七颗变光小行星的观测研究

目的和计划1958年我们以1P21光电倍增管构成的光电光度计附着于紫金山天文台的60厘米反光远镜上观测小行星(4)Vesta 和(15)Eunomia 的光变曲线,得到比较满意的桔果.我们认为凡冲日时亮于10 5的小行星而光变幅不小于0 1者,它们的光变曲线,都可能借我们现有的设备加以观测.估计能满足这条件的小行星约有三十颗.眼前的情况是曾经有一度冲日的光电光变曲线的小行星,不到二十颗.有数度冲日的光变曲线,从而可以算     

小行星433号的测光研究

利用本台60厘米返光望远镜和1P21光电倍增管,外加黄色滤光片 GG11,获得小行星433号大冲时的三条光变曲线.并且,在该小行星的形状取三轴椭球体和在几何反射定律等假定之下,给出了关于该小行星的光度变化理论.根据理论光变曲线和实测光变曲线的比较估计了关于该小行星的形状和大小.     

爆后新星武仙V 533的光度研究

老新星武仙V533(V533Her=武仙1963年新星)是一颗光度变化极其复杂的天体。本文给出了我们用双筒天体照相仪于1980年6月至1982年11月间对其所做的照相观测结果。从所得结果可以看到:(1)该星亮度在此期间已基本恢复到其爆前的宁静期亮度;(2)高时频观测指出V533 Her具有时标为小时级,变幅Δm～0.2~m的小幅度光变;(3)在此期间其亮度有上升趋势,上升幅度～1.5等。本文还讨论了V533 Her在爆发前后的光度变化情况,通过分析指出新星在爆发前可能有可觉察的光度变化。     

行星状星云NGC2346核星的食光变现象的消失

本文给出了对行星状星云NGC2346核星AGK3—0°695从1981年到1987年这段期间内所做的照相观测结果。从中我们看到该天体自1981年底开始出现的大变幅食光变现象持续数年之后,从1986年开始其光变幅度迅速减小,由85年的Δm～4~m减小到86年的Δm～1~m.1。而且到1987年其光变曲线仅存Δm～0~m.4的不规则亮度起伏,已无明显的周期性光变现象,文中对此现象做了初步分析讨论。     

三轴小行星光变曲线的理论计算

本文提出了一种三轴小行星光变曲线理论计算的新方法.文中采用三轴椭球形小行星模型,仅考虑自由惯性转动,直接从刚体自由转动的欧拉方程出发进行数值计算,得到了三轴小行星的自转轴在本体内部和空间的位置变化和计算光变曲线.结果表明,历来在小行星光变理论研究中认为自转轴在空间指向不变的基本假设是不尽合理的。由不规则小行星的自由转动而引起它的自转轴位置的变化,是造成小行星实测光变曲线与理论光变曲线之间存在偏差的不可忽视的因素.     

天琴座β星的光电测光

天琴座β星是1784年英国青年人約翰古德力克(John Goodricke)所发見的食变星.它是由于两顆很接近的B型巨星互相环繞运行而构成的系統.其中两子星有貭量轉移的現象.1958年的测光和光譜观測,显示出相連續两周光曲綫极小处的寬窄,曾有显著的变化.同时星的外壳光譜线的強度,也有相应的改变. 为着进一步研究这个問題,斯德哥尔摩(Stockholm)天文台提議世界各国天文台于1959年8月8日至9月11日从事天琴座β星的测光观測和光譜观测.从此可以获得将     

热超短周期造父变星的共性

热超短周期造父变星的周期≤0.~d1、变幅≥0.~m2、光谱型为A.在银河系中呈延仲球状分布;在银晕星族的球状星团和年老盘族的运动星群中都有.在色星等图上,处于造父不稳定带的左外侧而温度较高,故简称热造父变星.球状星团中超短周期造父变星现知五颗.三颗是热造父变星:半人马ω的V65星(M_v= 0.~m82),M56的V11星(M_v= 0.~m10)和M15的K1082星(M_v=0.~m09)。它们在色星等图上的位置紧邻,亮度和天琴RR型星相近,但色均较蓝.它们都处在银河系中呈延伸球状分布的贫金属星团中.银河系中已知超短周期造父变星的周期变幅图上,有可用0.~m2简示的变幅分布隙,和两条周期分布隙.其中变幅≥0.~m2、周期≤ 0.~d1的-群共九颗,是银河系一般星场的热造父变星.其银纬分布除一颗是b= 10°44′外,余均为|h|>20°.这九颗中的两颗是年老盘族的运动星群的成员,-颗具有空间速度高和金属线强度ΔS≥2的星族Ⅱ星的特点.     

Seyfert星系NGC4051的光变特性

为了配合EXOSAT对Seyfert星系NGC4051光变的观测,继1985年5月的多波段联测之后,我们又于1985年12月7日—9日对NGC4051进行了B波段及V波段的短时标光变的观测和研究,主要结果如下:(1)NGC4051在B波段有两个与X射线波段及U波段相对应的短时标光变,时标分别为4200秒和1800秒,振幅分别为ΔB≈0.21mag(±σ=0.04~m)和ΔB≈0.43mag(±σ=0.08~m),(2)V波段有一个时标为～2400秒,振幅为ΔV=0.07mag(±σ=0.07~m)的短时标光变,(3)结合X射线波段及U波段的观测,我们发现,NGC4051的光变时标随着波长的增大而增大。     

徐家汇观象台天文测时报告

第一号和第四号仪器的测微器是用馬达带动,人手操纵的;第二号仪器是用光电方法自动观測的;第三号仪器装有手轉测微器. 全部天文测时結果都归算到徐台的經度基点上(也就是第一号仪器的所在地),該基点經过1926和1933年的国际經度測定,經度采用值为东經8~h05~m42~s890.这点的北緯是31°11′31″.0,海拔7米.     

小行星的行星摄动,轨道改进和冲日星历表全部连续的自动计算

一、前言利用快速电子計算机,在初步建立了小行星特别摄动計算的工作程序以后,近两年来,经继續試算研究,現已将观測和理論位置的比較、改进軌道、寻求冲日时刻、計算冲日星历表等一系列工作,安排好計算方案、編成程序,使能在計算机上連續自动进行。据此程序,曾对十余顆小行星作了实际計算。本文将整个計算方案和一些具体結果作一簡述。     

伽马射线暴的光度-光变复杂度关系

伽马射线暴的光变复杂度是描述其光变曲线复杂程度的物理量.由已知红移的伽马射线暴,Reichart等人发现其光变复杂度与各向同性光度之间有正相关性(LαVα,α在1.77～3.5之间),即光变越复杂,光度越高.此相关性类似于造父变星的周光关系,可用来估计伽马暴的距离和红移.调研、分析了各种光变复杂度的定义、算法和光变复杂度-各向同性光度关系的拟合结果,最后对光变复杂度和光度之间的关系做了总结和展望.     

四顆新發現小行星的照相觀測及軌道計算

這四顆小行星(1)是紫金5號(P.O.5),共有七次的觀測。但是在1957年12月份裹所觀测的兩次,從軌道計算結果,證明這最後兩次的,是屬於另一顆小行星的。(2)是在觀测久已失蹤的小行星(1125)China時拍攝到的。觀測的弧長有七十天。很有可能它就是失蹤的中華號。但還有待攝動計算,把前後相距三十年的觀测,聯系起來才能够作最後的肯定。(3)是紫金6號(P.O.6)。經國際小行星中心暫定號數為1957 VA。觀测弧長約六十天。從短弧初軌算得的星曆表,曾發表在國際天文協會天文電報组的快報No.     

小行星(58)Concordia测光研究

小行星基本物理参量(周期、形状、自转)对于理解小行星起源、演化和碰撞具有重要意义.利用测光手段可以获得小行星的光变曲线,通过光变曲线可以确定小行星基本参数.利用云南天文台1 m望远镜在2000和2015年对小行星(58) Concordia进行观测,结合前人测光观测数据,通过凸面体光变曲线反演模型获得该小行星的周期、形状和轴指向.(58) Concordia的恒星周期为9.894541 h,在黄道坐标系下,极轴指向为λ_1=15.3?±0.7?,β_1=-4.2?±2.6?,另外一组解为λ_2=195.9?±1.0?,β_2=4.8?±1.2?.     

BW Vul的周期变化

βCep型变星BW Vul的光变周期以(14.24±0.20)×10~(-10)天/天的变率在持续增长着。且它的光度极大时刻的(O-C)值还具有一个周期约26.3年、变幅约0.022—0.024天的类正弦形变化。若解释为双星轨道运动的光时效应,其轨道半长径αsin i=(1.91—2.08)天文单位;轨道偏心率约e=0.52。     

紫金山天文台初次發現的小行星

自從1954年秋,紫金山天文台60厘米返射望遠鏡修理校準完畢後,我們就把這儀器投入於小行星方位的攝影觀测工作.在牛頓裝置的焦點上(焦距300厘米)二十分鐘的露光,北極星序中,攝影星等17~m.8的星象顯然可見。這遠鏡光力較強我們便有了發見小行星的條件.因為較亮的小行星,都已早經發見.近年發見的小行星,絕大多數的星等都在14~m及15~m左右.我們直徑15厘米焦距150厘米的     

天鹅座1975年新星的光谱观测

北京天文台自1975年8月30日起至1976年1月24日止对天鹅座1975年新星进行了照相光谱观测。本文给出该新星主要光谱的证认结果,简述了光谱的特征和演化。极大刚过的一段时期内主要是宽的H Ⅰ和Fe Ⅱ发射线,在10月9日看到[Fe Ⅶ]6086和3760A,可见这颗新星的电离度是非常高的。根据光谱的吸收分量测得的膨胀速度在8月31日-9月3日约为2000km/S。光谱的吸收分量较弥漫,未看出表征一般新星的弥漫加强吸收系和猎户吸收系。 1975年9月2日在H_β,H_r,H_δ发射带上可看到叠加在上面的四子峰结构,以后陆续地在其他发射带上也发现四子峰结构。我们还对新星进行了目视星等估计,并绘出了光变曲线。从光变曲线可看出,该新星星等上升的幅度之大,速度之快,极大后下降3~m的速度之快都是新星纪录史上空前的。我们得到M_v=-10.~m0,这是光度最强的一颗银河新星。     

小行星(16)Psyche的自转

本文利用四次冲的观测资料,计算了(16)Psyche小行星的自转.结果如下: (1)极点坐标是λ_(P1950)=225°,β_(p1950)= 5°; (2)顺向自转; (3)恒星周期为P_恒=0.~d17483120±0.~d00000010 =4~h11~m45.~s42±0.~s01. 在1955、1965和1980三次冲期间,太阳、地球和该小行星的空间相对位置几乎一样,且观测曲线也大体相同.因此,可认为,该小行星的自转轴至少在20年的观测期间内是无进动的。这个结论和小行星自转轴不进动的假定是一致的.     

NGC 4321中超新星1979_c的照相研究

1979年4月23日—12月27日,我们用北京天文台40/200cm双筒天体照相仪对旋涡星系M100(NGC 4321)中的亮超新星SN1979c进行了照相观测.本文简述了观测情况,并结合前人的观测,分析讨论了我们的结果. 它的光变曲线可以`划分为四个阶段.5月8日—6月5日间光变曲线有驼峰状突起.其光度变化既不同于Ⅰ型超新星,也与典型的Ⅱ型超新星不完全吻合. 计算得到超新星亮度极大时的绝对照相星等为M_(pg)(max)=-19~(m)78;极大光度L_SN(max)=1.076×10~(10)L⊙. 我们利用Balinskaya和Carney等人1980年发表的三色测光资料计算了这颗超新星在不同时刻的色温度变化,推算出它极大时刻的色温度约为T_c(max)≈9.0×10~3K. 爆发期间超新星辐射的总能量E_t=4.2×10~(16)L⊙. 根据这颗超新星的光变曲线、在星系中的位置及爆发期间辐射的总能量等主要特征,我们认为SN1979c是某些性质比较特殊的II型超新星.     

对Archer发现的17颗变星的光电观测

在1984年2—3月,用美国McDonald天文台91cm反射镜的UBV测光系统和云南天文台35厘米反射镜V色测光系统,对Archer 1959年在后发座用照相方法发现的24颗变(双)星中的17颗进行了观测研究,全部没有大于0~m.07的光变,其中12颗的连续观测时间长于半个周期以上,因而至少它们不是原定周期和变幅的那种变星。其他5颗或Archer未给周期,或观测复盖不够半个周期,未能肯定。最后给出这些星和比较星的星等和色指数。     

紫金山天文台1958年上半年小行星位置的照相觀測

這裹發表的小行星(包括二次彗星)位置是在1958年上半年內所作的照相觀测。用以觀测的遠鏡是口徑60厘米、焦距300厘米的反射望遠鏡和口徑15厘米、焦距150厘米的折射望遠鏡。它們在下表底片號數一欄中相當地以N號和T號表明。表中標以P.O.代號的是本台觀測到的、星曆表中未能對認出來的小行星。每次觀測所用比較星通常選自攝影星表,其中也有一部分選自A.G.星表。表中觀測与計算之差一欄係與蘇聯理論