猎户座星协自行的研究

本文的目的,在于研究以θ′Ori为中心的,100′×100′范围內,恆星的自行.同时研究在这个区域內,星协的扩散运动,自行是利用三对底片获得的.每对底片相隔約40—50年.所有底片,都是用余山观象台40厘米大赤道仪拍摄的.从三对底片求得自行的平均誤差是ρ_(μα)=±0″_.0013,ρ_(μδ)=±0″_.0016.根据所求得星协星的自行資料,我們求得扩散速度是每年每度+0″.00199±0″.00097,从此可以估計出这个星协的年龄为1.8×10~6年.     

新的六极型铯束管

本文简略介绍了一种新的六极型铯束管的结构和性能。新就新在它不用电子倍增器,而是采用高阻放大器(计置院研制),这就在我国首次成功地解决了铯束管长寿命工作中的一个关键问题.束光学用“点源”“点靶”轴对称地配置获得了如下的电参数:Ramseg 谐振信号:9×10~(-12)ARamseg 谐振线宽:190Hz信噪比(平均时间1秒):583铯炉工作温度(℃):95与中国计量科学院研制的线路配合,获得了如下的整机参数:频率稳定度:δg(τ=1h)=1.9×10~(11)/τ~(1/2)[δy(τ=1h)=3.3×10~(-13)]频率准确度:±7×10~(-12)(数据尚不充分)今后再做适当的改进.不难将稳定度提高到1～2×10~(-13)/h,它完全有希望成为我们国产的能长期(1年以上)连续运行的高性能的铯束频标。在国际上,六极型的铯束装置在联邦德国物理技术研究院(PTB)得到了极其成功的应用,该实验室已完成了准确度高达1～2×10~(-14)作用区短到0.8米的铯束频率基准,苏联和日本也研制成功了类似的装置。     

VLF与LF突然相位异常(SPA)事件的分析比较

本文分析了1982年10月——1983年5月期间YLF的SPA事件的数据和太阳x—射线爆发资料.并且和文献[1]中LF的SPA事件的分析作了比较。可以看出,VLF的SPA事件和太阳x—射线爆发有较好的相关性;在1—8埃频段的太阳x—射线爆发能产生VLF的SPA事件的门限值为1×10~(-6)Wm~(-2).这个值比LF的SPA事件的门限值(2×10~(-6)Wm~(-2))要低一倍.     

1981年4月27日太阳西边缘的大爆发环珥

本文提出了1981年4月27日日面西边缘耀斑以后的爆发环珥的H_a观测资料和分析.在这事件中,我们可以清楚地看到环的缠绕过程.从这些资料可看出环的运动与缠绕有紧密的联系.我们还观测到一些有趣的现象:在08~(h)29~(m)30~(s)和08~(h)33~(m)UT时在环顶(其高度约为2.6×10~4公里)分别出现持续时间约为1分钟的奇特的“吸收结构”,同时观测到3厘米波段的射电辐射强度相应有例外的下降,而8毫米和10厘米波段的射电辐射强度无此变化.     

銀河星雲的偏振和連續光譜的顏色

銀河星雲的偏振曾經被人透過阿黑曼(Ohman)或李約(Lyot)的偏振計去做攝影觀測。在分析器(analyseur)的位置相差π/4所拍的兩張照片,就足以决定星雲各區偏振光的百分數和偏振面的方向。我們對於蟹狀星雲作了29個區域的偏振觀測,每個區域的直徑是8″。在那些“無定形”物質的纖維結構不太混淆的區域里,偏振面的方向和巴德(Baade)所發見的纖維的方向是相合的(圖4)。據4000—5000埃和5200—5800埃兩光譜區所得的相同的結果,表現偏振度很强(>40％),這是和席克洛夫斯基(ShMovsky)与奧特(Oort)的理論相合的。瀰漫星雲,因其光輝微弱並有夜天光陪襯,觀測是困難的;雖然這樣,我們在10個星雲的117區里,做了偏振的觀測。偏振化最强的區域,按所研究過的星雲,偏振度可由20％變至40％。如果NGC 7023的徑向偏振真是這團星雲物質的主要特徵,那么觀测到的偏振面的方向和可見的發光細絲相重合,更像是確定的事實了。有些星雲的偏振,不能說是徑向的;但仍能證实偏振面的方向跟隨比較顯著的星雲亮絲。由色餘的测定,基本上表明:瀰漫星雲比較照耀它的星,更藍一點,這和星的距離的函数有系統的變化。觀测的結果和与可見光波長相近的固體質點對於光所生的漫射的情况,是相合的。     

外来能量冲击对恒星内部运动影响的数值研究

本文考察一个大质量恒星(取星体质量为15M,其中央星孩区为1.5 M质量),受到来自外界能量冲击时所发生的影响.为了数值模拟这种效应,采用一维球对称多方指数模型,在星体外人为地附加一个1.6M的外壳,并假设此外壳具有向心运动速度为u_λ(=1.4×10~9cm/sec),仿佛星体四周有活塞向心在推动。用外壳的动能来等效外来的能量.当星体内单位质量的总能量E_(tot)(包括内能、动能、引力势能)≥33×10~(50)erg时,取最外层的u_λ=0,表示从那时起停止外来能量的冲击。本文一方面给出数值实验能量向星体内部的传递过程,激波运动到达星核区界面的时间等数据结果,另一方面分析和比较了空间网格剖分和时间步长的不同选取对结果的影响。     

河外星系的照相光度学

本文先敘述三十年來关于河外星系光度方面做過的主要的工作:短焦距照相法,移盒法(Schraffier-Kassette),光電法与谱線轮廓光度法。跟着再提出我们所用的法布里(Ch.Fabry)的圓形目鏡法,和用这个方法测定的175个河外星系的总星等,并由此對於室女座星系圈內,由9.2至13.2星等的40个星系,建立了一个光度序(Séquence photomérique)。使用開孔逐漸增大的光(?)所作的测量,可以綜合周界区的光度,以求星系的总星等。由法布里方法的测量和由别的方法测得的結果比较,表现以下几个事实: a)短焦距照相法(Harvard,Lund)所得的结果,既不精確,又混有系统差在内。 b)焦外照相法也有系统差。 c)光电测量的结果和由轮廓光度導出的星等同我們的测量非常相合。对于64个可以分解的星系,绝對星等M很好发为高斯曲線所代表,其最大频率值在M=-15,由此结果,我們须將河外星系的平均亮度加倍,因此平均质量亦須加倍,于是空间的密度ρ有显著的增加。使用法布里的方法以研究数以千萬計的河外星系,過於缓慢,我們曾经研究過把它们和室女座內星系的光度序比较,是不是可以快速地得着它們的星等。结果证明由这方法所得的结果是正确的,精确度可以滿足统计工作的需要:平均差的数量级約為±0.2星等。