摘 要： 来自银河系晕的恒星星流在流经太阳邻域时有可能被探测到,它们仍然保留着其诞生时的某些信息.研究太阳邻域的晕流对于理解银河系的形成和演化具有重要意义.简要回顾了太阳邻域晕流研究的发展历程,介绍了晕流探测及其成员星证认方法;总结了近年来晕流成员星观测及其起源的研究进展;详细介绍了如何利用数值模拟和化学丰度分析太阳邻域晕流的起源;最后讨论了LAMOST和GAIA在晕流研究方面的前景.

摘 要： 低光度活动星系核(Low-Luminosity AGN,简称为LLAGN)指比斯隆数字化巡天第三期SDSS-Ⅲ/BOSS类星体(quasar,QSO)暗大约1～2 mag的活动星系核,如g波段探测极限达到23～24AB mag,约对应Mg[z=3]≈-24～-23 mag.现有的高红移巡天中包含的LLAGN样本还比较有限.从测光巡天和光谱巡天两方面总结已经开展的包含高红移(z≈3) LLAGN样本的深场星系巡天项目,并简单介绍一个刚刚开展的HETDEX巡天项目(该巡天项目将观测到约104个Ⅰ型LLAGN,其z≈3,g＜24 mag).从光度函数、成团性以及爱丁顿吸积率等方面对目前高红移LLAGN的研究进行了总结.由于高红移AGN成团性的研究较为有限,为了更好地解释成团性研究的科学意义,也对低红移AGN在成团性方面的研究进行了介绍.

摘 要： 对星际消光的研究,有利于人们还原天体本来的光度与颜色,也有利于人们了解星际尘埃的性质.小麦哲伦云紫外波段的消光曲线比银河系紫外波段的消光曲线更加陡峭,大麦哲伦云的平均消光曲线介于银河系的平均消光曲线与小麦哲伦云的消光曲线之间.M31的消光曲线与银河系的消光曲线类似,都存在2175?A的驼峰和紫外波段增强的特征.此外,对高红移河外星系尘埃的星光衰减曲线以及M33,M101,NGC 2207,M82,Ia型超新星、星暴星系、类星体和活动星系核消光规律的研究结果表明,它们所处的星际环境不同,消光规律及尘埃特征也不同.

摘 要： 磁星(magnetar)是一类有着极强磁场的致密天体,它们的外部磁场强度是典型中子星磁场强度的100～1000倍.在过去几十年中,软γ 射线复现源(SGR)和反常X射线脉冲星(AXP)被认为是最有可能的磁星候选者.磁星有着独特的能谱性质和光变特征,它的观测现象丰富多彩,其观测波段跨越了射电、红外、光学、X射线和γ 射线等.近些年来,多种理论模型也相继被提出来,以解释其独特的性质.以正常脉冲星为例,介绍了磁星与通常中子星的不同性质,详述了磁星在多波段的能谱、光变及周期跃变现象等观测特性,总结了为解释磁星的特殊性质而建立起来的多种理论模型,并详述了中子星框架下的扭曲磁层模型.此外还介绍了其他候选模型.

摘 要： 大质量恒星形成区内分布着很多类型的脉泽,包括OH,H2O,CH3OH和SiO等.利用甚长基线干涉测量(very long baseline interferometry,VLBI)技术多历元观测脉泽,可以在10～100 AU的线尺度上反映年轻星附近的气体运动学特征.在各类脉泽中,H2O脉泽是亮度最强的脉泽之一,因此是研究大质量恒星形成区外流的极佳示踪天体.H2O脉泽在不同大质量恒星形成区内主要显示有准直喷流和宽张角外流等运动特征.选取了具有代表性的大质量恒星形成区,如Orion-KL,Cepheus A,W75N(B),G24.78+0.08 A1和AFGL 5142,介绍了H2O脉泽在这些形成区所反映的气体运动学特征,及其与大质量恒星演化之间的关系.

摘 要： 对矮星系和晚型LSB 星系的最新高分辨率自转曲线进行观测,揭示出由CDM 主导的物质密度分布中心具有常数密度核.在ΛCDM 宇宙学框架下,纯CDM 宇宙学N 体模拟给出普适的、带尖点的NFW模型,解决尖点-核问题的最佳方案是考虑暗晕中心重子物理过程对暗晕密度分布的影响.到目前为止,考虑重子物理过程后,不管是解析模型还是数值模拟,给出的暗晕密度分布都能很好地符合自转曲线的观测结果,但是却不能通过强引力透镜观测的检验.最后,对基于这两种观测到底能不能用一个统一的暗晕密度分布模型来描述作了简要的讨论,并认为需要更多的强引力透镜样本和分辨率更高的数值模拟,以解决上述问题.

摘 要： SAGE(Stellar Abundance and Galactic Evolution)巡天采用一套对恒星大气参数敏感的独特测光系统,包括uSC,vSAGE,g,r,i,Hαn,Hαw和λDDO51(David Dunlap Observatory,DDO)共8个波段.该系统对恒星大气参数(有效温度Teff、表面重力lg g 和金属丰度[Fe/H])和星际消光的测量比传统的uvbyβ 系统(Str?mgren-Crawford,SC)更敏感.由于g,r,i波段带宽较宽,因而观测效率较高,对恒星大气参数的测量精度和观测效率均超过uvbyβ系统和宽带测光系统.利用美国亚利桑那大学Steward 天文台2.3 m Bok 望远镜、新疆天文台南山1 m 望远镜和乌兹别克斯坦MAO(Maidanak Astronomical Observatory)1 m 望远镜已展开巡天观测.项目计划在约4 年时间内完成所有的巡天观测,北天天区覆盖面积约12 000(°)2,高精度测光(信噪比为100σ)深度约15 mag(V 波段);5σ 探测极限可深至约20 mag(V 波段).最终将探测约5×108颗恒星,并得出其恒星大气参数以及星际消光.该样本比之前的u,v,b,y,β 测光巡天,如GCS(Geneva-Copenhagen Survey)巡天和HM(Hauck and Mermilliod 1998)巡天,扩展到更深的区域,即深度达到7~8 mag(V波段).利用观测得到的大样本恒星测光星表,可以开展如下课题的研究:(1)得到银河系约5×108颗恒星大样本的金属丰度分布,并根据恒星演化模型得到其年龄分布;(2)预期搜寻到一批贫金属星候选体,并利用其他望远镜进行下一步观测;(3)结合高质量的uSC波段数据,预期可以找到一批白矮星;(4)结合其他星表,预期找到一批长周期变源以及移动天体;(5)结合uSC波段数据和其他星表,预期可以找到一批类星体.

摘 要： 利用天体的质光比和测光信息可以得到不同层次天体的质量信息,利用恒星的质光关系可以计算单星的质量.星团和星系的表面亮度分布反映其质量分布,因此可以通过研究质光比来了解星团和星系的动力学演化.由于星系中存在大量暗物质,因此,星系的质光比普遍比星团的大.星系团的质光比普遍比星系的更大,说明星系团中暗物质的比例更高.介绍了恒星、星团、星系、星系群和星系团等不同层次天体的质光比测量方法及其研究进展,并简单阐述这一领域未来的研究方向.

摘 要： 耀变体是一类喷流与视线方向近似平行的活动星系核,高偏振是其区别于其他活动星系核的一个典型特征.耀变体的偏振一般认为是由喷流中相对论电子的同步辐射产生的.通过对光学偏振的观测,可以充分约束喷流性质,也给其他波段的光变信息提供补充.主要介绍耀变体光学偏振的研究情况:首先介绍耀变体及其偏振的一些背景;随后介绍耀变体偏振产生的原因、耀变体的去偏振效应、耀变体偏振随波长变化的研究,以及高能耀发与光学偏振相关性研究;最后,对耀变体光学偏振研究进行展望.