南京大學天文與空間科學學院

1952年，中山大學天文系與齊魯大學天算系合併，成立南京大學天文系，趙卻民任系主任。

1955年，南京大學天文學系與數學系合併為數學天文學系。

1962年，恢復設立南京大學天文學系，戴文賽任系主任。

1972至1976年間，共183人註冊入學，自1978年起招收碩士研究生，1987年起招收博士研究生。

1993年，南京大學天文學系被國家自然科學基金委員會批准為“天文基礎科學研究與教學人才培養基地”。

2011年3月，南京大學天文與空間科學學院正式成立。 ^[1] 

擁有為教學科研服務的中心實驗室、太陽塔實驗室、現代天文與天體物理教育部重點實驗室和南京大學深空探測實驗室等4個實驗室。截至2010年，擁有天文學國家一級重點學科（包括天體物理學、天體測量和天體力學2個國家二級重點學科），2個博士點和1個博士後流動站，今年新增空間科學與技術本科專業，培養具備紮實基礎和實踐技能，具有較強創新精神的空間科學與技術領域的高級專業人才，從事空間科學和深空探測等領域的工作。

2010年，南京大學與中科院紫金山天文台和中科院國家天文台南京天文光學技術研究所簽訂三方合作協議，共同在南京大學仙林校區建設“南京天文與空間科學技術園區”，於2014年9月正式投入使用的天文與空間科學學院辦公大樓將坐落在該園區。大樓總建築面積達10000多平方米，是一幢集科研、實驗、教學、學術活動於一體的智能化建築，能夠滿足天文與空間科學學院未來20年在教學與科研方面的發展需要，並容納多個研究中心，同時也是本學院教師與研究生科研、本科生實習的場所。

近幾年，學院的學術隊伍建設取得了顯著成效，學科帶頭人和學術骨幹的層次、水平穩步提升。迄今為止已建成了一支學科分佈均衡、年齡結構合理的科研教學人才梯隊，總體規模約60人：其中中國科學院院士4名（曲欽嶽院士、蘇定強院士、方成院士、孫義燧院士），長江學者特聘教授4名, 973項目”首席科學家1名，國家傑出青年基金獲得者9名，百千萬工程國家級人選1名，教育部新世紀優秀人才獲得者7名。 ^[2] 

天文系設有為教學科研服務的三個實驗室，兩個研究中心和一個基金會。“中心實驗室”為天文本科教學服務；“現代天文與天體物理教育部重點實驗室”支持教師和研究生的科研工作；“太陽塔實驗室”為太陽物理研究提供實測基地；“華東天文和天體物理中心”和“南京大學非線性科學中心”是掛靠在天文系的多單位，多學科合作研究機構；天文系設有以已故系主任，著名天文學家和教育家戴文賽教授命名的“戴文賽基金會”，向校友和社會各界募捐，基金用於支持和獎勵修讀天文專業的研究生和本科生。

南京大學深空探測實驗室是為適應中國深空探測事業的發展，充分發揮南京大學在太陽物理、月球與行星科學、空間環境科學、天體力學和天體測量學、天文導航與控制技術、電子科學、遙感科學、計算機科學等多學科優勢而建立的一個集科學研究和載荷開發一體的實驗室。實驗室為我國深空探測工程提供科學目標研究、科學有效載荷設計和研發、探測器飛行程序設計、探測數據採集、及後期科學研究。實驗室研發隊伍包括中科院院士2名，青年學科帶頭人6名，以及一批教授、副教授、工程師等，還包括朱仁璋、顧行發、王鴻芳、周健華、劉傑、王家松、徐波教授等一批南京大學兼職教授（可指導研究生）。目前實驗室主要從事研究方向有火星探測科學任務設計及火星地質科學、衞星與星座自主導航、空間和行星遙感衞星設計及載荷研發、月球探測及探測器空間交會技術。

深空探測實驗室是教育部深空探測聯合中心“火星探測預研分中心”、“行星地質與空間環境分中心”的承擔部門。實驗室集南京大學空間科學領域相關院校的研究力量，尤其藉助南京大學空間科學與技術研究學院的研究平台，包括正在建設的衞星數據處理應用系統、對地觀測技術工程中心、小衞星模擬仿真設計中心等。南京大學高性能計算中心擁有計算能力處高校前列的計算機羣系統。地球科學與工程學院國家重點實驗室擁有多台高精端的地質樣品分析測試實驗設備，如電子顯微鏡、X-光衍射儀、高光譜分辨儀等，地理與海洋科學學院和地球系統科學研究所擁有高性能的從紫外到紅外的室內/野外光譜儀，並正引進航空/地面兩用的成像光譜儀。此外，南京大學與中國電子科技集團公司第十四研究所有長期合作協議。

根據教育部“面向二十一世紀教育振興行動計劃”以及和中國科學院“知識創新工程”的精神和要求，南京大學、中國科學院紫金山天文台、中國科學院上海天文台和中國科技大學經過長期醖釀，考慮到各自在研究力量、人才培養、觀測儀器及實驗室設備上的優勢，於1999年聯合建立以青年天文學家為主體的華東天文與天體物理中心，以探索和形成重點高校與科學院聯合培養高層次天文研究人才的新模式，加強科學院與高校之間的實質性合作研究，促進二十一世紀我國天文與天體物理學研究的創新與突破。

華東天文與天體物理中心設在南京，在紫金山天文台和南京大學天文系分別掛牌，成員主要由45歲以下的青年天文和天體物理學家組成，目前主任為嚴俊（紫金山天文台）和李向東（南京大學）。主要研究方向包括：高能天體物理、太陽活動區物理、恆星形成和早期演化、星系結構和活動星系核、變星的觀測和理論、太陽系天體和人造天體動力學、高精度天文參考系的建立和維持。華東天文與天體物理中心自成立以來，在人才培養、科研合作和學術交流等方面取得了重要進展。

2006年經教育部批准，南京大學在“天文資料分析和計算物理國家專業實驗室”的基礎上籌建“現代天文與天體物理教育部重點實驗室”，以充分發揮天文系原有的學科優勢，推動天體物理、天體測量和天體力學學科的交叉、滲透和發展，逐步形成強有力的學術團隊，取得科學研究的重要突破和進展，同時為國民經濟和國防建設服務。此外，建設開放的“現代天文與天體物理教育部重點實驗室”將進一步加強南京大學與兄弟院校及科研機構的共享、合作和交流，為探索高校與科學院聯合培養人才和科研合作提供平台。

“現代天文與天體物理教育部重點實驗室”依託南京大學天文系天體物理、天體測量與天體力學兩個國家重點學科， 包括原“天文資料分析和計算物理國家專業實驗室”、 太陽塔實驗室和“天文基礎科學研究與教學人才培養基地”。目前有科研人員約25人，其中中國科學院院士4人、教授16人，副教授7人，獲得博士學位的青年學者14人，其中包括國家傑出青年科學基金獲得者5人，教育部新（跨）世紀優秀人才4人。以年青教師為主體的團隊在2002年獲得國家自然科學基金創新研究羣體項目資助。

近五年來實驗室承擔了包括國家重點基礎研究規劃（973）項目、國家自然科學基金創新研究羣體項目、國家傑出青年科學基金項目、重點項目、面上項目等多項科研任務。科研基金約1200萬元。在太陽活動的觀測和研究、超新星爆發的產物、γ射線暴能源機制及其餘輝、行星系統動力學等研究方向取得重要成果，在國內外主要學術刊物和國際學術會議上發表論文280餘篇，獲得教育部提名國家科學技術獎自然科學一等獎2項。

自“211工程”和“985工程”施行以來，本系天體物理、天體測量與天體力學的研究取得了重要進展。“現代天文與天體物理教育部重點實驗室”擁有一流的大型計算機服務器和國內第一座太陽塔。高能天體物理和太陽活動區物理研究方向在國內天文界的競爭實力進一步加強，獲得國家自然科學基金委創新羣體科學研究基金的資助。此外還主持多項國家自然科學基金項目，參加3項國家重點基礎研究發展規劃（973）項目。目前正在研製光學和近紅外太陽爆發探測望遠鏡，並積極參與了中法合作“太陽爆發探測小衞星”及其科學數據中心的預研工作。在天體測量和天體力學方面，在繼續保持基礎研究優勢的同時開拓了行星系統形成與動力學的研究，並參與了一批國防應用基礎項目的研究。主持國家重點基礎研究發展規劃（973）項目1項，國家基金委重點基金1項。“十五”期間科研經費達2147萬元，發表SCI期刊論文約200篇，比九五期間分別增加了1.5倍和65%。“十五”期間獲國家自然科學二等獎2項、教育部提名國家科學技術獎自然科學一等獎3項、二等獎1項。

南京大學天體物理學科建立於1952年，1988年、2001年連續被評為國家重點學科，綜合實力在全國同類學科中名列前茅。本學科擁有一支高水平的研究隊伍，其中包括曲欽嶽院士、蘇定強院士、方成院士等在國內外有影響的學術帶頭人，18名教師中具有博士學位的年輕教師達到11人，其中包括5名國家傑出青年科學基金獲得者、1名教育部優秀教師獎獲得者和3名教育部新世紀人才計劃入選者。一些課題的研究在國際上有較高的顯示度，得到國際同行的重視和好評，並有5篇博士學位論文被評為全國優秀博士論文。

重點研究超新星和超新星遺蹟、γ射線暴及其餘輝、中子星和脈衝星物理以及核天體物理等。這對於瞭解恆星層次的高能過程，探求天體的演化規律，發現和認識在極端物理條件下的物理規律具有重大的學術意義。在高能天體物理研究若干方向上，本學科在國內居領先地位。

從觀測和理論兩個方面重點研究太陽活動體三維結構和演化、太陽活動體磁流體動力學、耀斑機制和粒子加速等。這對於瞭解太陽活動區和各種活動體的演化規律和本質有重要的學術意義。在太陽活動區物理研究的若干領域，本學科在國內居領先地位。

（3）星系結構和活動星系

重點研究星系核活動、星暴星系和其它活動星系、星系和星團動力學中的混沌和有序現象，以及星系結構和厚度等。研究工作利用大型地面和空間望遠鏡的觀測資料，從理論上深入探討，力求建立有特色的模型和體系。

（4）射電天體物理

利用國內外的高分率的射電觀測資料，重點研究分子云和超脈澤源物理性質和動力學特徵，探討銀河系的整體結構。

天體測量和天體力學專業

南京大學天體測量和天體力學專業成立於1920年（國立東南大學），是我國培養天體測量和天體力學（包括航天器軌道理論）領域專業人才的主要單位。1981年經國務院批准設立博士點，2002年經國家教育部批准為國家重點學科。目前該專業有教學、科研人員8人，包括4名教授（中科院院士1名），3名副教授，其中5人具有博士學位。

天體力學與非線性科學的新興交叉領域，主要研究Hamilton動力系統動力學穩定性及軌道擴散等問題。學術帶頭人孫義燧院士是“973”計劃《非線性科學中的若干前沿問題》項目的首席科學家。

（2）太陽系外行星系統的形成與動力學

天體力學與天體物理的交叉領域，主要研究行星系統形成過程中原恆星盤與原始行星的相互作用，重元素和大氣的吸積，行星系統的形成與動力學演化，太陽系外行星系統的觀測與理論等。課題組成員包括賙濟林教授、周禮勇教授等。

（3）太陽系動力學及航天器軌道理論

研究太陽系主帶小行星、近地小天體、Kuiper帶天體等的動力學，人造地球衞星的精密定軌理論與方法，星際探測器軌道力學等，學術帶頭人劉林教授。

（4）天文參考系基本理論研究

包括在廣義相對論理論框架下太陽系的度規，座標系選擇和天體運動方程、太陽系天體動力學參數的研究，學術帶頭人朱紫教授。

現代天文學中，天體物理學的發展最為迅猛，其中對天體高能過程的研究又是一項十分引人注目的前沿課題。高能天體物理的研究不但是人類探索宇宙天體的劇烈活動和高能輻射的基本手段，而且同高能物理學、空間物理學等學科密切相關。宇宙中劇烈活動和爆發現象存在於各個尺度的天體中，從太陽耀斑/恆星耀斑、耀星、日冕物質拋射，到中子星/脈衝星、超新星爆發、γ射線暴、星暴星系等，無一例外都同高能粒子和高能輻射過程有關。近十年來，以南京大學天文系和華東天文與天體物理中心部分成員為主體的年輕的研究團組，在老一輩天文學家的指導下，團結合作，勇於挑戰前沿難題，取得了許多創造性成果，引起了國內外天文界的矚目。目前團組的整體研究水平在國內處於領先地位，部分課題研究在國際上也有相當強的競爭力。

在γ暴領域，1997年餘輝的發現使得研究高潮迭起，1997和1999兩年裏，這方面的成果已兩次入選美國Science雜誌評出的年度世界十大科技成就。本羣體人員已在γ暴和餘輝這一領域進行了深入研究，掌握有關理論，知曉關鍵問題，僅最近三年中就在國際SCI刊物上發表了近40篇直接與γ暴相關的論文。大部分論文得到了國外專家的認可，引起了廣泛的注意，國際引文達160餘篇。代表性工作主要有：①黃永鋒和戴子高等人改正了前人在γ暴火球動力學演化基本方程中的一個錯誤，給出了正確的統一動力學模型，從而使之既能描述火球演化的相對論階段，也能描述非相對論階段，既適用於高度輻射相，又適用於絕熱相。著名天文學家van Paradijs等人在2000年《天文和天體物理學年評》（ARA&A）的綜述文章中以1.5頁的篇幅詳細介紹了這一模型；該統一模型也得到了其他一些天文學家的引用。在這個新的統一動力學模型基礎上，黃永鋒和戴子高等人還進一步詳細研究了γ暴餘輝中的噴流效應，得到了很多新結果。例如，他們指出光變曲線的拐折應當出現於從相對論到非相對論過渡的階段，而不是像前人認為的那樣出現在相對論階段之內，這項工作已經被多次引用；②戴子高等人研究了γ暴中許多偏離標準模型的效應，如首次提出餘輝的星風模型和緻密介質模型。這兩個模型的重要意義在於清楚地給出了γ暴與大質量恆星成協的證據，從而強烈地暗示γ暴可能來自大質量恆星的塌陷，為揭開γ暴的能源機制之迷提供了重要線索。其中的星風模型後來經Chevalier等人發展，現已成為γ暴主流模型。其中的緻密介質模型已被Meszaros在《天文和天體物理學年評》（ARA&A）的綜述文章引用；兩年多來這些工作被近60篇引文；③戴子高等人首次提出了脈衝星能量注入的餘輝模型，即認為在γ暴發生之後，在火球中心會遺留下一顆強磁場的毫秒脈衝星，該脈衝星通過磁偶極輻射向火球追加能量，影響火球的演化，進而改變了餘輝的光變曲線。一旦此模型得到最終確認，將對γ暴能源機制的解決起到至關重要的作用。

（2）中子星和奇異星的研究

在中子星和奇異星的研究方面，我們羣體在國際上一直表現得十分活躍，發表了很多原創性的工作，為從觀測上區分奇異星和中子星，從而解決奇異物質是否是物質的真正基態這一基本物理問題提供了重要線索。如戴子高等人提出硬X射線暴源GRO J1744-28可能來自於奇異星，論文發表於著名雜誌Science，並被多次引用。戴子高等人還指出中子星向奇異星相變時可以釋放出巨大的能量，從而首創性地提出了γ暴的相變模型。該模型的突出優點是過程中涉及到的重子非常少，激波可以被加速到極端相對論速度，很自然地解決了其它許多流行模型均難以解決的“重子污染”難題，得到了國際同行的高度重視，被看作是除雙中子星合併和大質量星坍縮之外第三種最可能的模型，該模型已有引文40餘篇。李向東等人利用X射線空間衞星的觀測資料，結合奇異星研究的最新成果，研究了一批X射線緻密源的物態，發現Her X-1、SAX J1808.4-3658和4U 1728-34的質量—半徑關係更接近於奇異星的物態，而與中子星相差較大，據此提出它們可能是奇異星。這一系列工作激發了不少國際同行的研究興趣，其結論得到了Dey等人對奇異星研究結果的完全支持和肯定。著名雜誌Nature（電子版）和Physics World還分別專題報道了關於SAX J1808.4-3658的工作。如果這些結論得到觀測和理論研究的進一步證實，它們將充分支持Bodmer和Witten關於存在奇異物質的推測，對天體物理學和強相互作用物理學將產生深遠的影響。

（3）Ia 型超新星的前身星系統

超軟X射線源是X射線空間衞星ROSAT在20世紀90年代發現的一類特殊X射線源，目前普遍認為它們是包含大質量吸積白矮星的雙星系統。因此超軟X射線源的發現為探尋Ia 型超新星的前身星開闢了新的前景。李向東等人結合國際上對吸積白矮星和雙星演化的最新研究成果，詳細計算了在不同初始條件下雙星系統中吸積白矮星的各種演化結局，發現有兩類白矮星雙星可以產生Ia 型超新星：一類是具有高質量伴星的密近雙星系統，另一類是具有低質量伴星和長軌道週期的雙星系統。這兩類雙星在演化過程中都可以表現為超軟X射線源。理論估計的Ia 型超新星的產生率與銀河系內Ia 型超新星的觀測值相仿。這項工作在國際上第一次系統地提出Ia 型超新星前身星在伴星質量—軌道週期圖上的分佈特徵，證實了超軟X射線源與Ia 型超新星的演化聯繫，並用數值計算的方法證明吸積白矮星的強星風有利於穩定雙星間的物質傳輸過程，從而避免雙星中公共包層的形成，為白矮星雙星的演化開闢了一條新的路徑。該工作自發表以來受到國際同行的重視，迄今有國際引文30餘篇，1997年和1998年的《天文和天體物理學年評》（ARA&A）均重點引用該論文主要結果。1997年8月，李向東被邀請在IAU Symposium 187 “Cosmic Chemical Evolution”上報告了該項工作。

弓激波常見於O型星、超巨星、W－R星、激變雙星、脈衝星的周圍以及超新星遺蹟中，對恆星和星際物質的演化與高能輻射有重要影響。以往的弓激波計算大多采用數值方法，較為不便，少數的解析方法也僅考慮單層弓激波情形。陳陽等人考慮了離心力，以及星際物質與星風物質混合（單層）、分隔（雙層）兩種情形，首次得到弓激波的幾何形態、物質動量流和流動速度的高精度解析表達式，為天體物理系統中弓激波理論的應用提供了巨大的便利；利用弓激波模型又成功解釋了Wolf-Rayet星雲NGC2359的結構和演化，一舉改變了三十年來人們對所發現的第一個環狀星雲的認識。長期以來人們努力在類蟹狀星雲超新星遺蹟外圍搜尋殼層或暈，但一直沒有結果。利用Chandra衞星的觀測，陳陽等人在蟹狀星雲的孿生源G21.5+0.9中首次發現了非熱輻射暈，關於該非熱輻射暈的起源則對傳統的超新星遺蹟理論提出了尖鋭的挑戰。

國際上在棒觸發星系核區星暴活動的作用方面長期存在很大的爭論。顧秋生等人從統計和數值模擬兩方面系統地研究了棒和星暴之間的相互關係，根據IRAS紅外衞星資料及前人的工作建立了一個較完備的星系樣本，採用了很好的統計量，發現存在棒減弱和增強恆星形成活動的兩個閾值；隨着研究樣本覆蓋區域的不同，棒從減弱到無關再到增強恆星形成活動，從而清楚又明確地解決了這一爭論。在1995年召開的IAU Colloquium 157會議上被特邀報告了此項研究成果，得到了廣泛的重視。同時，利用數值模擬方法，顧秋生等人還研究了星系中氣體在棒的作用下損失角動量，從而流向星系核區觸發核區星暴活動的問題。與以往研究方法的不同點是他們從物理角度更合理地考慮了氣體粒子間的粘滯作用，克服了以往簡單的數值手段的缺陷，得到了與觀測相符的結果。這項研究工作受到了國外同行的多次引用。

太陽是唯一一顆有空間分辨率的恆星，因此對它的研究可以作為檢驗其他天體的基礎。過去幾年中，南京大學太陽塔成功地建立了成像光譜系統，可以同時在兩條譜線上觀測得到太陽耀斑的二維光譜，具有很高的空間分辨率。在22周和23周峯年期間，總共觀測到了100個左右的耀斑。而同一期間，國際上類似的資料並不多見。因此，這些資料具有相當強的競爭力，為進一步分析耀斑的爆發過程和高能現象提供了觀測基礎。高能粒子轟擊是耀斑加熱的一條主要途徑，因此，耀斑光譜很可能具有非熱的性質。但長期以來，在這一方面的研究很少，缺乏系統性。為此，丁明德等人以非局部熱動平衡計算方法為基礎，考慮原子的非熱激發和電離效應，系統地研究了高能粒子對太陽（恆星）耀斑的光學和遠紫外輻射的作用，從而發現了一些新的事實，提出了新的觀點，主要成果包括：發現了非熱過程使得太陽耀斑的遠紫外連續譜亮温度增高，但色温度降低；非熱過程可以改變色球譜線的不對稱性符號，用非熱效應加上色球壓縮區可以成功解釋同一耀斑在不同時刻體現出的不同符號的譜線不對稱性，解決了熱模型難於解決的問題；發現第二類白光耀斑起源於大氣低層，並且提出了低層磁重聯—大氣加熱—白光輻射這樣一個理論模型；發現恆星耀斑或耀星的光度增加以及色温度偏藍的連續譜是非熱電子存在的特徵；首次提出了類耀斑現象—埃勒曼炸彈的非熱模型，可以同時解釋譜線輪廓和偏振現象。在這個方面總共發表了10篇SCI論文，有關結論被多次引用。著名太陽物理學家Schrijver和Zwaan教授將有關埃勒曼炸彈的結論寫入其專著中，認為非熱模型得到了觀測支持。

在耀斑動力學研究方面，甘為羣等人先後構造了耀斑主相動力學模型、脈衝相熱動力學模型和初始高密度耀斑環動力學模型。在這些模型中，引入了一種新的能量機制—日冕軟X射線輻照加熱，並發展了一套分辨和跟蹤過渡區的方法。主要結果有：耀斑冷卻相不需加熱源；日冕軟X射線對色球具有加熱作用；主相日冕軟X射線和色球譜線沒有明顯的不對稱性；熱模型下預言的色球譜線發射特徵與觀測一致，但軟X射線譜線顯示有早期大藍移；初始高密度耀斑環有助於抑制軟X射線譜線的早期藍移。另在觀測方面，系統地研究了耀斑軟X射線譜線的不對稱性特徵，指出儘管早期藍移具有普遍性，但早期大藍移卻很罕見，這對色球蒸發模型的普遍性提出了質疑；同時還發現了一類新的現象—耀斑早期軟X射線的紅移；等等。這方面工作累計發表SCI論文8篇，獲得國際同行引用30餘次。有關處理軟X射線加熱的方法被著名學者移植到他們的研究方法中。在MHD數值模擬方面，陳鵬飛等人發展了新的方法，改進了計算模式，從而避免了以往模式中開拓網格導致的非物理結果。在數值模擬中引入場向熱傳導，發現熱傳導能加速磁重聯；提出太陽耀斑統一模型，即雙帶耀斑和緻密耀斑可以統一在同一模型下，重聯點高度的不同導致了耀斑形態上的差異；數值模擬了低層大氣磁重聯產生埃勒曼炸彈的過程，取得了與觀測符合的結果；提出了日冕物質拋射的新浮磁流觸發機制，這是迄今為止少數幾種能成功解釋觀測事實的機制之一 ，不到兩年時間，這個工作獲得國際同行引用十多次。

這是甘為羣等人近年來新開闢的一個研究方向，主要集中在耀斑硬X射線暴和γ射線暴的研究。主要研究成果有：發現了一例超長時延的耀斑硬X射線暴；提出了一種基於中子質子俘獲線時間輪廓推求加速質子能譜演化的新方法，並首次發現耀斑加速質子譜隨時間而變硬的現象；詳細研究了正負電子湮滅線的時間輪廓，指出或者用譜指數隨時間變化或者用正負電子湮滅區在耀斑爆發期間隨時間而變化來解釋，並發現所研究耀斑的高能質子存在高端截止能量，大約為500MeV；通過研究耀斑加速電子譜，發現電子加速過程在一定能量處可以具有流量飽和點；根據γ射線譜發射特徵，提出質子佔優事件的概念；證明電子佔優事件中核分量平均比其它耀斑低一個數量級；首次提出確定耀斑加速電子低端閾能的一個定量方法，得到低端閾能平均為70keV，該結果對現有耀斑圖像提出了挑戰；等等。這方面工作累計發表SCI論文7篇，獲得國際同行多次引用。其中有關推求加速質子譜的方法被認為是目前兩個最好方法之一。

本項目在2004年取得以下重要成果：研究了一個大樣本活動星系的核區百pc區域的恆星形成歷史及Seyfert星系發射線的性質。利用SLOAN巡天數據，研究了星系紅外輻射的來源。完成以陳陽為PI的對熱混合型超新星遺蹟3C391的Chandra空間望遠鏡觀測和理論分析從雙星演化的角度研究河外極亮X射線源的演化。研究了兩成分噴流的餘輝特徵。提出利用伽瑪暴的TeV光子與宇宙紅外背景光子作用產生的延時的MeV-GeV光子的譜形性質來限制伽瑪暴TeV光子的輻射過程以及宇宙紅外背景輻射的性質。研究了當短時標伽瑪暴的噴流類似活動星系核的噴流一樣是柱狀結構的噴流時，短暴的餘輝性質。研究了伽瑪暴宇宙學。對伽瑪暴的觀測數據進行了統計分析。對日冕物質拋射對應的遠紫外波動及昏暗現象進行了數值模擬。研究了與耀斑或暗條拋射相關的日冕物質拋射的速度分佈的統計研究及新浮磁流不同參數對日冕物質拋射觸發的影響的數值研究。對太陽耀斑進行了詳細的多波段分析和研究，重點利用了有特色的二維耀斑光譜，結合衞星和地面的觀測資料，揭示出耀斑發生和發展過程中的一些性質。一年來本項目共發表各類論文33篇（見附件：論文目錄），其中SCI論文22篇（絕大數論文在ApJ、A&A、MNRAS上發表）。利用本項目的經費，羣體成員共出國訪問和參加學術會議12人次，正在培養研究生27名。我們在2004年成功舉辦了“全國天體物理暑期學校”（恆星部分），還支持了清華大學張雙南教授主辦的第5屆microquasars國際學術研討會。具體研究內容如下：

（1）提出了新的探測宇宙學參數的方法

通過求解Friedmann-Robertson-Walker度規下實驗粒子的測地線運動方程，將通常的中微子相對於光子的飛行延時表達式推廣到宙學距離尺度，如果人們將來能夠在地球實驗室比較精確地測定出中微子質量的大小，則通過測量高紅移中微子源產生的中微子的飛行延時可從理論上提供一種探測宇宙學參數的方法，這將是一種完全不同於經典宇宙學實驗的方法。

（2）研究了Seyfert星系發射線的性質和星系紅外輻射的來源

利用星族合成模型，我們擬合了活動星系核的宿主星系的老年恆星光譜，從而得到了純發射線光譜（見圖一）。我們的研究發現活動星系核核區百pc範圍裏恆星性質很複雜，有非常年輕的，也有很年老的星族組成。在Seyfert 星系核區的純發射線光譜中，發現了一些Seyfert 2星系存在着寬Hb發射線；並精確測量了一系列發射線強度，研究了發射線強度和速度彌散度、星族組成和年齡等參數之間的關係。同時還研究了發射線星雲和恆星的速度彌散度及發射線星雲和恆星的消光之間的關係，發現了Seyfert 星系核區的恆星活動和宿主星系形態無關。此外，我們着手利用SDSS光譜開展研究工作。初步的結果有：研究了一個光學正常，而紅外極亮的星系NGC 4418的紅外輻射的源泉，提出大量的紅外輻射並非來自核區恆星活動，而是中心的被塵埃深埋着的活動星系核；針對一個很大星系樣本，研究沿Hubble序列的恆星形成歷史。

（3）統計分析了伽瑪暴的數據並研究了伽瑪暴宇宙學

研究伽瑪暴的峯值能量和各向同性光度之間的關係，發現Liso∝Ep2在整個暴過程普遍成立，基於這個結果我們對火球模型物理參量提出限制，得到的結論跟標準的內激波火球模型、餘輝擬合結果是相吻合的。根據HETE-2衞星最新觀測結果，結合BATSE衞星的觀測數據，發現伽瑪暴和X射線閃的峯值能量、譜硬度係數的分佈存在雙峯分佈特性，表明伽瑪暴的噴流可能是雙成份，基於這個模型數值模擬證實這個結論。關於伽瑪暴噴流結構模型的爭議，我們用數值模擬方法，通過檢驗伽瑪暴在噴流張角空間、噴流張角和紅移的二維參量空間的分佈來檢驗結構話噴流模型的預言，結果表明理論模型預言跟數值模擬結果基本一致。現有十幾個伽瑪暴光學餘輝的光變曲線被發現有拐點。我們收集了拐點處的光度和拐點時間的數據，發現它們有好的相關性，利用這個關係我們進一步限制了火球激波模型的參數，得到電子能量均分因子和磁場能量均分因子分別約為0.1和0.001。

宇宙學從1998年以來有了重大進展，這歸功於Ia型超新星。人們發現低紅移Ia型超新星的某些觀測量與峯值光度有很好的相關性。利用這些相關性給出了超新星的Hubble圖，進而限制了宇宙的物質能量密度和宇宙學常數。另外，2003年用WMAP對宇宙微波背景輻射的各向異性觀測發現宇宙中約有73%的成分是暗能量。基於這些重大進展，我們從2004年初就開始用伽瑪暴的Amati關係——譜的峯值能量和各向同性能量的相關性來研究宇宙學，發現這個關係有太大的彌散，它不能對宇宙學提供有用的限制。5月份我們改用Ghirlanda關係，即譜的峯值能量和噴流內伽瑪輻射能之間有相關性。我們得到與超新星宇宙學相一致的結論，文章投到ApJ Letters後不到一個月就被接受。後來國際上Ghirlanda等和Friedman等兩個研究小組對伽瑪暴宇宙學做了進一步的研究。2004年10月8日美國的《Science》雜誌以News Focus形式報道了我們的工作。

（4）研究了伽瑪暴的餘輝物理

伽瑪暴的中心天體可能是快速轉動的磁中子星或黑洞，在它們自轉減慢的過程中自轉能不斷地轉化給極端相對論正負電子對星風，我們研究了該星風與先前拋射的火球物質相互作用產生的相對論星風泡（relativistic wind bubbles），分析餘輝光變曲線，發現了“鼓包”想象。研究了兩成分噴流的餘輝特徵，指出兩成分噴流可能是伽瑪暴和X射線閃的統一模型。提出利用伽瑪暴的TeV光子與宇宙紅外背景光子作用產生的延時的MeV-GeV光子的譜形性質來限制伽瑪暴TeV光子的輻射過程以及宇宙紅外背景輻射的性質。研究了當短時標伽瑪暴的噴流類似活動星系核的噴流一樣是柱狀結構的噴流時，短暴的餘輝性質，並預言此種結構的噴流比通常的錐狀噴流更易於探測到光學餘輝。

（5）研究了極亮X射線源的演化

通過Chandra衞星的高精度觀測，對河外極亮X射線源的研究近年來呈現十分活躍的態勢，但它們的本質尚未明朗。我們從雙星演化的角度研究河外極亮X射線源的演化。假設部分極亮X射線源是形成於年輕的緻密星團中的中等質量黑洞，並通過潮汐俘獲的方式組成雙星系統，由此計算在不同伴星質量條件下的物質傳輸過程和吸積熱不穩定性出現的條件。通過與恆星量級黑洞雙星的比較，發現X射線暫現現象和束狀輻射均可以發生在這兩類系統中，因此前人提出的利用X射線暫現源判斷它們性質的觀點並不正確。給出了作為極亮X射線源的中等質量黑洞在伴星質量－軌道週期圖上的分佈，指出對於最亮X射線源，中等質量黑洞相對於恆星量級黑洞與觀測符合得更好。該項工作分別在2004年6月在上海召開的第4屆全球華人物理學家大會和2004年7月在法國巴黎召開的COSPAR第35屆科學大會上進行了報告。

（6）對熱混合型超新星遺蹟3C391進行了觀測和理論分析

超新星遺蹟原來一般歸納為三類，近些年認識到的第四類——熱混合型，其主要特徵在於內部明亮的熱X射線輻射，但此輻射的機理沒有釐清，爭論激烈。目前主要的候選模型有爆震波後方雲塊蒸發（White & Long 1991），遺蹟進入輻射階段而致邊緣冷卻（Harrus et al. 1997），遺蹟因熱傳導中部密度高於Sedov分佈（Cox et al. 1999）， 以及遺蹟在視向後側邊緣與稠密物質作用而顯得中部增亮的投影效應。對這些模型的判定，必須藉助Chandra空間X射線望遠鏡的高分辨觀測。以這一類中的樣例3C391為目標，2002年我們的觀測提案為Chandra空間望遠鏡所實施。至今通過大約兩年的繁複的分析工作，我們對3C391熱混合型的機理獲得了較為清晰的認識，在這個重要進展之外，還得到兩個有趣的結果。揭示了遺蹟內部高度成團的高温氣體結構，導出了平坦的空間温度、密度分佈，這就在現有激烈爭論中的4種機理（投影效應、邊緣冷卻、熱傳導、雲塊蒸發）中，相當清晰而明確地支持了星際雲塊蒸發模型。在遺蹟的西北角發現一個冪律譜的不可分辨X射線源，可能與本遺蹟成協，因而作為緻密星體遺蹟的可能性不能排除。在遺蹟的西南面硅的氦alpha線顯示了指狀突出結構，這與新近在著名超新星遺蹟Cas A上認證為大質量前身星非對稱爆發的噴流的氦alpha線指狀突出較為類似。但對這一結構蒐集的X射線光子數不夠多，還不能從譜分析上加以判定。

（7）數值模擬和研究了太陽中的MHD問題

按計劃通過數值模擬研究日冕EIT波的傳播特性，結果表明EIT波會在活動區和冕洞處停下來，與其觀測完全吻合，文章已被天體物理領域最好的雜誌ApJ接受；統計了與耀斑和暗條拋射相關與否的日冕物質拋射的速度分佈規律，發現在三種情況下其分佈規律很相似，因此提出不同日冕物質拋射可能具有相同的爆發機制；數值研究了新浮磁流的不同參數對日冕物質拋射觸發的影響，結果表明只有磁通量和浮現位置滿足一點條件時才容易觸發日冕物質拋射日冕物質拋射；統計了日冕物質拋射事件發生的等待時間間隔的分佈，發現它和太陽耀斑一樣具有冪率分佈，且冪指數幾乎一致；此外冪率分佈的譜指數對高速和低速的事件也幾乎一致；對色球莫頓波進行了初步的模擬，目前結果似乎表明日冕激波擾動很難在寧靜太陽大氣中產生能夠導致莫頓波的出現，而太陽大氣F1模型則可以。

（8）對太陽耀斑進行了觀測和理論分析

在觀測方面，對太陽耀斑進行了詳細的多波段分析和研究，重點利用了有特色的二維耀斑光譜，結合高能衞星RHESSI的硬X射線輻射、SOHO/MDI的磁場觀測、TRACE的遠紫外觀測、以及地面的射電觀測等資料，揭示出耀斑發生和發展過程中的一些性質，特別是其中的非熱過程（高能電子轟擊）的特點。（1）對2001年10月19日X1.6級耀斑分析發現，耀斑的幾個足點具有不同的加熱機制（熱傳導和高能電子轟擊），硬X射線輻射具有不對稱性。特別是，色球速度場的極大值位於耀斑帶的外邊緣，意味着外邊緣的動力學過程最明顯，可能是磁場重聯的跡象。這同雙帶耀斑的理論模型是符合的。（2）對2002年9月29日M2.6級白光耀斑分析發現，白光輻射的足點同硬X射線足點在空間上和時間上都有高度的相關性。通過定量推導高能電子的流量以及白光輻射的增強幅度，發現兩者之間並非成正比關係。白光耀斑很可能起源於高能電子轟擊加上輻射加熱（backwarming），但加熱程度同初始的日冕壓力大小有很大關係。在理論方面，研究了以下兩點。（1）用非局部熱動平衡（NLTE）方法探討了太陽耀斑中高能電子束對中性氦10830埃譜線的作用，發現電子束的存在可以極大地改變譜線的強度。對一個小耀斑，譜線可以從弱吸收變為強吸收，對一個大耀斑，譜線從發射變為強發射。據此提出了從10830埃譜線觀測輪廓的變化來診斷高能電子的方法。（2）研究了耀斑中Hα輻射的振盪幅度同高能電子流量的關係，發現背景電子流量越高，Hα的振盪幅度越大。實際觀測中Hα的快速振盪較多出現在大耀斑中或極大相時刻，理論計算結果為觀測事實提供了很好的解釋。

2002年7月23日X4.8耀斑進行了多波段（RHESSI、TRACE、Ha、磁場）綜合研究，該耀斑一個顯著的特點是，在脈衝相存在4個X射線源：2個環足+1個環頂+1個日冕高處源，其中日冕高處源基本是熱發射源，而另三個源呈非熱發射源。這與陽光衞星觀測到的所謂Masuda耀斑明顯不同。奇怪的是這些源都位於後來出現的耀斑後環內，我們給出了一種卡通的Sweet模型來專門解釋這一耀斑，與標準的磁重聯模型不同的是，耀斑發生區的外圍存在封閉的磁場，從重聯區向上運動的物質被該磁場所阻止而在日冕高層形成一個高熱源。

（9）研究了太陽的伽瑪射線輻射

在太陽伽瑪射線研究方面，我們從理論上研究了正負電子湮滅所產生的3伽瑪光子物理過程，給出了3伽瑪光子與2伽瑪光子比值和湮滅區物質密度的明確關係，並提出用0.511MeV譜線的線寬來解決非唯一解問題。該研究結果被應用到3個具體觀測到的太陽伽瑪射線譜線耀斑，儘管獲得了這些耀斑正負電子湮滅區的具體發生位置，但對其中的兩個耀斑不能區分是色球還是日冕起源，而另一個耀斑傾向是日冕和色球源均有作用（但不同時）。這一結果的不確定性主要是受觀測精度的限制，從而提出未來太陽伽瑪射線觀測的努力方向。另一項工作是關於正負電子湮滅線和質子中子俘獲線時間演化的解釋，具體以RHESSI觀測到的第一個伽瑪射線譜線耀斑¾2002年7月23日X4.8耀斑為對象進行了研究，這兩條線的同時研究在以前還從來沒有開展過。結果發現，冪律譜指數為3.52的一束加速質子基本能夠同時再生這兩條線的觀測時間輪廓；如果加速質子譜在脈衝相呈軟-硬-軟變化且在主相呈軟-硬-硬變化，則對觀測時間輪廓的擬合更好，從而反映了該耀斑加速質子能譜演化的信息。

宇宙中的高能現象和高能過程雖然多種多樣，涉及各層次的天體，但它們往往是相互聯繫的，與一些普遍的物理因素，如磁場、物質吸積、激波、高能粒子加速和輻射等密切相關。未來幾年中，我們將繼續發揮羣體研究人員知識交叉、優勢互補的特點，圍繞高能活動和高能輻射這個主題，在太陽、恆星和星系三個方向上分別展開研究工作，並致力於對不同天體的高能過程有一個整體的認識。預期在 X 射線雙星的形成機制、奇異星的證認、γ暴的能源機制、γ暴餘輝的統一模型、耀斑爆發機制、高能粒子加速和診斷等關鍵問題上作出重要成果。主要研究內容簡述如下：

（1）星系的高能活動研究

γ暴發生在宇宙學距離上，是目前已知的宇宙中最為劇烈的爆發現象，它們和遙遠的星系成協，也是聯繫恆星和星系高能活動的重要橋樑。我們擬從以下三個方面進行研究：①能源機制，這是γ暴研究的核心和主要目標。為產生γ暴光變曲線中的快變和多峯結構，一個成功的能源模型必須能在幾十秒內如噴泉般地持續而間歇性地釋放出能量，而不是在一瞬間完成爆發，許多能源模型都不能滿足這一要求。我們將重點發展中子星到奇異星的相變模型，考慮相變後奇異星的較差轉動效應，使之滿足該要求。②能譜。能譜性質可用來研究γ暴的輻射機制以及火球內部的碰撞過程。我們擬用最新的觀測資料來研究表徵γ暴的物理量之間的關聯效應，用相對論火球模型來研究γ暴的時變和能譜性質。③餘輝。我們將用統一的動力學模型研究從極端相對論到非相對論激波的輻射，並與觀測比較；研究既非完全絕熱亦非高度輻射的實際火球的輻射；並進一步深入探討其它後標準效應，如脈衝星的能量注入、噴流效應等，為能源機制的解決提供線索。星暴現象是活動星系研究領域中最活躍的研究對象之一。塞弗特星系距離較近、數目較多和相對低的核活動，使得它們成為研究活動星系中星暴現象的最佳目標。最新觀測表明在大約50%的塞弗特II型星系中存在核區星暴活動。我們將觀測一個較完備的塞弗特星系樣本，結合IUE衞星紫外光譜和星族合成理論模型，得到它們核區的恆星組成性質，以此來探索塞弗特星系中核區恆星演化和核活動程度之間的相互聯繫，是否存在兩類塞弗特II型星系，以及星暴活動在活動星系核中起着怎樣的作用等問題。隨着對星系（尤其是高紅移星系）觀測手段的迅速發展以及在恆星核合成的新進展，我們將從理論上建立一個較自恰的模型來研究星系化學演化，及其在宇宙學中的效應，並以此來探討星系間可能存在的演化聯繫。

（2）恆星的高能活動研究

緻密天體的活動無疑是恆星天體的高能活動中最為引人矚目的事件。我們將充分利用國際天文衞星觀測資料，加強對緻密天體及其星周物理環境的研究，內容包括：①分析超新星遺蹟的高分辨的重元素X射線譜線，為探知前身星元素合成和星系元素丰度及分佈提供依據；通過超新星遺蹟X射線譜，研究遺蹟氣體電離平衡或非平衡狀態及多相狀態；②通過形態分析，研究超新星遺蹟的星際激波作用，及激波後方氣體的熱化、蒸發等問題，進而探討其動力學演化；探討蟹狀類超新星遺蹟的相對論性粒子和磁場的空間分佈和時間演化，以及來自年輕脈衝星的能源提供；③分析X射線雙星中的各類週期性和準週期性時變特徵，研究吸積盤與緻密星磁場的相互作用，並在此基礎上研究緻密星的結構、物態和演化。此外，從理論上建立有創見的關於緻密星的起源、結構和演化的理論模型，並與觀測資料相比較。這一方面的重點是：①探討區別中子星和奇異星的觀測判據，如研究內部化學加熱效應情形下兩者冷卻曲線的差別；研究中子星內部在出現超子情況下的結構和演化，以及中子星相變為奇異星的物理過程；②結合雙星演化理論和X射線雙星、射電脈衝星的觀測資料，研究X射線雙星的形成機制，超新星爆發、不穩定物質吸積和星風物質損失對雙星系統演化的影響，從演化的角度探討X射線雙星與超新星、反常X射線脈衝星和軟γ射線復現源等高能天體之間的物理聯繫。

（3）太陽的高能活動研究

美國已經在2002年2月發射了一顆太陽高能探測衞星RHESSI，未來太陽高能物理研究的一個主要方面將圍繞RHESSI的觀測數據展開，擬將典型的高能天體物理方法和核物理方法運用於太陽高能物理研究之中，並互相滲透。計劃從高譜分辨的硬X射線能譜入手，研究韌致輻射反演的高能加速電子譜；研究偏離單冪律譜的物理原因；建立從觀測到的硬X射線能譜推求非熱電子分佈的一整套方法；基於觀測事實，研究電子的加速機制；從γ射線譜線觀測尋找突破口，研究加速質子的能譜、方向性及時間特性；研究加速粒子的元素丰度、作用區元素丰度、以及粒子傳輸模型等。還擬開展太陽高能空間探測方案的研究，提出並完善“太陽高能小衞星計劃”，爭取在適當的時候實施該計劃。在地面觀測方面，繼續發揮我們儀器的優勢，以南京大學太陽塔為基礎，獲取具有更高分辨率的太陽耀斑的多波段二維光譜，並且通過國內外的合作，觀測各類恆星耀斑的光譜。在此基礎上，結合有關的硬X射線、軟X射線、射電輻射等資料，完整地分析太陽和恆星耀斑發生時的物理過程及輻射機制。在理論方面，綜合研究高能粒子束對各個波段的作用，構造包含非熱過程的半經驗模型；進一步發展現有的動力學模型，突破以往模型的缺陷，考慮非熱過程的影響和輻射轉移的作用，實現理論和觀測的吻合。發展三維的磁流體數值模擬方法，動態模擬出太陽各類爆發現象，並在最大程度上與空間觀測結合，探索出太陽爆發現象的產生機制、傳播規律以及對地球的影響。在此基礎上，重點模擬日冕物質拋射的觸發條件、日冕結構對新浮磁流的響應、日冕物質拋射和太陽耀斑的關係等，從而進一步揭示日冕物質拋射的本質特徵，弄清楚它和太陽耀斑的因果關係。

黨委書記： 顧秋生

黨委副書記： 徐海蓉

院長： 李向東

副院長：王 濤、程 鑫、楊 豔 ^[5] 

地址：南京市棲霞區仙林大道163號天文樓 ^[1]