宇宙学
陈建生、张浩通、薛随建等人继续利用俄罗斯特种天体物理观测站6米望远镜在BATC巡天区进行多目标光纤光谱观测，建立了完整的各天体SED样本。 经过数据处理，获得了部分亚天区数百个各种天体的光谱。 从信噪比较高的光谱分析来看，验证了基于BATC多色系统的SED分类方法的有效性； 但更多的定量结论仍有待更多高质量的观察。 此外，陈建生与俄罗斯特殊天体物理观测站、亚美尼亚比拉甘天文台发起的“高红移星系巡天”国际合作项目进展顺利。 减焦器、暗物光谱相机、CCD控制器等关键终端设备已成功安装和测试，将于2001年8月正式投入科学观测。利用比拉根天文台的2.6米望远镜，该系统可实现在正常天气条件下暴露 1 小时后，在 14'×14' 视场下，最终星等 R=25.0 (: 2")。
邓祖干2000年的主要工作集中在以下两个方面：1）利用分离小波变换对大尺度结构进行多方面分析。 讨论了星系形态分层对尺度的依赖性，得出星系形成偏差与尺度有关的结论； 利用分离小波变换讨论了星系团的选择以及所选星系团的丰度、分布等性质； 进一步研究了利用小波分析消除宇宙参数简并性的可能性。 2）利用尽可能最新的样本分析了超大尺度星系分布特征。 主要探讨大尺度结构中的典型尺度以及超大尺度下星系的分层或偏向。 同时参与红外星系光谱、形态和X射线性质的研究。 特别是X射线特性的研究。
活动星系核
曹新武等人研究了一种恒星样本，发现其射电扩展辐射是喷流功率的指标。 他系统地研究了平流主导吸积流的热X发射线剖面，表明通过谱线剖面的研究可以获得描述平流主导吸积流的重要物理量。
今年，范俊辉主要讨论了天体光变性的性质，包括寻找长周期光变性、伽马噪声中心黑洞质量的估计、伽马射线与发射线的关系等。 他们发现-304的光变曲线有4.16年和7.0年的周期。 他们收集了射电选择的BL LAC天体的光学数据库，并在此基础上讨论了十几个天体在1.3-17年范围内的长光变化周期。 他们从PKS 0235+164的短时间尺度出发，估计其中心有一个106个太阳质量的黑洞。 伽马射线与发射线的相关性表明SSC模型优于EC模型。 2000年10月，他们利用格鲁吉亚阿巴斯图马尼天文台的70厘米望远镜观测到了伽马噪声。
2000年，王建民主要进行了三个方面的研究：1）天体极高能TeV辐射的本质局限性（Wang，JM，2000，ApJ，538、181）。 目前，现有宇宙背景辐射对大型天体极高能TeV辐射的局限性无法解释最近的观测结果。 这让人们想知道超出宇宙背景限制的机制是否正在发挥作用。 他们发现，宽线区云层反射的同步辐射光子可以有效吸收背向散射产生的TeV光子。 这个极限也给出了相对论运动的下限，这是迄今为止唯一的极限。 2) ADAF 质量抛射：可观测特征（Wang, JM, Yuan, YF, Wu, M., & , M., 2000, ApJ, 541, L41）。 已经很清楚的是，由粘度耗散的重力能不能在光学薄介质中有效地辐射。 这意味着引力能将有效地转化为介质的内能。 观测表明，射电强的类星体可能是 ADAF 主导的天体。 在活跃星系核的环境中，他们检查了 ADAF 物质抛射的可观测特征。 研究发现，被抛出的介质不可避免地会膨胀，与周围介质相互作用，并产生强烈的冲击波，有效地将电子加速成相对论性电子。 这个过程将产生两个可观察到的结果：非热辐射的爆发和高能复合发射线的产生。 3) 黑洞附近相对论性喷流发射线的观测剖面(Wang, JM, Zhou, YY, Yuan, YF, Wu, M., & Cao, X., 2000, ApJ, 544, 381)。 在X射线双星的光学谱线和活动星系核的X射线谱线中，已经有强有力的证据表明相对论性喷流中存在发射线辐射，而且距离黑洞非常近。 为此，他们详细计算了黑洞附近相对论性喷流中观测到的发射线轮廓。 计算结果表明，谱线轮廓特别复杂：在相反方向运动的射流中，谱线可以有单峰和双峰，但在相反方向运动的射流中，谱线可以有双峰，三重峰和四重峰。谱线轮廓很大程度上取决于：黑洞旋转、喷流运动速度分布
和观察者方向。
袁峰今年主要做了两项工作。 ADAF 模型被认为是银河系中心射电源 Sgr A* 和附近巨型椭圆星系（例如 M87）的可能标准模型。 然而，为验证这一推测而进行的无线电观测表明，尽管 ADAF 模型很好地解释了 X 射线光谱，但不幸的是，该模型的无线电预测要高出 2-3 个数量级。 因此，他提出了包含射流的ADAF模型，较好地解决了这个问题。 第二项工作是提出一个新的吸积盘模型。 目前吸积盘有三种型号：标准盘、ADAF盘和SLIM盘。 ADAF盘是其中唯一的热点盘。 但由于其辐射效率低以及相应的吸积率小，它只能解释低光度的X射线系统。 他提出的明亮而热的吸积盘对应于吸积率大、吸积效率高的系统，因此它们有望解释高光度系统，例如银河系X射线源的高态和极高态、窄- I线星系核等
星系
常瑞祥等人在前人工作的基础上，将(2000)给出的恒星形成速率引入到银盘化学演化的二元模型中。 为了研究不同形式的气体流入率对银盘气体演化的影响，他们考虑了四种模型，并将模型预测与观测结果进行比较。 结果表明，气体涌入时间尺度是否随银心距变化对银盘演化影响较大。 铍的形成模型表明，在不同的演化时期，银盘仍然可以用指数盘来拟合，但特征规模随着时间的推移而增加。 此外，结果表明，与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赖于气体表面密度，这对气体演化和恒星形成有影响。银河盘的形成历史。 更大。
马军研究了M33星团的金属丰度和年龄分布。 M33 是一个距离银河系较近 (720 kpc) 的本星系群，其表观尺寸（直径 75 角分）仅小于 M31。 它是 BATC 巡天的目标天空区域之一。 观察到13条带，总共光照时间为32.75小时。 星系是构成宇宙的基本元素。 只有对星系进行比较深入的研究，才能最终了解宇宙的形成、结构和演化。 构成星系的绝大多数物质应该是恒星，但研究星系中的单个恒星几乎是不可能的，因此对星系中星团的研究非常重要。 对星系中星团的研究可以深入了解星系中恒星形成的历史和现状。 (1999)利用望远镜对M33的20个区域(主要是核心区和旋臂附近)进行了三波段观测，确认了60个星团，并给出了每个星团的精确赤经和赤纬坐标。 马军通过光度测量并与理论模型比较，研究了这60个星团的年龄和金属丰度分布。
吴宏利用BATC的长曝光图像对侧向星系进行了深面源光度测量。 星系的轮廓在垂直于盘面的方向上延伸了近30kpc，达到了29等，这远远超过了之前的工作。 利用获得的星系剖面数据，建立了二维三分量模型。 该模型包括薄盘、厚盘和幂律晕，共有12个自由参数。 通过最小χ2方法，得到了12个参数的最优集。 薄盘和厚盘的结果与之前的结果一致。 同时，他们还获得了一个精确的幂律晕，其体光度下降至-3.88次方，彻底排除了该星系存在巨大光度晕的可能性（体体光度下降至-2.0次方） ）。 结果表明，恒星光晕不能解释螺旋星系平坦的旋转曲线。
周旭等研究团队成员继续开展BATC巡天工作。 基础工作方面，我们致力于改进观测设备，提高数据输出质量。 具体工作方面，重新整理和规范了日常观测的方法和制度，加强了观测的规范管理和观测人员的培训。 今年积累了大量观测数据，保证了项目的全面开展。 观察以观察员为主体，研究人员为补充。 在保证数据质量的同时，研究人员应注重科学产出。 硬件方面，计划更新CCD探测器和控制器，改造自动制导系统。 研究工作方面，重点是国际合作，拓展BATC课题。 1999年开始与俄罗斯合作观测。 今年，我们利用俄罗斯6米望远镜获得了两次无月夜间观测时间，并利用他们的多目标光谱仪对BATC选区的天体进行了观测。 2001年观测计划正在制定中。 观测数据的初步处理结果表明了BATC观测的可靠性。 与日本科学家在星系团方面的合作仍在进行中。 与国内多家创新集团的合作仍在继续。 通过与俄罗斯的合作，类星体观测取得了巨大进展。 与日本的首次星系团合作研究进展顺利。 对第二星系团的研究已经开始。 HH天体研究取得许多新发现，发表新的学术论文。 星系星族合成研究已取得阶段性成果，学术论文不断发表，学科不断向深度和拓展发展。 继续发现了许多小行星，并初步开始了对小行星的研究。 除了上述BATC工作外，BATC天区还开展了活动星系核研究和相关天体交叉认证。 总体而言，与该主题相关的科学产出得到了极大提高。
邹振龙和韩金林讨论了螺旋星系中统一标度定律的物理背景，并推导了一些假设下光度、旋转速度和半径之间的经验关系L?(VR)α的幂指数?=4/3，这是一致的与观测数据的拟合值与1.3一致。 他们还讨论了数据在3维参数空间离散的可能原因，尝试使用新的I带数据对V和R进行不等功率拟合，发现L ? V2R 的色散最小。
恒星物理学
邓力才的工作主要有两个方面：1）教授两年制研究生振荡课程； 2）开展恒星演化和疏散星团研究。 在疏散星团区域进行了变星搜索，发现了几颗变星。 为了给这项工作打下更坚实的基础，他对HR图上的不稳定区进行了理论研究，并在多篇文章中给出了Beta和Delta Scuti不稳定区的新定义。 基于新的观测和脉动模型，他给出了具有大质量损失率的大质量恒星的新模型。 它们可用于研究年轻恒星群体。
张华伟完成了对极贫金属恒星大样本的高分辨率、高信噪比光谱观测和处理。 经过模型计算和丰度分析，得到了17种元素的元素丰度。 样本恒星的运动学参数是利用依巴谷卫星的高精度天体测量数据获得的。 分析了各种元素的丰度、金属丰度和运动学参数的变化规律。 此外，对太阳附近的恒星进行了仔细、全面的丰度分析，发现它们的重元素相对于太阳来说极其丰富。
张波研究了Ba星系统在恒星风质量吸积过程中轨道参数的变化。 用整个系统的角动量守恒条件代替切向动量守恒条件，并考虑轨道偏心率的高阶项。 推导了星风质量吸积和轨道参数变化方程。 基于新的轨道参数变化方程，给出了AGB恒星系统的外部星风质量吸积和轨道参数的变化。 从计算结果可以看出，对于Ba星系统来说，当轨道周期最终值大于1600天时，属于恒星风吸积，当小于600天时，则成为灾难性双星星星。 这可以解释Ba星重元素丰度过高和轨道参数过高的观测事实以及外S星观测到的轨道周期下限为600天； 随着恒星风吸积过程的进行，系统的轨道周期逐渐增大，而轨道偏心率变化很小，可以定量解释Ba星的轨道根。 观察到的事实的数量。
高能天体物理学High
乔国军等人在继续研究射电脉冲星辐射机制的同时，重点关注中子星与系外星可能存在差异的观测发现，以及异常X射线脉冲星的观测与理论研究。 在射电脉冲星辐射机制的研究方面，他们特别注重观测与理论的联系以及观测对理论参数的局限性。 他与徐仁新、张兵合作，从射电脉冲星、异常X射线脉冲星和软伽玛重复爆发的观测中，重点关注中子星和奇异星之间可能存在的差异。
吴新骥的研究工作涵盖以下几个方面：脉冲星观测研究、脉冲星候选者研究、脉冲星平均脉冲不对称性研究。 主要研究是利用乌鲁木齐天文站25米射电望远镜进行脉冲星观测。 在18厘米波段，每7至14天对74颗脉冲星进行系统观测，以获得它们的位置、周期和周期变化率、周期噪声和通量密度变化的数据。 7月15日，发现蟹状星云脉冲星的中等强度周期性跳跃事件。 利用消色差系统的128个频道观测8颗较强脉冲星的星际闪烁，研究脉冲星的自行。 新增49cm波段脉冲星接收系统和92cm、49cm同时观测接收系统行星角动量守恒吗，成功开展观测实验。 利用49cm和92cm波段对18颗脉冲星的通量密度和平均脉冲轮廓进行长期监测，获得通量密度长期变化数据，并得出+54平均脉冲新的变化模式发现。
除了继续研究脉冲星的射电辐射过程外，徐仁信等人还仔细研究了“脉冲星是奇异星”这一观点的可能性和几种后果。 他们认为，超新星爆炸后新生的奇异恒星只能有约10^{-15}M⊙的外壳，极冠是裸露的。 此外，他们还讨论了起源于原始奇异恒星磁场的磁流体动力发电机过程。
吴学兵今年在德国马克斯·普朗克天体物理研究所主要从事致密天体吸积盘理论的研究。 他利用吸积盘边界层振荡模型很好地解释了中子星X射线双星的准周期振荡现象。 考虑到粘度和三维扰动，建立了吸积盘振荡模型并用于解释X射线双星系统中的高频准周期振荡及其与低频振荡的相关性。 此外，吸积盘模型还用于估计一些星系核和类星体的吸积率，最近可以对这些星系核和类星体进行精确的黑洞质量测量。 发现了这些天体的多波段光度与吸积率之间的相关性，并讨论了这些天体的中心吸积率。 聚集区与背景星系之间的物理联系。
薛随建与周旭等其他BATC成员合作，利用北京天文台60/90厘米望远镜和覆盖3360-9745A范围的15个中带滤光片，对1平方度范围内的75个X射线源进行了多次测量。 T329天空区域。 彩色CCD观察。 根据光谱能量分布的分类方法找到每个X射线源的光学对应物。 目的是获得X射线选择的活动星系核样本物理资源网，用于未来研究； 并比较AGN勘测中X射线和UVX方法选择的效率。
彭秋和的研究主要有以下两个方面：（1）超新星与核天体物理：1）继续研究超新星内部的电荷屏蔽对他们曾经提出的电子俘获过程的影响。 对于超新星爆发前因电子俘获过程而导致材料电子丰度下降影响最大的20种核素，电荷屏蔽对这些核素原子核电子俘获率的影响以及电荷的影响计算了屏蔽对电子丰度下降率的影响。 。 计算表明，电荷屏蔽效应将使这些核素的电子捕获率和电子丰度降低率降低约10-15%。 2）基于电子俘获过程是II型超新星和Ib型超新星核心塌陷的主要原因以及电荷屏蔽效应降低电子俘获率的研究，探讨了电荷屏蔽的影响对超新星塌缩核心质量的影响。 计算表明，使用简单的屏蔽电势，电荷屏蔽效应只能使超新星塌陷核心的质量减少约1%，无法导致超新星瞬时爆炸机制的成功。 他们估计，为了将超新星塌陷核心的质量减少 5%，电荷屏蔽电势需要增加 30-50 倍。 这与最近关于电荷屏蔽对热核反应速率的增强因子的讨论趋势是一致的。 3）基于（-福克多体理论）扩展相互作用（例如SKM和SG2）获得的一组新的（核物质）状态方程，他们重新计算和讨论了中子星的整体结构：计算了中子星的最大质量、引力红移、惯性矩等重要物理量与观测和模型一致。 他们还计算了中子星的冷却速率，并得出结论，修改后的乌尔卡过程的冷却速率较慢。 4）他们对AGB星中子俘获元素的丰度及其相关规律进行了统计研究； 他们还对恒星风吸积形成的Ba星的轨道元素进行了计算研究。 （2）星系结构研究：对星系盘厚度对星系旋臂结构、星系盘稳定性、密度波群速度和星系晕的质量，以及物理量的测定。 。 提出了第二种确定正面星系厚度的方法（第一种确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
恒星形成研究组吴月芳等人基于光学薄分子13CO J=1-0和C18O J=1-0在分子云致密核心的巡游，利用易激发CO J=1-0谱线。 在紫台青海站13.7米望远镜上搜索了相应区域的动态特征，获得了近200个源的CO J=1-0光谱。 利用发射强度、速度和线宽，研究了云的演化状态和年轻恒星的活动，获得了79个高速双极向外流的候选者，发现了4个新的向外流，另外12个仍在发展中。 图片是正确的。 结合 IRAS、MASS 和脉泽数据，研究了向外流的共源特性和可能的驱动机制。 与科隆大学天文台合作，对10个源进行了CO J=3-2亚毫米谱线测绘观测，其中3个为向外流。 TMC-2A 中还发现了两个旋转方向相反的原子核。 对高J CO跃迁测得的向外流参数与CO J=1-0谱线进行比较研究，探索向外流的本质。 他与北台湾天文组合作行星角动量守恒吗，对相互作用星系中的恒星形成进行了研究。 利用北台兴隆站2.16米望远镜对该系统进行了二维Hα光谱观测，获得了其动态结构和恒星形成区域。 结果正在进一步分析中。 他们检查了近400个HH物体的激发源，并获得了它们的发射强度分布和颜色特征。 利用这些统计结果，许多新的 HH 天体的激发源已得到确认。 这些结果还可用于搜索新的 HH 对象。 为了利用ISO数据来研究致密气体区域和年轻天体，他们已经安装了IDL平台，目前正在进一步调试。
毛新杰致力于研究暗分子云B5的温度结构。 他提出了一个理论模型来解释云边缘温度的升高。 他假设：1）云是具有相同数量密度的球体，并且在其中心区域有一个核心； 2）云是在z方向以固定角速度旋转的刚体，磁力线也平行于z轴； 3) 乌云 它是一种弱电离等离子体。 为了维持云中的磁场，电流J必须非零，但根据定律??????J?c，估计Vi ≈ Ve很小，所以中性粒子和等离子体形成双流体MHD系统。 由于双极扩散和云旋转能的耗散，云的势能转化为热能，导致边缘温度升高。
太阳能物理学太阳能
王景秀和张军发起了全球尺度的日冕物质抛射研究，重点识别太阳表面源区、磁场演化特征以及日冕物质抛射的初始物理过程。 日冕物质抛射不仅不同于导致局部太阳大气加热和辐射增长的太阳和恒星耀斑，而且也不同于准直和定向天体物理喷流。 它们是大范围甚至全球范围的太阳磁场不稳定和团簇等离子体喷射。 行星的物理过程在行星际世界中表现为磁云。 在其他天体物理物体中没有发现相应的现象。 他们的初步结果已发表在 Res 上。 Lett 和 J. Lett.，以及几篇论文已发送至 J.Sol.Phys。 和 J..Res。
小行星
朱进利用北京天文台0.6/0.9米施密特望远镜和2.16米望远镜对近地小行星2000 DP107进行光度和光谱观测。 今年这方面的工作还处于起步阶段； 从明年开始，相关工作将得到国家自然科学基金委的支持，并需要一定的研究生投入和观察时间。