分光仪PSPO的光学设计

本文介绍棱镜分光光度仪PSPO的光学设计结果．PSPO以TH7832双线CCD作为系统探测器，可同时观测0．365－1.0微米波长范围内的天体及周围背景的低色散光谱．仪器的入射焦比为F／18，平均光谱分辨率约为10nm．本文简单介绍了PSPO的光学调整，并给出了波长校正实验和配备名古屋大学50公分望远镜进行试观测的结果．设计和实验结果表明，光学设计很好地满足了天文课题对仪器的设计要求，PSPO已可以应用于天文观测．     

分光仪PSP0的偏振器设计与实现

本文介绍了光仪ＰＳＰ０的偏振器设计和实验结果。偏振器设计为旋转半滤片加固定偏振片的系统,但在选用偏振器件方面提出了两种方案。对于低价设计的实验结果表明,偏振器可在４３０－７８０ｎｍ滤长范围内工作,能够实现ＰＳＰ０在其最佳工作波长的偏振测量。     

分光仪PSP0的偏振器设计与实验

本文介绍人光仪ＰＳＰ０ 的偏振器设计和实验结果。偏振器设计为旋转半滤片加固定偏振片的系统,但在选用偏振器件方面提出了两种方案。对于低价设计的实验结果表明,偏振器可在４３０７８０ｎｍ 波长范围内工作,能够实现ＰＳＰ０ 在其最佳工作波长的偏振测量。     

星族综合模型与星系的颜色演化

本文利用Ｂｅｒｔｅｌｉ等人新算出的等龄线，以及Ｇｕｎｎ和Ｓｔｒｙｋｅｒ观测的恒星光谱（３１３０－１０８００）构造了一个星族综合模型．该模型能预计金属丰度在Ｚ＝０．０００４－０．０５，年龄在１０７－２×１０１０年范围内的简单星族（ＳＳＰ）的光谱能量分布（ＳＥＤ）．利用ＳＳＰ，通过对不同时刻恒星形成率的卷积能够得到星系的ＳＥＤ的演化．我们计算出ＳＳＰ以及星系在ＵＢＶＲＩ系统和ＢＡＴＣ１５色中带测光系统中的颜色．计算出的从Ｅ／ＳＯ到Ｓｄｍ各类星系的ＵＢＶＲＩ颜色在年龄为１２Ｇｙｒ时都和观测符合较好．因此，我们的模型为正在进行的关于星系ＳＥＤ的多色测光研究提供了理论上的探索．     

CCD光谱的IRAF和FITS格式转换

美国国立光学天文台的ＩＲＡＦ软件系统，已成为国内光谱处理的主要计算机软件之一。由射电天文需要发展起来的ＦＩＴＳ格式，已作为国际上交换磁带数据资料的通用格式。本文简单地介绍了ＦＩＴＳ格式，讨论了如何将厚片ＣＣＤ光谱观测资料转换为ＩＲＡＦ图像，继而转换为标准ＦＩＴＳ格式，这对于使用ＩＲＡＦ系统进行光谱处理，以及国内国际间的资料交换是有用的。     

DCMT光电测微器的数据采集系统

光电测微器是中－丹水平子午环最关键的部分．本文介绍了数据采集系统的设计思想．根据长期对仪器的测试和观测结果分析，表明系统完全达到设计要求，同时为下一步改装成ＣＣＤ终端，观测极限星等达１７ｍ．５提供了可行的方案．     

太阳二维光谱观测研究的进展和展望

论述了太阳二维光谱观测和研究的重大意义，综述了二维光谱观测技术和仪器的进展，特别介绍了应用ＣＣＤ的成像光谱仪的最近发展。文中还介绍了近年来二维光谱观测研究所取得的一些新结果，展望了未来观测技术和课题研究的发展前景。     

致密星系群SCGG223的ASCA观测

光学观测表明,致密星系群ＳＣＧＧ ２２３中成员星系的速度弥散高达１１０６ｋｍ／ｓ,并且 整个星系群处于平衡状态．星系群的数值模拟也显示, ＳＣＧＧ ２２３是维里化的．这些光学 波段上的研究结果暗示, ＳＣＧＧ ２２３可能具有星系团量级的大引力质量,其星系际气体则 很可能处在极高温的状态．为了证实这些推测,作者在 １９９９年 ２月利用 ＡＳＣＡ卫星对 ＳＣＧＧ ２２３进行了 Ｘ射线观测．通过光谱分析,获得了它的气体温度和 ０．５～１０ ｋｅＶ波段 上的光度分别为ｋＴ＝１．４_（－０．４）~（＋．６）： ｋｅＶ和９．８５_（－２．０４）~（６．１１）× １０３６Ｊ Ｓ－１．与光学观测所作出的预计相 反,这些数值显示 ＳＣＧＧ ２２３是一个正常的低温星系群．由于 ＳＣＧＧ ２２３在 ０．５～１０ ｋｅＶ 波段上很暗,无法从ＡＳＣＡ获得的Ｘ射线表面亮度分布推算其总引力质量,因此,尚不 能直接判断它的质量是否真的像光学维里质量那样大．     

PSP0—CCD系统评估

本文介绍对分光仪ＰＳＰ０探测器ＴＨ７８３２ＣＣＤ的评估结果。该ＣＣＤ系统工作在－１３０℃￣－１１０℃温度下,具有较好的稳定性和很好的线性。系统的读出噪声约为３００电子,动态范围３５００。在实验结果的基础上,文章对系统性能的改善进行了简单的讨论。     

大天线太阳射电观测和流量归算的一种方法

本文介绍了高空间分辨率的太阳射电观测流量的归算方法，即对观测的太阳天线温度值作天线功率方向图Ｋ因子的修正，即可得到太阳射电流量值．文中推导了不同温度分布模型下的Ｋ因子表达式，并计算了日面宁静太阳流量值和部分射电源的ＳＶＣ辐射流量值．对日面宁静区的射电辐射而言，因Ｋ的年变化（０．０２３６—０．０２５２）不大，因此按其平均值０．０２４４可计算出２２ＧＨｚ频率上宁静太阳流量ｓ。＝０．１５Ｔａ。（以ｓｆｕ为单位，Ｔａ。是宁静区辐射的太阳天线温度），相应的宁静太阳温度为１０１００土３００Ｋ．１９９０年７月２日源区的ＳＶＣ辐射计算结果表明：日面源区的ＳＶＣ辐射总和为２０ｓｆｕ，约占日面总辐射的２．４％．     

1991年7月11日日食观测的图象复原

１９９１年７月１１日日食期间，在大熊湖天文台进行了白光观测，图象是用６５ｃｍ反射系统和ＯＳＬ的ＣＣＤ获得的。月亮边缘始终包含在视场之中，从模糊的月亮边缘轮廓推得了一维的视宁度点扩散函数，其中包含了望远镜引起的畸变，当天的ＰＳＦ的宽度介于０．８到１．３弧秒之间，假设存在圆柱对称性，则可得到二维的ＰＳＦ。然后运用视宁度函数，对所观测的白光像消卷积，复原方法将观测到的ｒｍｓ反衬值由５％增强到１８％；亮桥     

NGC5548的软X射线变化：能谱分析

本给出了ＲＯＳＡＴ ＰＳＰＣ对ＮＧＣ５４８定点观测的分析结果，在ＲＯＳＡＴ观测期间，ＮＧＣ５５４８的计数率显示出大振幅的变化，变化高达１４倍，硬度比与计数率呈负相关，这是由于ＮＣＧ５５４的软Ｘ射线辐射除幂律分量外还有一个“软超”分量，分别用黑体辐射和热韧致辐射来拟合这个“软超”辐射，得出“软超”的热温度分别为：黑体辐射模型是０．０８ｋｅＶ，热韧致辐射模型是０．２３ｋｅＶ。     

1991年7月11日日食观测的图象复原

１９９１年７月１１日日食期间，在大熊湖天文台进行了白光观测．图象是用６５ｃｍ反射系统和ＯＳＬ的ＣＣＤ获得的．月亮边缘始终包含在视场之中，从模糊的月亮边缘轮廓推得了一维的视宁度点扩散函数（ＰＳＦ），其中包含了望远镜引起的畸变。当天的ＰＳＦ的宽度介于０．８到１．３弧秒之间。假设存在圆柱对称性，则可得到二维的ＰＳＦ。然后，运用视宁度函数，对所观测的白光像消卷积。复原方法将观测到的ｒｍｓ反衬值由５％增强到１８％；亮桥可能亮于正常的光球强度；暗的半影纤维可能暗到正常光球的５０％；而亮纤维可能达到正常光球值。     

致密星系群SCGG223的ASCA观测

光学观测表明,致密星系群ＳＣＧＧ２２３中成员星系的速度弥散高达１１０６ｋｍ／ｓ,并且整个星系群处于平衡状态,星系群的数值模拟也显示,ＳＣＧＧ２２３是维里化的,这些光学波段上的研究结果暗示,ＳＣＧＧ２２３可能具有星系团量级的大引力质量,其星系际气体则很可能处在极高温的状态,为了证实这些推测,作在１９９９年２月利用ＡＳＣＡ卫星对ＳＣＧＧ２２３了Ｘ射线观测。通过光谱分析,获得了它的气体温度和０．５～     

射电源0716 714和0839 187的光学定位

利用北京天文台具有ＣＣＤ终端的６０ｃｍ光学望远镜（Ｖ波段）观测射电源的光学对应体，得到了０７１６＋７１４和０８３９＋１８７精确的光学位置。参考星表采用拉帕尔玛（ＬａＰａｌｍａ）的１８ｃｍ全自动子午环观测资料编制的ＣＡＭＣ星表，该星表是ＦＫ５星表系统。两颗源位置的内符精度约为０．″１９，与其他作者给出的光学和射电位置观测结果分别进行了比较     

依巴谷星(104297)相对于伽里略卫星Callisto的CCD位置测量

１９９７年１１月１４日晚，在中国科学院云南天文台１米望远镜上用新安装的１０２４２ＣＣＤ观测到了木星的两颗伽里略卫星；Ｅｕｒｏｐａ和Ｃａｌｌｉｓｔｏ及一颗依巴谷星（星号为 １０４２９７）．当采用新的 ＪＰＬ ＤＥ４０５和 Ｓａｍｐｓｏｎ－Ｌｉｅｓｋｅ理论（Ｇ５）计算卫星的理论位置并相对于Ｃａｌｌｉｓｔｏ测量恒星位置时，视位置的观测值与计算值之差的平均值在赤经和赤纬方向分别为△α＝－０″０２９±０．″０１２，△δ＝０．″００５± ０．″０１１．这对应于平均观测历元（ＵＴ）：１９９７年１１月１４日１３时４３分５０秒．这一试验结果与 Ｃａｓａｓ等在同一时期内ＣＣＤ观测的结果有着很好的一致性 它反映了依巴谷星表体现的光学参考系与ＤＥ４０５体现的动力学参考系在观测历元具有较好的一致性．单次位置测定的标准误差在赤经赤纬方向分别为±０．″０５２和０．″０４７．这一精度明显优于 Ｃａｓａｓ等人发表的 Ｃａｌｌｉｓｔｏ的处理精度，并与目前国际上最好的伽里略卫星观测精度相当     

六个色球活动双星的H_a观测和研究

１９９０年８月至１９９１年８月期间，利用云南天文台１ｍ望远镜折轴摄谱仪附加厚片ＣＣＤ探测器进行了观测，得到二十余颗色球活动双星的大色散、高分辨率，高信噪比的光谱，本文发表其中ηＡｎｄ、３Ｃａｍ、４ＵＭｉ、ｖ２Ｓｇｒ、Ｓｇｒ、ＨＲ７３３３六个双星系统的Ｈａ附近区域光谱观测和研究结果。这六个系统在ＣＡＢＳ表中有关Ｈａ线的资料还是空白。我们给出了它们高分辨率的Ｈａ线轮廓图，计算了它们的等值宽度、半宽、Ｈａ线心的视向速度以及３条金属线视向速度．由观测结果表明，ηＡｎｄ双星的Ｈａ线在不同位相变化不大，没有观测到它的色球活动．３Ｃａｍ由于受色球活动的影响，在０．１５４位相时Ｈａ轮廓发生了突变，其等值宽度明显小于其它位相的等值宽度．４ＵＭｉ的Ｈａ线也是吸收线，但由于受色球活动的影响，致使Ｈａ线心部分受到发射的填充．Ｓｇｒ和ｖ２Ｓｇｒ的光谱Ｈａ线都属于吸收线，没有发现色球活动的影响，很可能不是色球活动星．ＨＲ７３３３是个色球活动比较剧烈的双星，Ｈａ吸收线受到了色球活动引起的发射填充，而且填充量较大．     

NGC 5548的软X射线变化:能谱分析

本文给出了ＲＯＳＡＴＰＳＰＣ对ＮＧＣ５５４８定点观测的分析结果．在ＲＯＳＡＴ观测期间，ＮＧＣ５５４８的计数率显示出大振幅的变化，变化高达１４倍．硬度比与计数率呈负相关，这是由于ＮＧＣ５５４８的软Ｘ射线辐射除幂律分量外还有一个“软超”分量，分别用黑体辐射和热韧致辐射来拟合这个“软超”辐射，得出“软超”的热温度分别为：黑体辐射模型是０．０８ｋｅＶ，热韧致辐射模型是０．２３ｋｅＶ．     

射电活动星系核相对论性束流Doppler因子的决定(I)3C273

目前决定射电活动星系核Ｄｏｐｐｌｅｒ因子δ的方法,主要是用均匀球状源模型的同步自康普顿机制（ＳＳＣ）关联射电和Ｘ射线（或光学）波段各一点的流量来定出δ．观测表明,此方法有较大的不足．本文发展了一种新方法,一方面将ＳＳＣ机制推广到非均匀情况,另一方面是用谱拟合代替点计算．我们首次用这种方法对３Ｃ２７３的Ｄｏｐｐｌｅｒ因子进行了推算．计算结果表明,３Ｃ２７３的多普勒因子δ～３１３．在假设喷流中非均匀成分和喷流整体的运动速度相同时,得到相对论性束流运动方向与视向的夹角θ～１５°．根据δ定出源的内禀亮温度约为５０×１０１０Ｋ,缓解了“康普顿灾变”的困难．由于非均匀模型比均匀模型更接近射电活动星系核中心致密子源的真实物理图象,有关参数由３Ｃ２７３的同时性和准同时性多波段观测定出,观测结果对ＳＳＣ机制提供了较好的支持,故理论和观测相符,由此确定的多普勒因子是更可信的．     

1994年4月的SL9彗星观测

１９９４年４月１２日晨，我们对Ｓ９彗星进行了成功的观测．观测使用云南天文台一米望远镜和加了缩焦器的Ⅱ号ＣＣＤ系统．照相机像素为５１２×５１２，视场约７’×７’．在近两小时的不同时刻的四张照片中，观测到了彗星２１颗碎核中的主要部份及其运动．本文介绍了此次观测情况和资料处理，并给出对ＳＬ９各彗核的位置和亮度的测量结果．