宇宙學
陳建生、張浩通、薛隨建等人繼續利用俄羅斯特??種天體物理觀測站6米望遠鏡在BATC巡天區進行多目標光纖光譜觀測，建立了完整的各天體SED樣本。 經過數據處理，獲得了部分亞天區數百個各種天體的光譜。 從信噪比較高的光譜分析來看，驗證了基于BATC多色系統的SED分類方法的有效性； 但更多的定量結論仍有待更多高質量的觀察。 此外，陳建生與俄羅斯特殊天體物理觀測站、亞美尼亞比拉甘天文臺發起的“高紅移星系巡天”國際合作項目進展順利。 減焦器、暗物光譜相機、CCD控制器等關鍵終端設備已成功安裝和測試，將于2001年8月正式投入科學觀測。利用比拉根天文臺的2.6米望遠鏡，該系統可實現在正常天氣條件下暴露 1 小時后，在 14'×14' 視場下，最終星等 R=25.0 (: 2")。
鄧祖干2000年的主要工作集中在以下兩個方面：1）利用分離小波變換對大尺度結構進行多方面分析。 討論了星系形態分層對尺度的依賴性，得出星系形成偏差與尺度有關的結論； 利用分離小波變換討論了星系團的選擇以及所選星系團的豐度、分布等性質； 進一步研究了利用小波分析消除宇宙參數簡并性的可能性。 2）利用盡可能最新的樣本分析了超大尺度星系分布特征。 主要探討大尺度結構中的典型尺度以及超大尺度下星系的分層或偏向。 同時參與紅外星系光譜、形態和X射線性質的研究。 特別是X射線特性的研究。
活動星系核
曹新武等人研究了一種恒星樣本，發現其射電擴展輻射是噴流功率的指標。 他系統地研究了平流主導吸積流的熱X發射線剖面，表明通過譜線剖面的研究可以獲得描述平流主導吸積流的重要物理量。
今年，范俊輝主要討論了天體光變性的性質，包括尋找長周期光變性、伽馬噪聲中心黑洞質量的估計、伽馬射線與發射線的關系等。 他們發現-304的光變曲線有4.16年和7.0年的周期。 他們收集了射電選擇的BL LAC天體的光學數據庫，并在此基礎上討論了十幾個天體在1.3-17年范圍內的長光變化周期。 他們從PKS 0235+164的短時間尺度出發，估計其中心有一個106個太陽質量的黑洞。 伽馬射線與發射線的相關性表明SSC模型優于EC模型。 2000年10月，他們利用格魯吉亞阿巴斯圖馬尼天文臺的70厘米望遠鏡觀測到了伽馬噪聲。
2000年，王建民主要進行了三個方面的研究：1）天體極高能TeV輻射的本質局限性（Wang，JM，2000，ApJ，538、181）。 目前，現有宇宙背景輻射對大型天體極高能TeV輻射的局限性無法解釋最近的觀測結果。 這讓人們想知道超出宇宙背景限制的機制是否正在發揮作用。 他們發現，寬線區云層反射的同步輻射光子可以有效吸收背向散射產生的TeV光子。 這個極限也給出了相對論運動的下限，這是迄今為止唯一的極限。 2) ADAF 質量拋射：可觀測特征（Wang, JM, Yuan, YF, Wu, M., & , M., 2000, ApJ, 541, L41）。 已經很清楚的是，由粘度耗散的重力能不能在光學薄介質中有效地輻射。 這意味著引力能將有效地轉化為介質的內能。 觀測表明，射電強的類星體可能是 ADAF 主導的天體。 在活躍星系核的環境中，他們檢查了 ADAF 物質拋射的可觀測特征。 研究發現，被拋出的介質不可避免地會膨脹，與周圍介質相互作用，并產生強烈的沖擊波，有效地將電子加速成相對論性電子。 這個過程將產生兩個可觀察到的結果：非熱輻射的爆發和高能復合發射線的產生。 3) 黑洞附近相對論性噴流發射線的觀測剖面(Wang, JM, Zhou, YY, Yuan, YF, Wu, M., & Cao, X., 2000, ApJ, 544, 381)。 在X射線雙星的光學譜線和活動星系核的X射線譜線中，已經有強有力的證據表明相對論性噴流中存在發射線輻射，而且距離黑洞非常近。 為此，他們詳細計算了黑洞附近相對論性噴流中觀測到的發射線輪廓。 計算結果表明，譜線輪廓特別復雜：在相反方向運動的射流中，譜線可以有單峰和雙峰，但在相反方向運動的射流中，譜線可以有雙峰，三重峰和四重峰。譜線輪廓很大程度上取決于：黑洞旋轉、噴流運動速度分布
和觀察者方向。
袁峰今年主要做了兩項工作。 ADAF 模型被認為是銀河系中心射電源 Sgr A* 和附近巨型橢圓星系（例如 M87）的可能標準模型。 然而，為驗證這一推測而進行的無線電觀測表明，盡管 ADAF 模型很好地解釋了 X 射線光譜，但不幸的是，該模型的無線電預測要高出 2-3 個數量級。 因此，他提出了包含射流的ADAF模型，較好地解決了這個問題。 第二項工作是提出一個新的吸積盤模型。 目前吸積盤有三種型號：標準盤、ADAF盤和SLIM盤。 ADAF盤是其中唯一的熱點盤。 但由于其輻射效率低以及相應的吸積率小，它只能解釋低光度的X射線系統。 他提出的明亮而熱的吸積盤對應于吸積率大、吸積效率高的系統，因此它們有望解釋高光度系統，例如銀河系X射線源的高態和極高態、窄- I線星系核等
星系
常瑞祥等人在前人工作的基礎上，將(2000)給出的恒星形成速率引入到銀盤化學演化的二元模型中。 為了研究不同形式的氣體流入率對銀盤氣體演化的影響，他們考慮了四種模型，并將模型預測與觀測結果進行比較。 結果表明，氣體涌入時間尺度是否隨銀心距變化對銀盤演化影響較大。 鈹的形成模型表明，在不同的演化時期，銀盤仍然可以用指數盤來擬合，但特征規模隨著時間的推移而增加。 此外，結果表明，與Chang等人（1999）使用的恒星形成率（SFR）相比，本工作中使用的恒星形成率更依賴于氣體表面密度，這對氣體演化和恒星形成有影響。銀河盤的形成歷史。 更大。
馬軍研究了M33星團的金屬豐度和年齡分布。 M33 是一個距離銀河系較近 (720 kpc) 的本星系群，其表觀尺寸（直徑 75 角分）僅小于 M31。 它是 BATC 巡天的目標天空區域之一。 觀察到13條帶，總共光照時間為32.75小時。 星系是構成宇宙的基本元素。 只有對星系進行比較深入的研究，才能最終了解宇宙的形成、結構和演化。 構成星系的絕大多數物質應該是恒星，但研究星系中的單個恒星幾乎是不可能的，因此對星系中星團的研究非常重要。 對星系中星團的研究可以深入了解星系中恒星形成的歷史和現狀。 (1999)利用望遠鏡對M33的20個區域(主要是核心區和旋臂附近)進行了三波段觀測，確認了60個星團，并給出了每個星團的精確赤經和赤緯坐標。 馬軍通過光度測量并與理論模型比較，研究了這60個星團的年齡和金屬豐度分布。
吳宏利用BATC的長曝光圖像對側向星系進行了深面源光度測量。 星系的輪廓在垂直于盤面的方向上延伸了近30kpc，達到了29等，這遠遠超過了之前的工作。 利用獲得的星系剖面數據，建立了二維三分量模型。 該模型包括薄盤、厚盤和冪律暈，共有12個自由參數。 通過最小χ2方法，得到了12個參數的最優集。 薄盤和厚盤的結果與之前的結果一致。 同時，他們還獲得了一個精確的冪律暈，其體光度下降至-3.88次方，徹底排除了該星系存在巨大光度暈的可能性（體體光度下降至-2.0次方） ）。 結果表明，恒星光暈不能解釋螺旋星系平坦的旋轉曲線。
周旭等研究團隊成員繼續開展BATC巡天工作。 基礎工作方面，我們致力于改進觀測設備，提高數據輸出質量。 具體工作方面，重新整理和規范了日常觀測的方法和制度，加強了觀測的規范管理和觀測人員的培訓。 今年積累了大量觀測數據，保證了項目的全面開展。 觀察以觀察員為主體，研究人員為補充。 在保證數據質量的同時，研究人員應注重科學產出。 硬件方面，計劃更新CCD探測器和控制器，改造自動制導系統。 研究工作方面，重點是國際合作，拓展BATC課題。 1999年開始與俄羅斯合作觀測。 今年，我們利用俄羅斯6米望遠鏡獲得了兩次無月夜間觀測時間，并利用他們的多目標光譜儀對BATC選區的天體進行了觀測。 2001年觀測計劃正在制定中。 觀測數據的初步處理結果表明了BATC觀測的可靠性。 與日本科學家在星系團方面的合作仍在進行中。 與國內多家創新集團的合作仍在繼續。 通過與俄羅斯的合作，類星體觀測取得了巨大進展。 與日本的首次星系團合作研究進展順利。 對第二星系團的研究已經開始。 HH天體研究取得許多新發現，發表新的學術論文。 星系星族合成研究已取得階段性成果，學術論文不斷發表，學科不斷向深度和拓展發展。 繼續發現了許多小行星，并初步開始了對小行星的研究。 除了上述BATC工作外，BATC天區還開展了活動星系核研究和相關天體交叉認證。 總體而言，與該主題相關的科學產出得到了極大提高。
鄒振龍和韓金林討論了螺旋星系中統一標度定律的物理背景，并推導了一些假設下光度、旋轉速度和半徑之間的經驗關系L?(VR)α的冪指數?=4/3，這是一致的與觀測數據的擬合值與1.3一致。 他們還討論了數據在3維參數空間離散的可能原因，嘗試使用新的I帶數據對V和R進行不等功率擬合，發現L ? V2R 的色散最小。
恒星物理學
鄧力才的工作主要有兩個方面：1）教授兩年制研究生振蕩課程； 2）開展恒星演化和疏散星團研究。 在疏散星團區域進行了變星搜索，發現了幾顆變星。 為了給這項工作打下更堅實的基礎，他對HR圖上的不穩定區進行了理論研究，并在多篇文章中給出了Beta和Delta Scuti不穩定區的新定義。 基于新的觀測和脈動模型，他給出了具有大質量損失率的大質量恒星的新模型。 它們可用于研究年輕恒星群體。
張華偉完成了對極貧金屬恒星大樣本的高分辨率、高信噪比光譜觀測和處理。 經過模型計算和豐度分析，得到了17種元素的元素豐度。 樣本恒星的運動學參數是利用依巴谷衛星的高精度天體測量數據獲得的。 分析了各種元素的豐度、金屬豐度和運動學參數的變化規律。 此外，對太陽附近的恒星進行了仔細、全面的豐度分析，發現它們的重元素相對于太陽來說極其豐富。
張波研究了Ba星系統在恒星風質量吸積過程中軌道參數的變化。 用整個系統的角動量守恒條件代替切向動量守恒條件，并考慮軌道偏心率的高階項。 推導了星風質量吸積和軌道參數變化方程。 基于新的軌道參數變化方程，給出了AGB恒星系統的外部星風質量吸積和軌道參數的變化。 從計算結果可以看出，對于Ba星系統來說，當軌道周期最終值大于1600天時，屬于恒星風吸積，當小于600天時，則成為災難性雙星星星。 這可以解釋Ba星重元素豐度過高和軌道參數過高的觀測事實以及外S星觀測到的軌道周期下限為600天； 隨著恒星風吸積過程的進行，系統的軌道周期逐漸增大，而軌道偏心率變化很小，可以定量解釋Ba星的軌道根。 觀察到的事實的數量。
高能天體物理學High
喬國軍等人在繼續研究射電脈沖星輻射機制的同時，重點關注中子星與系外星可能存在差異的觀測發現，以及異常X射線脈沖星的觀測與理論研究。 在射電脈沖星輻射機制的研究方面，他們特別注重觀測與理論的聯系以及觀測對理論參數的局限性。 他與徐仁新、張兵合作，從射電脈沖星、異常X射線脈沖星和軟伽瑪重復爆發的觀測中，重點關注中子星和奇異星之間可能存在的差異。
吳新驥的研究工作涵蓋以下幾個方面：脈沖星觀測研究、脈沖星候選者研究、脈沖星平均脈沖不對稱性研究。 主要研究是利用烏魯木齊天文站25米射電望遠鏡進行脈沖星觀測。 在18厘米波段，每7至14天對74顆脈沖星進行系統觀測，以獲得它們的位置、周期和周期變化率、周期噪聲和通量密度變化的數據。 7月15日，發現蟹狀星云脈沖星的中等強度周期性跳躍事件。 利用消色差系統的128個頻道觀測8顆較強脈沖星的星際閃爍，研究脈沖星的自行。 新增49cm波段脈沖星接收系統和92cm、49cm同時觀測接收系統行星角動量守恒嗎，成功開展觀測實驗。 利用49cm和92cm波段對18顆脈沖星的通量密度和平均脈沖輪廓進行長期監測，獲得通量密度長期變化數據，并得出+54平均脈沖新的變化模式發現。
除了繼續研究脈沖星的射電輻射過程外，徐仁信等人還仔細研究了“脈沖星是奇異星”這一觀點的可能性和幾種后果。 他們認為，超新星爆炸后新生的奇異恒星只能有約10^{-15}M⊙的外殼，極冠是裸露的。 此外，他們還討論了起源于原始奇異恒星磁場的磁流體動力發電機過程。
吳學兵今年在德國馬克斯·普朗克天體物理研究所主要從事致密天體吸積盤理論的研究。 他利用吸積盤邊界層振蕩模型很好地解釋了中子星X射線雙星的準周期振蕩現象。 考慮到粘度和三維擾動，建立了吸積盤振蕩模型并用于解釋X射線雙星系統中的高頻準周期振蕩及其與低頻振蕩的相關性。 此外，吸積盤模型還用于估計一些星系核和類星體的吸積率，最近可以對這些星系核和類星體進行精確的黑洞質量測量。 發現了這些天體的多波段光度與吸積率之間的相關性，并討論了這些天體的中心吸積率。 聚集區與背景星系之間的物理聯系。
薛隨建與周旭等其他BATC成員合作，利用北京天文臺60/90厘米望遠鏡和覆蓋3360-9745A范圍的15個中帶濾光片，對1平方度范圍內的75個X射線源進行了多次測量。 T329天空區域。 彩色CCD觀察。 根據光譜能量分布的分類方法找到每個X射線源的光學對應物。 目的是獲得X射線選擇的活動星系核樣本物理資源網，用于未來研究； 并比較AGN勘測中X射線和UVX方法選擇的效率。
彭秋和的研究主要有以下兩個方面：（1）超新星與核天體物理：1）繼續研究超新星內部的電荷屏蔽對他們曾經提出的電子俘獲過程的影響。 對于超新星爆發前因電子俘獲過程而導致材料電子豐度下降影響最大的20種核素，電荷屏蔽對這些核素原子核電子俘獲率的影響以及電荷的影響計算了屏蔽對電子豐度下降率的影響。 。 計算表明，電荷屏蔽效應將使這些核素的電子捕獲率和電子豐度降低率降低約10-15%。 2）基于電子俘獲過程是II型超新星和Ib型超新星核心塌陷的主要原因以及電荷屏蔽效應降低電子俘獲率的研究，探討了電荷屏蔽的影響對超新星塌縮核心質量的影響。 計算表明，使用簡單的屏蔽電勢，電荷屏蔽效應只能使超新星塌陷核心的質量減少約1%，無法導致超新星瞬時爆炸機制的成功。 他們估計，為了將超新星塌陷核心的質量減少 5%，電荷屏蔽電勢需要增加 30-50 倍。 這與最近關于電荷屏蔽對熱核反應速率的增強因子的討論趨勢是一致的。 3）基于（-福克多體理論）擴展相互作用（例如SKM和SG2）獲得的一組新的（核物質）狀態方程，他們重新計算和討論了中子星的整體結構：計算了中子星的最大質量、引力紅移、慣性矩等重要物理量與觀測和模型一致。 他們還計算了中子星的冷卻速率，并得出結論，修改后的烏爾卡過程的冷卻速率較慢。 4）他們對AGB星中子俘獲元素的豐度及其相關規律進行了統計研究； 他們還對恒星風吸積形成的Ba星的軌道元素進行了計算研究。 （2）星系結構研究：對星系盤厚度對星系旋臂結構、星系盤穩定性、密度波群速度和星系暈的質量，以及物理量的測定。 。 提出了第二種確定正面星系厚度的方法（第一種確定正面星系厚度的方法是彭秋和于1988年提出的）。
恒星形成 恒星
恒星形成研究組吳月芳等人基于光學薄分子13CO J=1-0和C18O J=1-0在分子云致密核心的巡游，利用易激發CO J=1-0譜線。 在紫臺青海站13.7米望遠鏡上搜索了相應區域的動態特征，獲得了近200個源的CO J=1-0光譜。 利用發射強度、速度和線寬，研究了云的演化狀態和年輕恒星的活動，獲得了79個高速雙極向外流的候選者，發現了4個新的向外流，另外12個仍在發展中。 圖片是正確的。 結合 IRAS、MASS 和脈澤數據，研究了向外流的共源特性和可能的??驅動機制。 與科隆大學天文臺合作，對10個源進行了CO J=3-2亞毫米譜線測繪觀測，其中3個為向外流。 TMC-2A 中還發現了兩個旋轉方向相反的原子核。 對高J CO躍遷測得的向外流參數與CO J=1-0譜線進行比較研究，探索向外流的本質。 他與北臺灣天文組合作行星角動量守恒嗎，對相互作用星系中的恒星形成進行了研究。 利用北臺興隆站2.16米望遠鏡對該系統進行了二維Hα光譜觀測，獲得了其動態結構和恒星形成區域。 結果正在進一步分析中。 他們檢查了近400個HH物體的激發源，并獲得了它們的發射強度分布和顏色特征。 利用這些統計結果，許多新的 HH 天體的激發源已得到確認。 這些結果還可用于搜索新的 HH 對象。 為了利用ISO數據來研究致密氣體區域和年輕天體，他們已經安裝了IDL平臺，目前正在進一步調試。
毛新杰致力于研究暗分子云B5的溫度結構。 他提出了一個理論模型來解釋云邊緣溫度的升高。 他假設：1）云是具有相同數量密度的球體，并且在其中心區域有一個核心； 2）云是在z方向以固定角速度旋轉的剛體，磁力線也平行于z軸； 3) 烏云 它是一種弱電離等離子體。 為了維持云中的磁場，電流J必須非零，但根據定律??????J?c，估計Vi ≈ Ve很小，所以中性粒子和等離子體形成雙流體MHD系統。 由于雙極擴散和云旋轉能的耗散，云的勢能轉化為熱能，導致邊緣溫度升高。
太陽能物理學太陽能
王景秀和張軍發起了全球尺度的日冕物質拋射研究，重點識別太陽表面源區、磁場演化特征以及日冕物質拋射的初始物理過程。 日冕物質拋射不僅不同于導致局部太陽大氣加熱和輻射增長的太陽和恒星耀斑，而且也不同于準直和定向天體物理噴流。 它們是大范圍甚至全球范圍的太陽磁場不穩定和團簇等離子體噴射。 行星的物理過程在行星際世界中表現為磁云。 在其他天體物理物體中沒有發現相應的現象。 他們的初步結果已發表在 Res 上。 Lett 和 J. Lett.，以及幾篇論文已發送至 J.Sol.Phys。 和 J..Res。
小行星
朱進利用北京天文臺0.6/0.9米施密特望遠鏡和2.16米望遠鏡對近地小行星2000 DP107進行光度和光譜觀測。 今年這方面的工作還處于起步階段； 從明年開始，相關工作將得到國家自然科學基金委的支持，并需要一定的研究生投入和觀察時間。