效应研究

计算了影响元素扩散过程快慢的3个系数Deff,Dshear和Dh,根据转动恒星中的角动量传输和元素扩散方程,给出了转动恒星中的元素扩散效应.结果表明:子午环流是大质量恒星角动量转移的主要物理机制,而剪切湍流是传输化学元素的主要机制.增加水平湍流将增加子午环流和剪切湍流传输化学元素的效率.元素扩散效应造成恒星表面有4He和14N元素的超丰和较大的对流核心,使恒星具有较高的光度和较低的中心温度,对恒星结构与演化有极其重要的影响.     

计算恒星结构演化的Henyey方法的代数形式

基于恒星结构演化模型的方程组和两点边界条件，用矢量函数表述它们的差分方程组，并用ＮｅｗｔｏｎＲａｐｈｓｏｎ方法展开，获得了可求解的代数方程和矩阵方程。     

物质辐射不透明度对恒星结构与演化的影响及其计算

简要介绍了恒星结构与演化的理论模型,回顾了物质辐射不透明度计算的发展过程,详细讨论了物质辐射不透明度对恒星物理理论方面许多重要问题的影响以及发展现状.并介绍了利用改进的平均原子模型来进行恒星物质辐射不透明度的计算结果.     

2012年,参宿四会爆炸吗?

恒星是宇宙的基本组成单元,中小质量的恒星(如太阳)占绝大部分.中小质量的恒星演化到最后,外壳被损失掉,成为漂亮的行星状星云,而恒星的核则成为白矮星.大质量恒星演化到最后会发生超新星爆炸,产生巨大的能量,留下一个中子星或黑洞.参宿四是一颗大质量恒星,种种迹象表明,它将发生超新星爆炸,但在2012年爆炸的可能性微乎其微,天上不会出现两个"太阳",也不会对地球上人们的生活产生实质性的影响.     

辐射压对非同步转动双星系统洛希势函数的影响

辐射压是影响大质量恒星结构和演化不可忽视的重要物理因素. 根据辐射压对非同步转动的洛希势函数的影响, 数值计算了洛希瓣的大小和3个拉格朗日点的位置和相应的势函数, 并与同步转动的洛希模型计算的结果做了对比. 结果发现: 辐射压可以整体地减小大质量恒星表面的重力加速度, 而转动离心力能最大减少赤道附近的重力加速度. 辐射压和非同步转动均可以明显地改变洛希瓣的大小和3个拉格朗日点的位置和势函数, 影响双星系统物质交换的时间. 因此, 研究辐射压, 非同步转动等物理因素对大质量双星系统洛希势函数的影响, 对密近双星的演化具有重要意义. 关键词： 恒星结构与演化 转动 辐射压     

浅谈超新星爆发

 超新星(Supernova)是恒星演化到最终阶段中子星之前时产生的一次最强大猛烈的爆发。爆发时恒星的光度突然增到原来的1000万倍以上,在超新星的亮度极大时,常常与它所在的星系的总亮度一样亮或者更亮,亮度变化幅度很大并且具有特殊的光谱。     

黑洞及其在天体物理中的作用（上）

本文回顾了黑洞概念建立的历史，指出这一概念是广义相对论和量子力学联合应用于恒星晚期演化研究的结果，然后介绍了黑洞的主要物理性质及其最重要的两种类型，即Ｓｃｈｗａｒｚｓｃｈｉｌｄ黑洞和Ｋｅｒｒ黑洞。     

基于谱线特征匹配的恒星光谱自动识别方法

我国正在实施的大型巡天项目(LAMOST项目),急需恒星光谱的自动识别系统。文章给出了一种基于谱线特征匹配的恒星光谱自动识别方法。该方法由以下主要步骤组成：(1) 利用小波变换的方法对观测光谱进行谱线特征提取;(2) 将提取出的特征和恒星谱线的特征模板进行相关匹配;(3) 根据相关匹配结果进行恒星光谱识别。通过对Sloan Digital Sky Survey (SDSS),Data Release Four (DR4)中的大量真实光谱数据实验表明,该方法具有对噪声鲁棒等特点,正确识别率高达96.7%。该方法可对相对定标的巡天光谱进行自动识别,符合LAMOST数据的要求,可为天文学家进行恒星和银河系的结构等研究提供帮助。     

不同光谱型的低分辨率恒星光谱在不同信噪比条件下视向速度测量精度的分析

恒星的视向速度对于研究银河系的演化结构和动力学有很重要的意义,同时也是寻找变源和特殊天体的一种手段。不同的研究对其测量精度有不一样的要求。使用模板匹配的方法计算不同类型的低分辨率可见光波段恒星光谱的视向速度精度,从而为不同方面的科学研究提供有效可靠的参考。分别选取不同光谱型高信噪比的美国斯隆巡天恒星光谱,并加以噪声来模拟不同信噪比条件下的恒星光谱。通过分别计算这些恒星样本的视向速度,定量分析了各种类型的恒星在不同信噪比条件下能达到的视向速度测量精度。同时,还就白矮星的视向速度测量精度进行了分析。结果显示,对于相同信噪比的早型恒星的视向速度测量精度远没有晚型恒星的测量精度高,尤其是A型星的视向速度测量标准误差是K型星和M型星的5~8倍。分析其原因,主要是由于不同类型恒星的具有不同宽度的谱线所导致的。因此对于具有更宽谱线的白矮星光谱的视向速度测量误差更大,可达50 km·s-1。以上结论将为恒星科学研究提供很好的参考。     

大质量恒星的形成:理论与观测

文章简要叙述了有关大质量恒星形成的理论以及相关观测证据。目前大质量恒星形成的理论主要有两种，即吸积说和并合说．吸积说认为，大质量星可能与小质量星形成于相似的过程；并合说主张大质量星可能是由小质量年轻星碰撞合并而成．解决这两种理论争论的关键在于在大质量星附近能否观测到吸积盘的存在，最新的观测表明大质量星更有可能是通过吸积增加自身的质量，但最终解决这一问题可能还需要更多的观测证据。文章还提出了一些本领域尚未解决的问题，为感兴趣的研究者提供参考。     

利用恒星辐射测量整层大气透过率的多目标星定标

 介绍了整层大气透过率测量仪及其测量原理和Langley-Plot定标方法,提出了基于恒星整层大气透过率仪测量大气透过率的多目标星定标方法,并分别进行了K,A光谱类型恒星定标试验,得到了基于K,A两种光谱类型恒星辐射的定标值。对多目标星定标方法与单颗恒星的Langley-Plot定标方法进行了对比实验,验证了多目标星定标方法的合理性与准确性。当实时测量同类型的恒星辐射整层大气透过率时,就可以根据对应的定标参数进行测量研究。     

Majorana's stellar representation for the quantum geometric tensor of symmetric states

Majorana's stellar representation provides an intuitive picture in which quantum states in high-dimensional Hilbert space can be observed using the trajectory of Majorana stars. We consider the Majorana's stellar representation of the quantum geometric tensor for a spin state up to spin-3/2. The real and imaginary parts of the quantum geometric tensor, corresponding to the quantum metric tensor and Berry curvature, are therefore obtained in terms of the Majorana stars. Moreover, we work out the expressions of quantum geometric tensor for arbitrary spin in some important cases. Our results will benefit the comprehension of the quantum geometric tensor and provide interesting relations between the quantum geometric tensor and Majorana's stars.     

马氏距离度量LAMOST早型星光谱的分类研究

随着天文大数据不断积累,我国大天区多目标光纤光谱望远镜LAMOST已完成6年的大规模巡天观测,获得DR5数据集已达到900多万条光谱,其中含有观测比例较低的早型恒星光谱,具备重要的研究价值。利用准确的恒星分类模板库可提升恒星的分类精度与可靠性,由于LAMOST第一年的巡天光谱中并没有完整覆盖B型恒星包含的所有子类型,造成后续观测数据分类的子类型范围受限。依据LAMOST已发布DR5数据中B型恒星光谱为研究对象,选取ELODIE发布的B型恒星实测光谱模板库来检测LAMOST在用的分类光谱。首先完成ELODIE发布37条B型光谱模板的相关性分析,去掉相关性弱的三条光谱后,筛选出ELODIE 34条B型恒星实测模板作为中心,通过计算LAMOST DR5发布的绝大多数被标记为B6型（7 662条）和B9型（3 969条）实测光谱的马氏距离,经有监督聚类LAMOST早型恒星光谱数据,标记13个子类型在涵盖B2-B9子类的34条ELODIE光谱模板中的分布。经线性分析判别每条谱线子类型的类内距离,确保波长覆盖范围和分辨率与LAMOST数据完全一致,去掉距离数值偏差较大的数据,计算相应子类的平均谱线,得到LAMOST源于DR5观测数据早型B型恒星的13条子类型光谱分类模板,为后期完善模板提供较好的参考性。     

高精度星模拟器目标标准源设计

为满足高精度光学导航敏感器地面标定要求,针对传统标定用目标标准源技术特点,给出了一种基于有机电致发光器件(OLED)光源与光纤光导技术相结合的高精度目标标准源设计方法。分析设计方案并给出了目标标准源的整体结构;同时为提高OLED与光纤耦合效率,详细设计了标准目标源的光纤光源耦合机构以及光纤入/出射板的结构;为满足5～10等星的精确控制,对光耦合机构的自聚焦透镜和星等输出模拟系统中的滤光片进行了详细设计,并对自聚焦透镜进行了参数优化。对目标标准源的主要参数星等和星点间距精度进行的理论分析和实际测试表明所设计目标标准源达到了高精度星敏感器标定需要。     

基于FFCNN的二维恒星光谱分类

天体光谱处理中的一项基本任务是对大量的恒星光谱进行自动分类。到目前为止,恒星光谱的分类工作多是基于一维光谱数据。该研究打破传统的天体光谱数据处理流程,提出了基于二维恒星光谱分类的方法。在LAMOST(the large sky area multi-object fiber spectroscopic telescope)的数据处理流程中,所有的一维光谱都是由二维光谱抽谱、合并得来。二维光谱是由光谱仪产生的图像,包括蓝端图像和红端图像。基于LAMOST二维光谱数据,提出了特征融合卷积神经网络（FFCNN）分类模型,用于二维恒星光谱的分类。该模型是一个有监督的算法,通过两个CNN模型分别提取蓝端图像和红端图像的特征,然后将二者进行融合得到新的特征,再利用CNN对新特征进行分类。所使用的数据全部来源于LAMOST,我们在LMOST DR7中随机选择了一批源,然后获得了它们的二维光谱。一共有14 840根F,G和K型恒星的二维光谱用于FFCNN模型的训练,其中包括7 420根蓝端光谱和7 420根红端光谱。由于三类恒星光谱的数量并不均衡,在训练的过程中分别为每类恒星光谱设置了不同权重,防止模型出现分类失衡现象。同时,为了加快模型收敛,对二维光谱数据采用Z-score归一化处理。此外,为了充分利用所有样本,提高模型的可靠度,采用五折交叉验证的方法验证模型。3 710根二维光谱用作测试集,使用准确率、精确率、召回率和F1-score来对FFCNN模型的性能进行评价。实验结果显示,F,G和K型恒星的精确率分别达到87.6%,79.2%和88.5%,而且它们超过了一维光谱分类的结果。实验结果证明基于FFCNN的二维恒星光谱分类是一种有效的方法,它也为恒星光谱的处理提供了新的思路和方法。     

Maximum stellar iron core mass

An analytical method of estimating the mass of a stellar iron core, just prior to core collapse, is described in this paper. The method employed depends, in part, upon an estimate of the true relativistic mass increase experienced by electrons within a highly compressed iron core, just prior to core collapse, and is significantly different from a more typical Chandrasekhar mass limit approach. This technique produced a maximum stellar iron core mass value of 269 × 10³⁰ kg (1.35 solar masses). This mass value is very near to the typical mass values found for neutron stars in a recent survey of actual neutron star masses. Although slightly lower and higher neutron star masses may also be found, lower mass neutron stars are believed to be formed as a result of enhanced iron core compression due to the weight of non-ferrous matter overlying the iron cores within large stars. And, higher mass neutron stars are likely to be formed as a result of fallback or accretion of additional matter after an initial collapse event involving an iron core having a mass no greater than 2.69 × 10³⁰ kg     

Effects of mass loss on the late stages of stellar evolution

Advances in the infrared and radio observational techniques in the last decade have led to a revolution in our understanding of the late stages of stellar evolution. Intermediate (1–8 M_⊙) mass stars are found to be undergoing rapid mass loss in the form of a stellar wind during the asymptotic-giant-branch after the exhaustion of helium burning in the core. Significant fraction of the original stellar mass can be lost in short time scales of < 10⁶ yr. The ejected mass constitutes the major component of matter returned by stars to the interstellar medium. Since such material has been heavily nuclear processed, they also represent the dominant mechanism of chemical enrichment of the Galaxy. The high rate of mass loss implies that the majority of Population I stars end their evolution as planetary nebulae and white dwarfs rather than superovae and neutron stars.In this review, we summarize recent observational methods in the determination of the mass loss rate and the associated physical parameters of the stellar wind. Since the observed mass loss rate greatly exceeds the nuclear burning rate, we also discuss the theoretical models on how such mass loss affects the asymptotic giant branch evolution. A scenario is presented on how red giants evolve into planetary nebulae, a process which has been very poorly understood until recently. Conjectures on how the current evolutionary “missing link” - the proto-planetary nebulae - could be identified are also considered.