大犬座R光变周期变化的研究

1981年2月我们对食变星RCMα进行了光电观测,得到了一个光变主极小时刻JD(日心)2444639.2392。收集其他作者观测的极小时刻,综合分析后认为RCMα的周期变化是由第三天体引起的光时轨道效应。计算得到第三天体的质量函数为f(m)=(m_3~3sin~3i')/(m_(12)+m_3)~2=0.024M⊙。     

食变星狮子座XY的双色光电光变曲线和周期变化

我们测得XY Leo的B、V两色光电光变曲线.新光电光变曲线同1956年R.H.Koch的光变曲线比较,发现其形状有明显的变化.测出了一个主极小时刻和二个次极小时刻,收集了过去所测的极小时刻并计算出周期变化的O-C图,进一步验证了该食变星的周期是有周期性变化的.     

狐狸座BW星脉动周期变化的再分析

本文收集了BW Vul迄今已知的全部光度极大发生时刻,在认真分析不同资料来源可靠性的基础上,只选用那些观测精度较好的光电测光资料共166个光度极大时刻实测值。对这些数据进行周期分析后求得该星的光度极大时刻可用公式(按日心儒略日计算): T_(max)=HJD2428802.7250+0.201027291E+9.35×10~(-11)E~2 ±16 56 ± 5来很好地加以描述。以前所认为的周期突变或长周期性变化,完全是可信度极差的观测资料引入的假象。按上述公式处理后的(O—C)值仍有±0.007天左右的无规起伏,可能主要是由观测误差引起的,但也不排除一部分是真实的,即说明脉动周期不是绝对严格的。     

武仙座TU——一颗周期在迅速减小的大陵五型双星

本文通过对食双星TU Her(周期:2.267天,光谱型:FO)的光变极小时刻的统计分析,进一步证实了周期在1910—1977年间,存在着迅速减小的现象,周期变化率ΔP/P～-1.29×10~(-3)=-0.41秒/年,并且得到了周期在长期稳定减小的同时,存在着三次可能的周期突变。作者定性讨论了周期变化的原因,认为可能是系统存在着物质损失的动力学演化效应所致。     

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。     

食变星RZ Cas极小时刻的测定

食变星 RZ Cas 于1906午5月24日为缪勒(Müller)和凯泊脱(Kempt)所发现.顿根(Dugan)用目视视测计算了这颗星的第一个轨道,同时还谈到这颗星的周期变化的问题.关于周期变化的问题后来的工作者也注意到.赫弗尔(Huffer)和柯帕(Kopal)于1951年发表了他们对这颗星的光电观测结果,并给出了带有一个周期项的极小时刻的公式.利用这个公式计算极小时刻和我们观测结果比较,是很符合的.(详见下文)我们对食变星 RZ Cas 于1957年11月12月间在主极小附近进行了五次观测,共得观测值137个.由于我们使用的15厘米蔡斯天体照相仪系紫外物镜,同时它的星等系统     

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。     

EMCep的快周期光变

１９９０年和１９９２年本文作者用北京天文台兴隆站６０厘米反光望远镜对Ｂｅ星ＥＭＣｅｐ作了ＵＢＶ光电测光，取得数据２７７组。结合历年来文献给出的光变极小时刻数据作了Ｏ－Ｃ分析，得到了改进的周期为０．８０６１８４天或单波周期为０．４０３０９２天。分析还表明可能存在周期变快的趋势，且周期变率ｄＰ／ｄｔ＝－８．８５１４×１０－１０；光变曲线的形状呈现出极小阶段尖锐而极大阶段较宽。此外Ｕ－Ｂ色指数随光变周期位相有可察觉的变化。     

VZ Cnc的光电测光及其周期变化

本文给出自1962年到1980年之间九个夜晚对VZ Cnc观测获得的光电测光资料,并利用迄今已收集到的136个极大光度发生时刻,讨论了该星的周期变化,得β=1/p dp/dt=-[1.1±0.2]×10~(-7)/年。指出文[4]中的UBV数据可靠性有问题。     

天文文摘

仙后座電源史密士(G.Smith)在1951年秋以電波干涉仪精定出仙后座和天鹅座電源的方位,精确度达±1时秒(赤经)与±40＂(赤纬)。据此;在同年9月,由200时镜摄影中认出了这些电源。     

郭守敬等人晷影测量结果的分析

本文讨论郭守敬等人由晷影测量结果推求冬(或夏)至时刻的方法,求出郭守敬等人影长测量值与理论值的平均偏离(单次测影的误差)在±1到±4毫米之间,冬至时刻测算的精度约达0.01日左右。本文还分析了测算结果产生误差的原因,并对授时历所用的回归年长度值的取得作了初步的探讨。     

哈勃常数之值仍悬而未决

关于哈勃常数H0=50和100千米·秒-1·兆秒差距之争,由来已久。哈勃空间望远镜(HST)的主要任务之一就是利用其能观测更远更暗的距离指示天体,较精确地测定H0之值,以弗里德曼(Wendy L.Freedman)女士为首的HST国际小组在1998年5月25日宣布她们测得H0=70±7,而以资深天文学家桑德奇(Allan R.     

UTC闰秒通知

<正>2015年6月末,协调世界时(UTC系统将引入)1正跳秒。届时,我国综合原子时系统的协调世界时UTC(JATC和国家授时中心的协调世界时)UTC(NTSC,以及)BPL、BPM、BPC长短波授时信号和低频时码信号中的UTC时号都将实施跳秒。跳秒前后UTC秒信号所标志的时刻依次为:2015年6月30日23h 59m 59s UTC2015年6月30日23h 59m 60s UTC2015年7月1日0h 0m 0s UTC对于上述计时系统而言,本次调整后直至再次调整前,TA(k)与UTC(k)的秒的整数差值     

3C273的光学光变周期

收录了类星体3C273约110年的光学资料，并在此基础上讨论了光变周期性.当用两种不同方法(Jurkevich方法及DCF(离散相关系数)法)分析时，发现光变曲线中存在周期为2.0年、(13.65±0.20)及(22.5±2.0)年的周期性.同时也讨论了这种周期的可能机制.     

食双星的分光轨道解:BD+37°2356

使用像管摄谱仪和Reticon探测器获得了WUMa型食双星BD+37°2356的高色散和高时间分辨率的光谱,并用交叉相关函数法测定了视向速度。本文首次给出了BD+37°2356的分光轨道解。在圆周运动的条件下,轨道根数测定为:系统的质心速度V_0=-5.3公里/秒;与测光主极小相应的时刻T_0=HJD 2,446,491.8518;视向速度曲线的半振幅K_1=105.1公里/秒;K_2=257.3公里/秒。两子星的光谱型十分相似,在MK系统中分类为F9V,小质量子星的光谱型略早些。两子星的质量比(m_2/m_1)为0.41,星等差(～B)为0.73。     

中国古代火流星记录的统计分析

本文对中国古代火流星记录,按年统计,用功率谱这一数学方法对它们进行分析。结果发现声音是衡量火流星起源的一个重要参数。有声音的火流星具有170.6±0.0,102.4±0.0,66.1±2.2,27.3±0.4,23.3±0.0,17.9±0.4,14.8±0.1,12.4±0.1,10.5±0.3年的可能周期。有声火流星与陨石坠落周期基本相同,是与陨石同源的,来自小行星带。我们认为影响有声火流星和陨石下落的因素是太阳辐射引起的Yarkovsky效应和木星摄动。有声火流星的10.5±0.3,23.2±0.0,66.1±2.2年周期与Yarkovsky效应有关。12.4±0.1,17.9±0.4,102.4±0.0,170.6±0.0周期与木星摄动有关。至于14.8±0.1,27.3±0.4的周期,可能是木星摄动与Yarkovsky效应联合作用或其他原因所致。     

激变食变星Ⅲ.AC Cancri

AC Cnc是周期为7~h13~m的类新星食变星。由于AC Cnc是双谱食双星,而且具有较对称的食,所以在对激变食变星的系统研究中,我们选择了该双星来进行观测。本文利用拟合光变曲线的方法对AC Cnc进行了测光解分析、并得到轨道倾角i=74.5°±0.8°,白矮星质量M_1=0.74±0.07M_⊙,晚型星质量M_2=0.97±0.08M_⊙。AC Cnc中吸积盘的径向温度分布可以近似地表示为T(r)∝r~(-0.5),吸积盘边缘温度为7600K。晚型星向白矮星的质量转移率大约为7×10~(-9)M_⊙yr~(-1)。AC Cnc的距离近似地等于500±100pc。     

密近双星御夫座ZZ

1981年12月23日至20日云南天文台对ZZ Aur进行了五个夜晚的光电观测,共得到603个黄光测点和604个兰光测点。由此获得了二个主极小时刻和两个次极小时刻,发现ZZAur的周期似乎刚刚开始发生变化。本文得出该双星主次子星的光谱型分别是A5V和G0V,认为该双星可能是一个处于稳定极限的主序双星。     

食双星的分光轨道解:AA UMa

使用像管摄谱仪和Reticon探测器获得了食双星AA UMa的高色散和高时间分辨率的光谱,并用交叉相关函数法测得其视向速度。从光谱特征来看,AA UMa是一对W UMa型食双星。本文首次给出了AA UMa的分光轨道解。在圆周运动的假设下,轨道根数测定为:P=0.468171天;T_0(相应于测光主极小时刻)=HJD2,446,520.4448;K_1=124.0公里/秒;K_2=227.7公里/秒。像其他一些使用本方法获得分光轨道解的食双星一样,AA UMa系统的质心速度没有能够唯一地确定,但是V_0=-34.8公里/秒可能是一个较好的估值。根据分光轨道根数,本文给出了新的测光历元公式:HJD Min I=2,446,520,4448(8)+0.468171(48)·E。AA UMa两子星的光谱型十分相似,与变星总表(GCVS)所列的GoV相一致。两子星的质量比为0.54,星等差为0.36(～B)     

UTC闰秒通知

2005年12月末,协调世界时(UTC)系统将引入1正跳秒。届时,我国综合原子时系统的协调世界时UTC(JATC)、国家授时中心的协调世界时尺度UTC(NTSC)及其所控制的实时时间UTC(NTSCMC),以及BPL、BPM、BPC长短波授时信号和低频时码信号中的UTC时号都将实施跳秒。跳秒前后UTC秒信号所标志的时刻依次为:2005年12月31日23h59m59sUTC2005年12月31日23h59m60sUTC2006年1月1日00h00m00sUTC对于上述计时系统而言,调整后直至再次调整前,TA(k)与UTC(k)的秒的整数差值为33s,即:TA(k)-UTC(k)=+33s INTERNATIONALEARTHROTATIO…