地心说简史——从柏拉图到第谷

我们知道,新事物代替旧事物需要经过一定过程,不仅在于新事物有着诸多不完善,不能彻底否定旧事物,旧事物中也存在很多比较合理的成分,而且旧事物已经深入人心,要将人们观念中旧的部分转变为新的不是能一蹴而就的。日心说代替地心说就是一个很生动的例子,这个过程延续了一百五十多年。公元1543年,科学巨人哥白尼出版了划时代的巨著《天体运行论》,标志着近代天文学革命的开端。在这部巨著中,哥白尼提出了以太阳为中心、地球作为一颗行星绕太阳运行的宇宙体系,批判了古代天文学以地球为中心、太阳绕地旋转的地心说。在随后的一百五十多年里,伽利略的观测发现、开普勒的行星运动定律和牛顿的万有引力定律逐步证实了     

FMG载荷地面试观测导行跟踪系统的设计与实现

全日面矢量磁像仪(Full-disk vector MagnetoGraph, FMG)是先进天基太阳天文台(Advanced Space-based Solar Observatory, ASO-S)卫星的3台主载荷之一,为开展FMG全系统性能测试和定标试验,已搭建用于FMG外场测试的地面试观测平台.利用该平台模拟FMG在轨跟踪状态,研制了基于全日面太阳图像的望远镜导行系统.该系统通过大面阵CCD (Charge Coupled Device)采集太阳像、多重逻辑条件判定、微调恒动跟踪速度校正偏移等策略,实现了RMS (Root Mean Square)优于1′′/30 min的跟踪精度.通过分析FMG方案阶段试观测的太阳纵向磁图,开启导行30 min后磁图特征点在赤经方向的偏移比恒动条件下减少17.5′′,提升了磁图空间分辨率.测试过程中该系统达到设计指标且工作稳定,为FMG地面试观测提供了良好的技术支撑.     

太阳日冕加热事件的多波段分析

随着大熊湖太阳天文台的1.6 m口径的新太阳望远镜(BBSO/NST)的成功运行,太阳观测已经进入了优于O.1″的高分辨率时代.这有助于详细分析单个曰冕加热事件,从而为日冕加热问题的最终解决提供原始的高分辨率的观测证据.利用NST所获得的在中性氦10830 A谱线、氧化钛7057 A谱线和H_α蓝翼(-0.7A)高分辨率成像观测数据,结合太阳动力学天文台上搭载的大气成像仪(SDO/AIA)和曰球磁场成像仪(SDO/HMI)同时观测到的极紫外和纵向磁场成像数据,分析了源自太阳米粒间通道的两个小的曰冕加热事件(磁环增亮)中的磁场演化.发现:这两个增亮磁环的足点都处于磁场中性线附近的一侧,一个磁环的足点伴随着一个小的纵向磁场单元的消失和两个米粒之间新形成的连接;在另一磁环的足点伴随着纵向磁场的微弱变化和一个米粒的破碎.据此,倾向于认为发生在太阳米粒之间底层大气的重联同时产生了高温和低温物质的外流.同时指出高分辨率和高偏振测量精度的光球磁场观测对于最终解决曰冕加热问题是至关重要的.     

冕环与太阳耀斑的形成

本文讨论近年来在通过冕环相互作用而形成太阳耀斑的研究上所取得的进展。在观测上,无论在射电波段,或者X射线和光学波段的观测都提供了一些可靠的证据,说明耀斑冕环的相互作用可能导致耀斑的产生。在理论上,等离子体环的相互作用所引起的结合不稳定性将触发耀斑,释放大量的能量以产生观测到的各种辐射特性。     

太阳5分钟振荡的激发机制

1 引言 太阳5分钟振荡是上世纪1个重要的发现[1],它使得人们可以通过观测太阳表面的振动来探测其内部的结构,日震学已取得了巨大的进展,然而我们至今仍不了解其脉动的激发机制,它依然是1个存在争议的问题.太阳位于造父变星脉动不稳定区之外,所以大多数人都相信,由于对流的阻尼,太阳是脉动稳定的,太阳和太阳型恒星的振荡都是由所谓的湍流随机激发机制所激发[2-8].     

基于Lyot滤光器的NVST磁像仪光学系统设计

我国1 m新真空太阳望远镜(New Vacuum Solar Telescope, NVST)能够实现优于0.2″的高分辨成像观测,但还不具备高分辨磁场的常规观测能力。很多磁结构和太阳活动都存在于较小的尺度,需要进行高分辨磁场测量。1 m新真空太阳望远镜的台址具备优良的视宁度,若磁像仪具备快速调制能力,并配合高分辨统计重建技术,有望实现亚角秒分辨率的太阳磁场测量。1 m新真空太阳望远镜测量磁场面临的主要问题包括折轴光路带来的时变偏振、望远镜姿态变化和风载带来的光轴偏移以及湍流的影响等多种问题。针对太阳磁场高分辨观测的需求及1 m新真空太阳望远镜面临的太阳磁场测量问题,详细分析了1 m新真空太阳望远镜太阳光球磁场的测量需求,制定了磁像仪的基本参数,提出了偏振分析器需求,设计了光球磁场的高分辨观测方案。最后利用ZEMAX光学设计软件为磁像仪设计了光路,结果显示光学设计能够满足高分辨成像的需求。     

X和γ天文谱线观测结果的可靠性

各种现行被采用的估计太阳和宇宙X及γ谱线观测结果显著性的方法都缺乏可靠的根据,都分别系统地高估(或低估)了测得谱线的统计可靠性,即低估(或高估)了测得的谱线系由连续能谱背景统计涨落而来的可能性.本文导出了一个估计观测结果显著性的公式,并用蒙特卡罗模拟的结果验证了它的正确性.应用本文的方法我们重新估算了一些X及γ谱线观测结果的可靠性.     

寻找天体的行踪轨迹

太阳东升西落,北斗星"静坐"不动,月亮走我也走,天体究竟是怎么运动的?对天上天体运动的观测和研究,贯穿了整个人类文明发展史。甚至,天体还会怎样运动,也成了科学家深入研究的课题。 托勒密的地心说描绘了月亮、水星、金星和太阳等等,都围绕着我们人类居住的地球在日夜不停地转动。哥白尼不同意他的观点,把宇宙的中心搬到了太阳上,认为水星、金星和地球等,在绕太阳作匀速圆周运动。开普勒虽然没有动摇宇宙的中心,却把太阳挪到了椭圆的焦点上:行星是在围绕太阳作椭圆运动。     

太阳频率漂移的扰动层位置的变化

太阳p模频率随太阳磁活动的变化被称为频率漂移.频率漂移被认为是起源于太阳近表面的一个薄层受到的扰动.利用磁活动指数和太阳模型来计算频率漂移的方法之前已经建立起来了.在这种方法中,频率漂移值依赖于磁活动强度和扰动源位置.磁活动强度正比于磁活动指数.扰动源的位置之前被认为是固定的.研究了扰动源位置的变化.利用观测的太阳p模震动频率和Ca II指数,发现了扰动源的位置可能是随着太阳磁活动而变化的.在太阳活动极大时,扰动源位置较深,而在太阳活动极小时,扰动源位置较浅.     

太阳射电辐射的第四种成份——太阳射电快变分量

太阳射电天文学从1942年诞生到现在,人们已经观测到并证实了的太阳射电基本辐射成份有三种:它们是太阳射电爆发分量、太阳射电缓变分量和太阳射电宁静分量。 本文报导的是,在经过太阳活动22周峰年的国内联合观测以及参加Fares22和Max’91 Compaign国际联合观测中,我们已经观测到并从大量观测资料中证实了的是,太阳上存在有第四种射电辐射成份——太阳射电快速变化分量。     

太阳天文三十年

昆明的太阳天文有较长的历史,经历了几个不同的阶段。最早的历史可追溯到40年代,当时的国立天文研究所在凤凰山上曾用海尔分光镜进行过太阳单色光目视观测,也作过太阳黑子观测。还从昆明派出过远征队到甘肃临洮观测日全食。总的来说,由于战乱等原因,这个阶段没有取得很有价值的成果。     

太阳缓变射电迴旋共振辐射机制

本文研究了迴旋共振辐射机制对太阳缓变射电的贡献.我们首先计算出,在单极黑子和双极黑子群上空,迴旋共振辐射的分布,其结果具有一些有意义的特点.最后,我们还计算出太阳缓变射电迴旋共振辐射的流量频谱和偏振频谱,所得结果与观测一致.这表明,迴旋共振辐射机制,是太阳缓变射电的一个主要且重要的辐射机制.     

太阳磁场和速度场二维CCD实时观测系统

我国第一台用于太阳磁场和速度场观测的二维CCD实时观测系统已经在北京天文台怀柔太阳观测站正式研制成功。这套系统的研制成功取代了原有的慢扫描电视观测系统,使太阳磁场望远镜的整体性能得到了较大的提高。几个月来的使用表明,该系统的性能稳定,图像相当清晰,资料可靠无误,     

根据观测数据论太阳光球的构造

在解决许多天体物理学问题的时候,首先在研究太阳光谱的时候,太阳上层构造的资料是不可少的。因此已经不止一次地有人企图创造出一个对于太阳光球的试用模型,然而月前还没有能夠得到一个全面验证过的、完全符合于观测数据的结果。作为本论文中所将提出的太阳光球上层构造情景的基础的,是太阳圆面临边昏暗的观测,从这种观测可以求出温度T对于就某一波长而言的光深τ_λ的相关关系。     

太阳的空间观测与研究Ⅱ—太阳高能粒子和等离子体云的抛射

太阳空间观测揭示出太阳的高能电子、高能质子发射以及γ射线爆发。证实了有关的太阳射电辐射理论、揭示出太阳耀斑中的核反应。日冕物质抛射和耀斑等离子体云的空间观测揭示出它们之间的区别和联系, 认识到耀斑的热区和冷区。太阳和日球磁场观测发展了磁流体动力学理论     

漫谈粒子和字宙（十七）：现代宇宙学简说（上）

从斯莱弗的发现到哈勃定律问世 早在1912年到1914年间,美国洛威尔天文台的斯莱弗（V．M．Slipher）观测了13个星云的光谱,发现其中11个存在红移现象,说明这些星云相对于地球在远离。1922年2月,斯莱弗发表了多个旋涡星云的视向速度数值表,进一步证实了其观测结果。当时,人们还不知道这些星云是在银河系之外的河外星系。1923年,     

蒙城太阳射电频谱仪的定标

太阳射电爆发的动态频谱观测是研究太阳活动的重要手段之一.基于对2015年8月27日蒙城太阳射电频谱仪(Mc SRS)所观测得到一个M2.9级太阳耀斑光变特征的分析,发现由于仪器电子学上的问题,传统定标方法给出的结果并不理想.利用日本野边山的射电偏振仪(NoRP)/射电日像仪(NoRH)以及地球静止轨道环境业务卫星(GOES)的观测数据,结合有关辐射机制可以对定标方法进行改进.和传统的定标方法相比,改进后的定标结果和NoRP/NoRH的观测结果显示出更好的相关性,更好地揭示了耀斑射电频谱的演化规律.     

太阳的空间观测与研究Ⅱ—太阳高能粒子和等离子体云的抛射

太阳空间观测揭示出太阳的高能电子,高能质子发射以及γ射线爆发。证实了有关的太阳射电辐射理论,揭示出太阳耀斑中的核反应。日冕物质抛射和耀斑等离子体云的空间观测揭示出它们之间的区别和联系,认识到耀斑的热区和冷区。在阳和日球磁场以观测发展了磁流体动力学理论。     

明安图射电频谱日像仪图像的强度定标方法

明安图射电频谱日像仪(Mingantu Spectral Radioheliograph, MUSER)能够在0.4--15GHz超宽频带内实现高时间、高空间、高频率分辨率的太阳射电成像. 而射电亮温度是描述太阳物理过程的一个重要的参数, 在研究不同射电辐射机制、太阳磁场以及太阳爆发过程中非热粒子加速等问题上有着非常重要的作用, 因此必须对MUSER观测的图像进行亮温度定标. 将介绍一种适用于射电日像仪图像强度定标的方法. 太阳射电图像中包含着太阳圆盘的结构信息, 利用射电日像仪短基线的可视度函数拟合第一类贝塞尔函数, 可以得到图像中宁静太阳圆盘的射电半径和强度, 再利用瑞利-金斯定律和每天的太阳射电流量可以计算得到每天图像的定标因子$G_c$, 从而实现对MUSER图像强度的定标. 将该方法应用到MUSER的实际观测数据中, 包括宁静太阳和有太阳射电爆发等不同的情况, $G_c$的误差基本不超过10%, 得到的宁静太阳亮温度与其他宁静太阳的结果具有较高的相关性, 表明了此方法的可行性和有效性.     

磁扩散率的随机不均匀分布对增大湍流磁扩散率的作用

在太阳物理学中,磁场的湍流扩散过程一般被认为是如同烟、热和流体中其他物理属性被湍流扩散一样的过程。但这种基于湍流的运动特性而得到的湍流磁扩散率还不能很好地与太阳观测事实与湍流理论相符合。 本文提出,如果在磁流体中存在着磁扩散率的随机分布不均匀,则从磁场的扩散万程中可以看出,由这一不均匀而形成的磁扩散率梯度会使磁力线弯曲,即把平均磁场扩散成湍流磁场,从而增大了磁扩散率的数值。这种效应是在小尺度范围内对湍流磁扩散率增大起着决定性的作用。