The Luminosity Function of Galaxies in the Hercules Cluster
8星系与宇宙的大尺度结构
~45x109太阳质量
•根据质光关系定M33中发光物质的质量 •太阳的绝对光度：4.8；M33绝对光度：-19.5
•光度差：2.51224.3=~5.2x109
•M33中发光物质的质量： =~5.2x109 太阳质量， 只有动力学质量的1/10! •进一步的改正：不发光的气体和尘埃，恒星质光 关系的改正，银河系的质光关系：1.5
宽发射线区
Gas clouds moving at several thousand km/sec These appear to be orbital motions (gravity) Gas is photoionized by radiation from the accretion disk and its corona
z
0 0.158 0
活动星系核：高光度
在可见光波段，活动星系核比它的寄主星系要亮 几千倍！
活动星系核：宽的发射谱
Comparable power emitted across ~seven orders of magnitude in photon energy
发射区域：尺度小！
Reverberation Mapping
Measure the time lag in response of BLR clouds to changing ionizing flux from the accretion disk Implied sizes range from light weeks in low power AGN to light years in powerful ones Size plus velocity yield black hole mass
盖亚任务、宇宙微波背景辐射、星际消光与红化、多普勒效应、赫罗图
宇宙背景辐射
宇宙背景辐射是来自宇宙空间背景上的各向同性或者黑体 形式和各向异性的微波辐射，也称为微波背景辐射。 有一个很令人头痛的问题在困扰这物理学家们，宇宙到底是 如何演化的。那是有两大派系，一派认为宇宙是一个稳恒的 存在，不会变大也不会变小，而另一派认为宇宙是起源于一 次大爆炸，大爆炸之后宇宙一直是在动态演化中的。那时候 似乎大爆炸似乎不太靠谱，因为按照这个「大爆炸」的逻辑， 我们现在应该能够观测到大爆炸的余热，然而大家暂时还没 找到。 二十世纪中叶，有两位非常厉害的工程师（Arno Penzias 和 Robert Wilson），他们做了一台很大的天线。但是，在调试 天线的过程中，却发现无论天线朝向哪个方向，都有一个一 模一样的很讨厌的背景噪声。起初大家以为是天线上的鸟粪 造成的，但是大家清理了鸟粪，检查的各个地方，最后这个 背景噪声还是消不去。
2014年日、月食
2014年有两次月食和两次日食，值得我们重点关注的 是10月8日的月全食。
一、4月15日月全食
2014年的第一次月食发生在4月15日，月亮位于室女座位置，主 要可见于西半球。如下图，北美洲，南美洲大部分地区可见到月 食的全过程。在我国，仅有东北部东南部部分地区（台湾，江苏， 浙江，福建，山东省部分地区，图中P4~U4）可于月亮升起时可 见半影月食, 月亮带半影月食而出，不过食分已经很小，而且月 亮很低，肉眼无法察觉。其余地区均不可见。 此次月食最大本影食分是1.2907。月亮的视直径接近平均值，因 为月食时月亮接近远地点（4月8日22:53）和近地点（4月23日 8:28）的中间。这是2014-2015年间4次连续月全食的第一次。
二、4月29日日环食
2014年第一次日食发生在4月29日，月亮位于白羊座南部。这 是一次比较罕见的日食，因为月亮伪本影的轴心并没有投射在 地球上，只有边缘擦过地球，称为“非中心食”。具体有多罕见 呢？从公元前2000年到公元3000年上下五千年，发生3956次日 环食中只有68次（1.7%）是这种情况。不过罕见归罕见，实际 观测并没有什么意义。这次只有南极洲极小区域可见日环食。 月球伪本影的北侧在北京时间13:57:35开始接触到南极洲，六 分钟后14:03:25达到最大食（月球影轴距离地心最近）。又一个 六分钟后的14:09:36，伪本影离开地表，日环食结束。可见环食 的地区位于南极洲东部一个D形小区域 而可以看见日偏食的地区则大得多，包括印度洋南部、印 度尼西亚南部边带以及澳大利亚全境。澳大利亚主要城市的偏 食详情可以点这里，包括初亏、食甚、复圆的时间，太阳的高 度角、方位角、食分和掩盖面积比等信息。
梅西耶观测
首先说明这只是个人版本，若有不准确的地方请指出来。
标准疏散星团亮于6等球状星团亮于5.5等星系亮于5等星云亮于5等符合以上要求的一共有74个另外中天高度角要大于10°符合这些要求的，我将它归类于极易观测深空天体。
另外网上图片与观测实际上差别很大，以我观测的经历，我在网上找到一些与平时观测相差不是很大的图片。
M39疏散星团M39（NGC7092),类型e，位于天鹅座。
M39是一个非常巨大却非常松散的疏散星团，视直径有32′（相当于满月大小）。
位于天津四（天鹅座α)以东约9度，略微偏北处。
它的距离大约为800光年，年龄估计在2.3亿至3亿年之间。
已经辨认出的成员星大概有30颗，分布在直径为7光年的空间内。
M1764年梅西耶将M39收入梅西耶星云星团表，但是它非常明亮。
M39中最亮的恒星（估计是HIP106293）视星等为6.83，光谱为A0III（虚拟天文馆数据）。
星桥法首先寻找到天鹅座ρ星（车府四），视星等为3.98等，光谱为G8IIIFe-0.5，在晴空无月下很容易找到（也可用双筒辅助寻找）。
接下来找到天鹅座g星，视星等为5.22，光谱为K0III。
接下来就很容易找到M39了，顺便还可以找到一个更暗淡的疏散星团NGC7082，视星等为7.2。
路径。
赤经 21h 31m 42s赤纬+48° 25′ 〃距离 824.4ly (252.8pc)视星等 4.6适合观测月份6月至12月，中天高度角73°25′（以北纬25°为基准）观赏指南，该星团适合用低倍镜下观测。
高倍镜下的M39NGC6871NGC 6871是一个较小的、很年轻、位于天鹅座的疏散星团，它被分类为II 2 p n，视星等为5.2。
该星团成员少于50颗恒星，其中大部分是蓝白的的恒星，大多都是蓝超巨星或蓝巨星还有一颗沃尔夫-拉叶星。
NGC6871的主要成员是双星SAO69405（HIP99022)视星等为6.77，是一颗沃尔夫-拉叶星；双星SAO69403（HIP99005),视星等为7.36，是一颗光谱为B1Ib蓝超巨星；它们组成这个星团的北边星群。
哈勃定理
宇宙膨胀与宇宙学距离傅承启一、引言距离是宇宙学中最重要最基本的概念和参数，宇宙的结构、运动和演化，都与天体距离紧密相关，今天关于暗宇宙、宇宙膨胀加速的结论也都来自天体距离的测量。
然而，由于宇宙的膨胀、光速的有限性和相对论性效应，给宇宙学距离的定义、测定和研究带来了混淆和麻烦。
许多学者定义了各种宇宙学距离，比如哈勃距离、固有距离、光度距离等等，但是在很多场合下会出现同名而不同定义，或者同定义却不同名的情况，造成宇宙学距离概念的混淆。
此外，很多人往往还会产生一些错觉，比如已知宇宙的大小为137亿年，我们能不能见到距离更远的星系？星系的退行速度能不能大于光速？等等之类的问题。
凡此种种都涉及宇宙学距离的定义，也即从观测测定了红移后，究竟怎样计算星系的各种宇宙学距离和它们的退行速度。
遗憾的是，迄今各种教材对这些宇宙学距离都没有给出完整而确切的定义，更没有清晰说明它们的物理含义，以及为什么要定义那么多的宇宙学距离，甚至有些文章给出的宇宙学距离的定义彼此矛盾，这些都有必要澄清和统一。
常常提到宇宙学距离种类很多，但提得最多的有5种宇宙学距离：哈勃距离D H (Hubble distance)，固有距离Dp (proper distance)，角直径距离D A （angular diameter distance ），光度距离D L （luminosity distance ），和自行距离D m （proper motion distance ）。
除此之外，还有不少文献用到共动距离(co-moving distance)、光行距离D ltt （light travel distance ）、坐标距离D d （coordinate distance ）等等[1~3]，本文将予以一一澄清，给出它们的定义以及相互关系，并讨论宇宙学距离、退行速度与宇宙学模型之间的关系。
二、 各种宇宙学距离的定义已经证明满足宇宙学原理的时空度规必定为罗伯逊－沃尔克度规（以下称RW 度规），这使得宇宙的时空仅包含两个未知量：宇宙尺度因子R(t)和宇宙曲率k 。
宇宙“紫外线”;探寻宇宙最高能量粒子(宇宙能量紫色的光)
宇宙“紫外线”;探寻宇宙最高能量粒子
宇宙是一个神秘而又令人着迷的世界，我们人类一直在探索它的奥妙和秘密。
最近，科学家们发现了一种新的宇宙“紫外线”，这是一种高能量粒子，可能是从宇宙中传来的。
这种宇宙“紫外线”被称为“极超高能宇宙线”，简称UHECRs。
这些粒子具有极高的能量，比我们已知的任何粒子都要高。
事实上，这些粒子的能量已经超过了我们所能制造出的任何粒子加速器的最高能量。
由于它们的能量如此之高，科学家们认为这些粒子可能是从宇宙中最遥远和最强大的天体中产生的。
这些天体包括超新星、黑洞、星系碰撞等。
但是，要捕捉到这些高能量粒子并不容易。
它们在穿越宇宙时会与宇宙微波背景辐射相互作用，并被散射和吸收。
因此，只有当它们与大气层相互作用时，才能被探测器捕捉到。
目前，世界各地已经建立了许多UHECRs探测器。
其中一种探测器是位于阿根廷的皮埃尔·奥古斯特·阿格里奇科斯天文台的阿格里奇科斯探测器，它是迄今为止最大和最灵敏的UHECRs探测器之一。
这些探测器会记录下来这些高能量粒子的轨迹和能量，以帮助科学家们更好地理解宇宙的起源和演化。
研究UHECRs也有助于了解宇宙中的磁场和物质分布等重要问题。
虽然我们还有很多问题需要解决，但这是一个非常令人激动的时刻。
通过探测UHECRs，我们可以更深入地了解宇宙，并探寻宇宙中最高能量粒子的奥秘。
参宿三英语介绍
参宿三英语介绍参宿三，也被称为猎户座ε星，是一颗位于猎户座星云的恒星。
以下是关于参宿三的详细英语介绍：Betelgeuse, also known as Alpha Orionis and officially designated as HD 39801, is a red supergiant star located in the constellation of Orion. It is one of the largest and most luminous stars known, with a diameter that is estimated to be between 600 to 850 times that of the Sun and a luminosity approximately 90,000 times greater than the Sun.Betelgeuse is a variable star, meaning its brightness changes over time. It is classified as a Mira variable, which means its brightness varies by a large amount, typically between magnitudes 0.5 and 1.6 over a period of approximately 420 to 540 days. The brightness variations are caused by convection cycles in the star's atmosphere, which affect the star's temperature and therefore its luminosity.Betelgeuse is thought to be in the later stages of its life, having already burned most of its hydrogen fuel. It is now believed to be in a phase of rapid evolution, expanding and becoming cooler as it ages. In the coming millions of years, it is likely to become even more luminous and expand further, possibly becoming a type II supernova.The name Betelgeuse is believed to come from the Arabic expression "al Gift al J桴us", which translates to "the armpit of the central one". This name likely refers to its position in the constellation of Orion, as it marks the hunter's shoulder on the left side. The name was later anglicized to "Betelgeuse", which is the name it is known by today.Betelgeuse is easy to spot in the night sky due to its brightness and location in one of the most recognizable constellations, Orion. With the help of a telescope or even good binoculars, it can be seen as a red star with a distinct orange hue. It is often included in astronomy observing guides due to its visibility and ease of identification.Betelgeuse is a remarkable example of the diverse and fascinating world of variable stars. Its brightness changes over time make it a challenge to study, but its unique properties also allow astronomers to better understand the complex processes that occur within stars as they evolve and change over time. Betelgeuse remains a fascinating subject for astronomers and amateur stargazers alike, offering a window into the grand tapestry of our universe.以上是对参宿三的详细介绍，希望对您有所帮助。
赫歇尔—搜狗百科
赫歇尔—搜狗百科展开全文个人简介弗里德里希·威廉·赫歇尔（Friedrich Wilhelm Herschel，1738年11月15日—1822年8月25日），英国天文学家，古典作曲家，音乐家。
恒星天文学的创始人，被誉为恒星天文学之父。
英国皇家天文学会第一任会长。
法兰西科学院院士。
用自己设计的大型反射望远镜发现天王星及其两颗卫星、土星的两颗卫星、太阳的空间运动、太阳光中的红外辐射；编制成第一个双星和聚星表，出版星团和星云表；还研究了银河系结构。
威廉·赫歇尔1738年11月15日出生在汉诺威，父亲是汉诺威近卫步兵连军乐队的双簧管手，6个孩子中威廉排第三。
他15岁时就子承父业，在军队中当小提琴手和吹奏双簧管，志向是当一名作曲家。
但是他又将大量业余时间用于研究语言和数学以及光学，产生了用望远镜亲眼观看天体的强烈愿望。
1756年，“七年战争”来临，威廉厌恶战争，于是设法于1757年脱离军队，逃往英国，先是在利兹，后来又到胜地巴斯。
音乐天赋帮助他在巴斯站稳脚跟。
1766年被聘为巴斯大教堂的管风琴师，已经成为当地著名的风琴手兼音乐教师，每周指导学生达35名。
1772年，比他小12岁的妹妹卡罗琳和他会合，担任他的管家。
1772年，比他小12岁的妹妹卡罗琳·赫歇尔（1750—1848）与他会合，并担任他的管家，同时想威廉学习英语和数学。
她不仅悉心照料家务，而且用极详细的日记，留下了威廉整整五十年的工作史。
当威廉因为专注于磨望远镜镜片时，卡罗琳就喂哥哥吃饭。
荣誉成就威廉早已对天文学发生了兴趣，于是着手制造自己的望远镜并从事观测；卡罗琳当他的助手，也开始了自己的天文研究。
1773年，威廉用买来的透镜造了自己的第一架天文望远镜，可放大40倍，到1776年，他已经制造出焦距3米和6米得反射望远镜，开始进行巡天观测。
1781年3月13日赫歇尔威廉发现了一颗新的行星——天王星，轰动一时。
光子阻塞效应
学号：201105774题目名称: 强耦合下的光子阻塞效应研究题目类型: 研究论文学生姓名: 董昌瑞院（系）: 物理与光电工程学院专业班级: 物理11102班指导教师: 邹金花辅导教师: 邹金花时间: 2015年1月至2015年6月目录毕业论文任务书` (I)指导教师评审意见 (VIII)评阅教师评语 (IX)答辩记录及成绩评定 (X)中文摘要 (XI)外文摘要 (XII)1引言 (1)2 基础理论知识 (1)2.1 光力振子系统 (1)2.2二能级原子与光场相互作用的全量子理论 (2)2.3光场关联函数 (5)2.4 光子计数统计 (8)3 模型方程与结果分析 (10)3.1模型方程 (10)3.2 方程分析 (12)4总结与展望 (14)参考文献 (14)致谢 (16)毕业论文任务书`院（系）物理与光电工程学院专业物理班级物理11102 学生姓名董昌瑞指导教师/职称邹金花/副教授1.毕业论文(设计)题目：强耦合下的光子阻塞效应研究2.毕业论文(设计)起止时间： 2015 年1月1 日～2015 年 6月10 日3．毕业论文(设计)所需资料及原始数据（指导教师选定部分）[1] A Ridolfo, M Leib, S Savasta, M J Hartmann. Photon Blockade in the Ultrastrong CouplingRegime [J]. Phys. Rev. Lett., 2012, 109: 193602-1~193602-5[2] Jieqiao Liao, C K Law. Cooling of a mirror in cavity optomechanics with a chirped pulse [J]. Phys. Rev. A, 2011, 84: 053838-1~053838-6[3] P Komar, S D Bennett, K Stannigel, S J M Habraken, P Rabl, P Zoller, M D Lukin. Single-photon nonlinearities in two-mode optomechanics [J]. Phys. Rev. A, 2013, 87: 013839-1~013839-10[4] T Ramos, V Sudhir, K Stannigel, P Zoller, T Kippenbrg. Nonlinear quantum optomechanics viaindividual intrinsic two-level defects [J]. Phys. Rev. Lett., 2013, 110: 193602-1~193602-5 [5] G Anetsberger, O Arcizet, Q P Unterreithmeier, R Riviere, A Schliesser, E M Weig, J P Kotthaus,T Kippenberg. Near-field cavity optomechanics with nanomechanical oscillators [J]. Nat. Phys., 2009, 5: 909~914[6] S J M Habraken, W Lechner, P Zoller. Resonances in dissipative optomechanics withnanoparticles: Sorting, speed rectification, and transverse coolings [J]. Phys. Rev. A, 2013, 87: 053808-1~053808-8[7] K Qu, G S Agarwal. Fano resonances and their control in optomechanics [J]. Phys. Rev. A, 2013,87: 063813-1~063813-7[8] A Nunnenkamp, K Borkje, S M Girvin. Cooling in the single-photon strong-coupling regime ofcavity optomechanics [J]. Phys. Rev. A, 2012, 85: 051803-1~051803-4[9] Y C Liu, Y F Xiao, X S Luan, C W Wong. Dynamic Dissipative Cooling of a MechanicalResonator in Strong Coupling Optomechanics [J]. Phys. Rev. A, 2013, 110: 153606-1~153606-5[10] A Nunnekamp, K Borkie, S M Girvin. Single-photon optomechanics [J]. Phys. Rev. Lett., 2011,107: 063602-1~063602-5[11] J M Dobrindt, I Wilson-Rae, T J Kippenbeg. Parametric Normal-Mode Splitting in CavityOptomechanics [J]. Phys. Rev. Lett., 2008, 101: 263602-1~263602-4[12]樊菲菲. 光力振子与原子间量子纠缠和振子压缩的研究[D]. 华中师范大学，2014[13] 张文慧. 光机械腔系统的动力学行为[D]. 华中师范大学，2014[14]詹孝贵. 腔光机械系统中电磁诱导透明及其相关现象的理论研究[D]. 华中科技大学，20134．毕业论文(设计)应完成的主要内容在阅读大量文献的基础上，完成开题报告，并通过开题答辩。
梅西耶天体表
序号NGC编号赤经赤纬视角大小星等距离星座类型/别称M1 NGC 195205h 34.5m +22°01' 6'x4' 8.6 7200光年金牛座超新星遗迹/蟹状星云M2 NGC 708921h 33.5m -00°49' 12' 6.9 3.69万光年宝瓶座球状星团M3 NGC 527213h 42.2m +28°23' 19' 6.9 3.22万光年猎犬座球状星团M4 NGC 612116h 23.6m -26°32' 23' 7.1 7100光年天蝎座球状星团M5 NGC 590415h 18.5m +02°05' 20' 6.7 2.5万光年巨蛇座球状星团M6 NGC 6405 17h 40.0m -32°12' 25' 5.3 1900光年天蝎座疏散星团(成员约50) M7 NGC 6475 17h 54.0m -34°39' 60' 4.1 800光年天蝎座疏散星团(成员约50) M8 NGC 6523 18h 03.7m -24°23' 60'x35' -- 3900光年人马座发射星云/礁湖星云M9 NGC 633317h 19.2m -18°31' 3' 7.4 2.6万光年蛇夫座球状星团M10 NGC 6254 16h 57.2m -04°06' 12' 7.3 1.47万光年蛇夫座球状星团M11 NGC 6705 18h 51.1m -06°16' 12' 6.3 5540光年盾牌座疏散星团(成员约80) M12 NGC 621816h 47.2m -01°57' 12' 7.6 1.82万光年蛇夫座球状星团M13 NGC 6205 16h 41.7m +36°28' 23' 6.4 .35万光年武仙座球状星团M14 NGC 6402 17h 37.6m -03°15' 7' 9.0 3.51万光年蛇夫座球状星团M15 NGC 707821h 30.0m +12°10' 12' 7.0 3.11万光年飞马座球状星团M16 NGC 6611 18h 18.9m -13°47' 35'x37' -- 5490光年巨蛇座发射星云/鹰状星云M17 NGC 661818h 20.8m -16°10' 46'x37' -- 4200光年人马座发射星云/奥米伽星云M18 NGC 6613 18h 19.9m -17°08' 22' 7.5 6300光年人马座疏散星团(成员约12)M19 NGC 6273 17h 02.6m -26°16' 4' 6.8 2.2万光年蛇夫座球状星团M20 NGC 6514 18h 02.4m -23°02' 29'x27' -- 5600光年人马座发射星云/三裂星云40)M22 NGC 665618h 36.4m -23°54' 18' 6.3 1.03万光年人马座球状星团M23 NGC 649417h 56.9m -19°01' 25' 6.9 4500光年人马座疏散星团(成员约120)M24 NGC 660318h 18.4m -18°25' 4.5' 4.5 1.6万光年人马座星团及星云M25 NGC 472518h 31.6m -19°14' 40' 6.5 2000光年人马座疏散星团(成员约50)M26 NGC 669418h 45.2m -09°24' 9' 9.3 4900光年盾牌座疏散星团(成员约20)M27 NGC 685319h 59.6m +22°43' 8'x4' 7.6 820光年狐狸座行星状星云/哑铃星云M28 NGC 662618h 24.6m -24°52' 5' 6.8 1.5万光年人马座球状星团M29 NGC 6913 20h 24.0m +38°31' 12' 7.1 3000光年天鹅座疏散星团(成员约20)M30 NGC 709921h 40.4m -23°11' 6' 6.4 4.1万光年魔羯座球状星团M31 NGC 224 00h 42.7m +41°16' 180'x63' 4.4 230万光年仙女座星系/仙女座大星云M32 NGC 221 00h 42.7m +40°52' 8'x6' 9.2 230万光年仙女座椭圆星系M33 NGC 598 01h 33.8m +30°39' 62'x39' 6.3 250万光年三角座旋涡星系M34 NGC 1039 20h 42.0m +42°47' 30' 5.5 1390光年英仙座疏散星团(成员约60)M35 NGC 2168 06h 08.8m +24°20' 40' 5.3 2600光年双子座疏散星团(成员约120)M36 NGC 1960 05h 36.3m +34°08' 17' 6.3 4110光年御夫座疏散星团(成员约50)约200)M38 NGC 1912 05h 28.7m +35°50' 18' 7.4 4610光年御夫座疏散星团(成员约100)M39 NGC 7092 21h 32.3m +48°26' 30' 5.2 864光年天鹅座疏散星团(成员约20)M40 -- 12h 22.4m +58°05' -- 8.0 -- 大熊座双星M41 NGC 2287 06h 47.0m -20°46' 30' 5.0 2500光年大犬座疏散星团(成员约50)M42 NGC 1976 05h 35.3m -05°23' 66'x60' -- 1500光年猎户座发射星云/猎户大星云M43 NGC 1982 05h 35.5m -05°16' 20'x15' -- 1500光年猎户座发射星云M44 NGC 2632 08h 40.0m +20°00' 90' 3.7 520光年巨蟹座疏散星团/蜂巢星团M45 -- 03h 47.5m +24°07' 120'x120' 1.4 410光年金牛座疏散星团/昴星团M46 NGC 2437 07h 41.8m -14°49' 24' 6.0 6000光年船尾座疏散星团(成员约150)M47 NGC 2422 07h 36.7m -14°29' 25' 4.5 1800光年船尾座疏散星团(成员约50)M48 NGC 2548 08h 13.8m -05°48' 30' 5.3 1500光年长蛇座疏散星团(成员约80)M49 NGC 4472 12h 29.8m +08°00' 9'x7' 9.3 5900光年室女座椭圆星系M50 NGC 2323 07h 03.0m -08°21' 16' 6.9 2600光年麒麟座疏散星团(成员约100)M51 NGC 5194 13h 29.4m +47°12' 11'x8' 9.0 2100光年猎犬座旋涡星系M52 NGC 7654 23h 24.2m +61°36' 12' 7.3 3800光年仙后座疏散星团(成员约120)M53 NGC 5024 13h 12.9m +18°10' 14' 8.3 5.64万光年后发座球状星团M54 NGC 6715 18h 55.1m -30°28' 2' 7.1 4.9万光年人马座球状星团M55 NGC 6809 19h 40.0m -30°57' 10' 4.4 1.9万光年人马座球状星团M56 NGC 6779 19h 16.6m +30°11' 5' 9.6 3.3万光年天琴座球状星团M57 NGC 6720 18h 53.6m +33°02' 1.4'x1' 9.3 2300光年天琴座行星状星云/环状星云M58 NGC 4579 12h 37.7m +11°49' 3'x2' 9.2 4100万光年室女座旋涡星系M59 NGC 4621 12h 42.0m +11°39' 3'x2' 9.8 4100万光年室女座椭圆星系M60 NGC 4649 12h 43.7m +11°33' 7'x6' 9.8 5900万光年室女座椭圆星系M61 NGC 4303 12h 21.9m +04°28' 7'x2' 6.6 4100万光年室女座旋涡星系M62 NGC 6266 17h 01.2m -30°07' 6' 7.8 2.06万光年蛇夫座球状星团M63 NGC 5055 13h 15.8m +42°02' 12'x8' 9.3 2400万光年猎犬座旋涡星系M64 NGC 4826 12h 56.7m +21°41' 9'x5' 9.4 1500万光年后发座旋涡星系M65 NGC 3623 11h 18.9m +13°06' 8'x2' 9.9 2700万光年狮子座旋涡星系M66 NGC 3627 11h 20.3m +13°00' 9'x4' 9.7 2700万光年狮子座旋涡星系M67 NGC 2682 08h 51.3m +11°48' 17' 6.9 2710光年巨蟹座疏散星团(成员约80)M68 NGC 4590 12h 39.5m -26°45' 10' 8.7 3.14万光年长蛇座球状星团M69 NGC 6637 18h 31.4m -32°21' 3' 7.5 2.4万光年人马座球状星团M70 NGC 6681 18h 43.2m -32°17' 3' 7.5 6.5万光年人马座球状星团M71 NGC 6838 19h 53.7m +18°47' 6' 7.9 1.33万光年天箭座球状星团M72 NGC 6981 20h 53.5m -12°32' 2' 8.6 5.9万光年宝瓶座球状星团M73 NGC 6994 20h 59.0m -12°38' 3' 8.9 -- 宝瓶座疏散星团(不定) M74 NGC 628 01h 36.7m +15°47' 10'x10' 9.8 3700万光年双鱼座旋涡星系M75 NGC 6864 20h 06.1m -21°55' 2' 8.6 7.8万光年人马座球状星团M76 NGC 651 01h 42.4m +51°34' 2.6'x1.5' 12.2 8000光年英仙座行星状星云M77 NGC 1068 02h 42.7m -00°01' 7'x6' 9.5 4700万光年鲸鱼座塞佛特星系M78 NGC 2068 05h 46.7m +00°04' 8'x6' -- 1600光年猎户座反射星团M79 NGC 1904 05h 24.2m +24°31' 4' 8.1 4.3万光年天兔座球状星团M80 NGC 6093 16h 17.1m +22°59' 4' 6.8 3.7万光年天蟹座球状星团星系M82 NGC 3034 09h 56.2m +69°42' 11x5' 9.3 1400万光年大熊座不规则星系M83 NGC 5236 13h 37.7m -29°32' 11'x10' 8.2 1600万光年长蛇座棒旋星系M84 NGC 4374 12h 25.1m +12°53' 5'x5' 10.3 4100万光年室女座椭圆星系M85 NGC 4382 12h 25.4m +18°11' 7'x4' 9.9 4100万光年后发座椭圆星系M86 NGC 4406 12h 26.2m +12°57' 8'x7' 9.9 2000万光年室女座椭圆星系M87 NGC 4486 12h 30.8m +12°23' 7'x7' 9.6 5900万光年室女座椭圆星系M88 NGC 4501 12h 32.0m +14°25' 8'x4' 10 4100万光年后发座旋涡星系M89 NGC 4552 12h 35.7m +12°33' 2'x2' 9.5 4100万光年室女座椭圆星系M90 NGC 4569 12h 36.8m +13°10' 8'x2' 10.0 4100万光年室女座旋涡星系M91 NGC 4548 12h 35.4m +14°30' 3'x2' 11.6 4100万光年后发座棒旋星系M92 NGC 6341 17h 17.1m +43°08' 12' 6.9 2.55万光年武仙座球状星团M93 NGC 2447 07h 44.6m -23°53' 25' 6.0 3600光年船尾座疏散星团(成员约60)星系M95 NGC 3351 10h 44.0m +11°42' 6'x6' 10.4 2900万光年狮子座棒旋星系M96 NGC 3368 10h 46.8m +11°49' 7'x4' 9.9 2900万光年狮子座旋涡星系M97 NGC 3587 11h 14.9m +55°01' 3.4'x3.3' 12.0 1800光年大熊座行星状星云/夜枭星云M98 NGC 4192 12h 13.8m +14°54' 10'x3' 10.5 3600万光年后发座旋涡星系M99 NGC 4254 12h 18.8m +14°25' 5'x5' 10.2 4 100万光年后发座旋涡星系M100 NGC 4321 12h 22.9m +15°49' 7'x6' 9.9 4100万光年后发座旋涡星系M101 NGC 5457 14h 03.2m +54°21' 27'x26' 8.2 1900万光年大熊座旋涡星系M102 NGC 5866 15h 06.5m +55°46' 5'x2' 11.0 -- 天龙座旋涡星系M103 NGC 581 01h 33.1m +60°42' 7' 7.4 7990光年仙后座疏散星团(成员约30)M104 NGC 4594 12h 40.0m -11°37' 9'x4' 9.3 4600万光年室女座旋涡星系/草帽星系M105 NGC 3379 10h 47.9m +12°35' 2'x2' 9.2 3000万光年狮子座椭圆星系M106 NGC 4258 12h 19.0m +47°18' 18'x8' 9.0 2100万光年猎犬座旋涡星系M107 NGC 6171 16h 32.5m -13°03' 3' 8.9 1.98万光年蛇夫座球状星团旋涡星系M109 NGC 3992 11h 57.6m +53°22' 7'x5' 10.5 2700万光年大熊座棒旋星系M110 NGC 20500h 40.3m +41°41' 17'x10' 8.9 230万光年仙女座椭圆星系。
罕见的双星系统文献英语翻译
罕见"闪光灯"恒星实际可能是双星系统This Hubble image shows a a mysteriousprotostar, LRLL 54361, that behaves like a flashing light. The image wasreleased Feb. 7, 2013.CREDIT: NASA, ESA, J. Muzerolle (STScI)这幅哈勃望远镜图像显示了一个神秘原恒星LRLL 54361,其行为像一个闪光灯。
该图像发布于2013年2月7日。
来源:美国宇航局、欧空局、J·沐泽洛尔(太空望远镜科学研究所)An odd flashing star may actually be a pairof cosmic twins: two newly formed ba by stars that circle each other closely andflash like a strobe light, scientist s say.一颗古怪闪烁恒星实际上可能是一对宇宙双胞胎:两颗新形成幼年恒星彼此紧密环绕并且像一个闪光灯一样闪烁,科学家说。
Astronomers discovered the nascent starsystem, called LRLL 54361, with the infr ared Spitzer observatory and the HubbleSpace Telescope, and say the rare cosmic find could offer a chance to studystar formation and early evolution. It is on ly the third such "strobelight" object ever seen, researchers said.天文学家通过斯皮策红外观测站和哈勃太空望远镜发现了这个新生称为LRLL 54361恒星系统,并且表示这个罕见宇宙发现可能提供一种研究恒星形成和早期演化机会。
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arXiv:astro-ph/0404359v1 19 Apr 2004OutskirtsofGalaxyClusters:intenselifeinthesuburbsProceedingsIAUColloquiumNo.195,2004A.Diaferio,ed.c2004InternationalAstronomicalUnionDOI:00.0000/X000000000000000X
TheLuminosityFunctionofGalaxiesintheHerculesCluster
R.S´anchez-Janssen1,J.Iglesias-P´aramo2,C.Mu˜noz-Tu˜n´on1,J.A.L.Aguerri1andJ.M.V´ılchez3
1InstitutodeAstrof´ısicadeCanarias,Spain;email:ruben@ll.iac.es
2Laboratoired’AstrophysiquedeMarseille,France
3InstitutodeAstrof´ısicadeAndaluc´ıa,CSIC,Spain
Abstract.Wehaveimaged∼1deg2intheV-bandinthedirectionoftheHerculesCluster(Abell2151).Thedataareusedtocomputeforthefirsttimetheluminosityfunction(LF)ofgalaxiesintheclusterdowntothedwarfregime(Mlim∼-13.85).TheglobalLFiswelldescribedbyaSchechterfunction(Schechter1976)withbest-fitparametersα=-1.30±0.06andMV∗=-21.25±0.25.TheradialdependenceoftheLFhasalsobeenstudied,findingthatitturnsouttobealmostconstantwithintheerrorsevenfurtherawaythanthevirialradius.Giventhepresenceofsignificantsubstructurewithinthecluster,wehaveanalizedtheLFsindifferentregions.WhiletwoofthesubclusterspresentLFsconsistentwitheachotherandwiththeglobalone,thesouthernmostoneexhibitsasomewhatsteeperfaint-endslope.2R.S´anchez-Janssenetal.3.SourceextractionandphotometryTheidentificationandextractionofsourceswascarriedoutusingSExtractor(Bertin&Arnouts1996).TheseparationbetweenstarsandgalaxieswasperformedbasedonSExtractor’sstellar-ityindex(S/G),whichassignsanumericalvaluecloseto1iftheobjectisastarandvaluescloserto0ifitisagalaxy-likeobject.Pitifully,theS/Gclassifierbreaksdownatthelowermagnitudeend,complicatingtheidentification.Inordertotestthereliabilityoftheindexwesimulatedartificialimagesofisolatedgaussian-PSFstarsandrecoveredthemwiththesameselectioncriteriaasusedfortheHerculesfields.FWHMsrangedthevaluesofourframes.WeobtainedvaluesofS/G0.85forstar-likeobjectsandwithaccuratephotometrydowntoV∼22.
4.SamplecompletenessOneofthekeyproblemsinthestudyofLFsistheknowledgeofdetectionlimitsofthedata.WehavecarriedoutMonteCarlosimulationsofartificialgalaxyimages,and,asdonewithstars,recoveredthemusingSExtractor.Wegeneratedgalaxieswithfourdifferentmorphologies:threeexponentialprofileswithreff=0.75,1.5and3kpcandoneS´ersicprofilewithreff=0.5kpc,eachinthemagnituderange1718.85s−1Mpc−1).ThosearetypicalparametersofdEanddSphgalaxiesinnearbyclusters(Binggeli&Jerjen1998)whicharesupposedtodominatethefaintendoftheLF.Resultsofoursimulationsshowthat,asexpected,galaxieswithhighereffectiveradiiarehardlydetected,whilerecoveredmagnitudedifferencesarealwaysbelow0.3mag,whichdonotplayanimportantroleinoursubsequentanalysissincefortheLFweareusingbinsof1magwidth.Ifwemakethesimplehypothesisthatallthesegalaxiesoccurwiththesameprobabilityinthecluster,oursampleiscompleteatthe80%downtoV=22.
5.TheLuminosityFunctionsOncewehadthenumbercountsandeffectiveareasforboththeclusterandcontrolfieldsamples,wecomputedtheHerculesClusterLFasthestatisticaldifferencebetweenthesecounts.InFig.1(right)weplottheclusterLFdowntoV=22(MV∼-13.85),wheretheerrorbarsincludethecalibrationuncertaintiesandbothPoissonianandnon-Poissonianfluctuationsofcounts,thelatterbeingduetothecosmicvariance(Huangetal.1997).WefittedaSchechterfunctiontothedata,findingthatitisagoodrepresentationoftheLF(χ2ν=0.78).Best-fitparametersareα=-1.30±0.06,MV∗=-21.25±0.25andφ∗=53.25±13.58.Lugger(1986)computedtheR-bandLFofA2151inaregion4.6Mpcaside,butonlydowntoR∼-19.8(sixmagnitudesbrighterthanourlimit).Shederivedavalueofα=−1.26±0.13,similartooursdespiteofthedifferencesbetweenbothworks.
WehavealsoinvestigatedtheradialdependenceofSchechterparametersaswemoveoutwardsthecluster.Wedividedourareainfourdifferentannulifrominsidethecoreradiustooutsidethevirialradius,andcomputedtheLFsinthem.Thefaint-endslopeturnedouttobealmostconstantwithintheerrors.
A2151showssubstantialsubclusteringwithatleastthreedistinctsubclustersidentifiedbyBDB.Inourmappingwecovertwoofthem(A2151NandA2151C),whileA2151Eisoutofoursurvey(see1left).However,afourthoverdensity(A2151S)seemstoexistinthesouthernmostpartofthecluster,thoughitwasnotidentifiedasadistinctsubcluster