232 MHz太阳爆发与日冕物质抛射

利用综合孔径射电望远镜在 ２３２ ＭＨｚ观测太阳,具有 ３·８’的空间分辨率、 ２０ ｍｓ 的时间分辨率和高灵敏度及很好的抗干扰能力．１９９９年共观测到１２次大爆发,其中８次与日冕物质抛射相关．可以利用米波射电爆发预报ＣＭＥ事件．     

用单个小口径射电天线获得高空间分辨率图象的方法和试观测结果——DFT在天文上的应用(Ⅱ)

本文利用DFT象复原方法讨论了用单个小口径射电望远镜获得高空间分辨率图象观测的细节。包括天线方向图的实测和拟合,一维射电太阳象滤波函数的确定,噪声对复原精度和空间分辨率的影响。最后给出了三次试观测的复原结果。其中1987年7月1日的结果与Fleurs站干涉仪的观测结果十分相似。从所得的结果的细节估计达到了7角分的分辨率。附录部分给出了利用射电太阳一维扫描像求出射电天线等效口径和主瓣宽度的方法     

紫金山天文台13.7米射电望远镜22GHz太阳高时间分辨率观测系统

在紫金山天文台１３．７米望远镜２２ＧＨｚ系统的基础上，建立了２２ＧＨｚ太阳高时间分辨率的观测系统。本文介绍了在原系统基础上改造的波束／负载调制器和双温定标系统，以及为实现高时间分辨率而专门研制的ＱＪ－２ＡＧ高速后端和独立的微机数据采集系统。投入使用的２２ＧＨｚ太阳高时间分辨率观测系统在时间分辨率为１０ｍｓ时，灵敏度为０．０２ｓｆｕ，系统增益稳定性在全功率方式下为０．８％／３０分钟，数据丢失率小于１     

太阳微波M型爆发

分析北京天台１９９８年４月１５日观测到的一个太阳微波Ｍ型爆发事件。Ｍ型爆发实质上是ＩＩＩ型爆发的一个次型,它由两个连续的Ｕ型爆发所组成,即爆发源在同一个磁环中由于磁镜的作用而连续往返运动后的轨迹,但是在低时间分辨率（０．２s）记录资料中却是Ｕ型爆发的形态。因此高时间分辨率（８ms）的记录资料能更准确地反映Ｍ型爆发源的真实运动情况。对比组成Ｍ型爆发的两个Ｕ型爆发,可以看到,该磁环很可能处在下降的演化     

行星状星云中CO(1-0)谱线发射的新观测

利用紫金山天文台青海观测站１３．７ｍ射电望远镜,对５个行星状星云给出了新的谱线观测结果。其中行星状星云Ｍ１－８和Ｍ３－３已探测到ＣＯ（２－１）的发射,给出了它们的ＣＯ（１－０）观测结果;为曾进行过ＣＯ观测,但未探测到ＣＯ发射的行星状星云Ｍ１－１２、Ｍ２－４３和ＮＧＣ６５３７,第一次证认了它们的ＣＯ（１－０）发射。     

太阳微波M型爆发

分析北京天文台１９９８年４月１５日观测到的一个太阳微波Ｍ型爆发事件．Ｍ型爆发实质上是Ⅲ型爆发的一个次型,它由两个连续的Ｕ型爆发所组成,即爆发源在同一个磁环中由于磁镜的作用而连续往返运动后的轨迹,但是在低时间分辨率（０．２ｓ）记录资料中却是 Ｕ型爆发的形态．因此高时间分辨率（８ ｍｓ）的记录资料能更准确地反映Ｍ型爆发源的真实运动情况．对比组成Ｍ型爆发的两个Ｕ型爆发,可以看到,该磁环很可能处在下降的演化阶段．最后讨论该磁环可能的空间分布．     

实时相关跟踪图像处理系统

文章介绍了怀柔太阳观测基地最近完成的一套实时高分辨太阳磁场观测系统。系统采用局部相关跟踪算法来提高磁场观测数据的空间分辨率，同时对相关跟踪算法的实现程序进行了优化以满足常规太阳磁场观测的要求。通过对试观测和常规观测数据的分析，我们发现：1）该系统能够大大提高单色像、磁场数据的对比度和空间分辨率；2）对相关跟踪算法的优化大大提高了系统的时间分辨率，系统可以投入常规观测使用。     

23周上云台米波频谱观测系统

本文介绍云南天文台用于观测研究太阳射电２３０￣３００ＭＨｚ米波爆发精细结构动态频谱仪研究的历史和现状,以及利用现代计算机网络技术,有效地解决了由于高时间人辨率和高频率分辨率观测采样带来的大数据量存储和处理。该系统经过不断改进和完善,目前已投入２３周峰年太阳射电爆发频谱观测。     

宇宙信息

宇宙信息宇宙年龄危机有望得到解决１９８６年８月下旬在北京举行的国际天文学联合会第１２４次（观测宇宙学）讨论会上宣布的宇宙年龄最好的结果是１４０－２００亿年，而利用球状星团的赫罗图可以推出星团和银河系的年龄为１３０～１８０亿年，至少不能低于１１４亿年。...     

天王星卫星CCD观测的初步分析

１９９５ 年８ 月在上海天文台利用安装在１ ．５６ 米望远镜上的ＣＣＤ 探测器对天王星五颗主要卫星进行了定位试观测。将观测所得的位置资料与其理论值做了比较。结果表明：ＣＣＤ观测的位置精度优于照相观测的结果。这些资料对于卫星轨道的研究是有价值的。     

太阳二十二周峰年云南天文台四波段射电同步观测结果

本文主要介绍云南天文台“四波段太阳射电高时间分辨率同步观测系统”１９８９年１２月至１９９３年４月观测事件的统计结果，对１０２个射电爆发进行了初步分析，着重揭示几个类别典型事件的时间轮廓，说明射电高时间分辨率观测的意义。     

2.6—3.8GHz太阳微波爆发中的精细结构

根据１９９４年Ｉｓｌｉｋｅ＆Ｂｅｎｚ给出的１－３ＧＨｚ频带上的微波Ⅲ型爆发和微波尖峰幅身的分类定义,分析北京天台２．６－３．８ＧＨＺ频带上观测到的微波爆发的精细结构,通过分析发现该定义有局限性。本重新定义了该波段上的微波Ⅲ型爆发和微波尖峰辐身,并讨论了这种分类定义与设备时间分辨率的关系。     

黑龙江畔观日食

黑龙江畔观日食李良天赐观测良机１９９７年３月９日上午发生日全食，地处我国北部边陲的漠河县正好位于日食中心带内。这是本世纪末在我国大地上所能观测的最后一次日全食。下一次将在２００８年８月１日出现在我国西北地区。从全世界角度来说，大约每三年发生两次日全食...     

空间VLBI研究的现状和未来

空间ＶＬＢＩ卫星ＶＳＯＰ／ＨＡＬＣＡ是日本宇航科学研究所（ＩＳＡＳ）的飞行任务,已经在１９９７年２月升空。它拥有８ｍ直径的射电望远镜,远地点达２２０００ｋｍ。和地面的射电望远镜联合观测（干涉观测）,其最高分辨率比地面ＶＬＢＩ提高了３倍。该项空间ＶＬＢＩ观测由ＮＳＡＳ的地面跟踪站支持。第一批ＶＬＢＩ图像已经在因特网上发表。ＲａｄｉｏＡｓｔｒｏｎ项目由俄罗斯科学院列别捷夫物理研究所天文空间中心（ＡＳＣ     

用小射电望远镜获得太阳一维扫描高分辨率图的试验

本文叙述了利用离散傅里叶变换对资料序列进行复原的方法,并对在云南天文台10米天线射电望远镜的21厘米波段对太阳扫描观测的结果进行复原试验,获得了约7角分实际分辨率的结果。     

基于高性能芯片的射电天文厘米-分米波谱线观测方法

谱线观测在天文领域起着至关重要的作用,较高的频谱分辨率可以为研究天体细节带来便利,但在高频段谱线观测领域,使用传统的采样方法实现较高的谱线分辨率十分困难。目前,一种利用高性能芯片实现的用于射电天文厘米-分米波谱线观测领域的新方法克服了传统方法的诸多弊端,使用较低的采样带宽就可实现较高的频谱分辨率。这是一套完整的采集、处理、存储方案。首先将高频信号进行模拟下变频处理,再将处理过的低频信号交由上位机软件进行快速傅里叶变换、积分处理,最后保存成需要的文件格式。整个系统的采集参数由观测者通过上位机软件进行配置。     

超高分辨率太阳射电事件及其相关太阳活动的研究

从2004年10月起,国家天文台怀柔射电频谱仪增加了新的超高分辨率观测模式:在1.10～1.34 GHz频带其时间分辨率为1.25 ms,频率分辨率为4 MHz。报告了3个超高分辨率下观测到的太阳射电精细结构事件,包括射电尖峰辐射、鱼群结构和重叠的精细结构,在射电精细结构之后8～14 min,在米波段都发现射电II型爆发,3个事件的米波II型爆发(示踪着日冕激波)都有相关联的日冕物质抛射(Coronal Mass Ejection,CME)。     

用于分子谱线观测的512路数字式自相关频谱仪

本文简要介绍了采用一比特自相关技术实现的５１２路数字式自相关频谱仪的工作原理及系统的硬件和软件构成。该频谱仪主要用于分米及ｃｍ波段分子谱线观测。频谱仪系统时钟可在６２５ＫＨｚ和２０ＭＨｚ之间按２的倍率选择，最大分析带宽为１０ＭＨｚ。最高频率分辨率为０．６１ＫＨｚ，相应于１８ｃｍ波段的速度分辨率为０．１ｋｍ／ｓ。文章最后给出了利用上海天文台２５ｍ射电望远镜观测ＯＨ脉泽源的结果。     

e-VLBI技术及其在卫星定轨中的应用概况

e-VLBI技术继承了VLBI本身具有的极高角分辨率,且其利用高速通讯网络传送观测数据,能够快速得到观测结果,这些优点对于卫星的快速测定轨和提高卫星现有的定轨精度是十分有利的。通过对e-VLBI技术特点的分析及其发展历程的回顾,并结合卫星的差分VLBI观测原理,重点阐述和讨论了e-VLBI技术在我国的应用现状、发展及要求,展望了我国未来e-VLBI的发展前景。     

行星状星云的CO(1-0)谱线观测

用紫金山天文台青海站的１３７ｍ射电望远镜,对１０个行星状星云给出了新的ＣＯ（１－０）谱线观测结果．其中４个行星状星云：ＮＧＣ６４４５,Ｍ１５９,Ｍ４９和Ｍ２５１,已有过ＣＯ（２１）的观测,本文第一次给出了它们的ＣＯ（１０）的测量结果;对２个别人曾经观测过但未测到ＣＯ的行星状星云：Ｓｈ２７１和Ｍ４１８,本文第一次证认了它们的ＣＯ发射;对４个别人从未进行过ＣＯ搜寻的行星状星云：ＶＶ１８,Ｍ２５２,Ｈｅ２４５９和Ｋ３３１,本文第一次进行了观测,并得到了它们的ＣＯ（１０）谱．由ＣＯ的发射谱征可见,ＶＶ１８可能是一个误分类的行星状星云