再发新星天箭WZ(WZSge)1978年的爆发

本文给出了再发新星天箭WZ1978年爆发期间,应用北京天文台兴隆站的40/200厘米双筒天体照相仪于1978年12月6日到25日对其所做的照相观测结果。同时对再发新星WZ Sge爆发期间的光度变化情况进行了讨论。并计算了其在1978年爆发时所释放出的总辐射能量约为1.07×10~(40)尔格。估计了WZ Sge下次可能爆发的时间以及它在爆发时的极大光度情况。     

对英仙座变光变色天体——“bN?”的观测

我们重订了“bN?”天体绕星星云的亮度和颜色,表明它大概为反射星云;估计了光电测光时,云对中心星测量值的影响,结果表明影响很小,平均小于0~m.01。在用施密特镜观测时,我们同时用双筒镜拍摄了天体的底片(拍摄时左右镜筒露光中间时刻基本相同,但长短不同),并比较了它们的星像和复制放大像,考察了在我们使用的望远镜上有关的照相效应;最后补充列出了此天体在1978年10月的紫外照相星等。     

Be／X射线双星UBV光电测光的预备性观测

为研究Be/X射线双星的光度变化,正利用北京天文台60cm望远镜进行UBV光电测光。本文叙述一年来的观测。并结合观测结果对观测和归算方法作了若干讨论,我们主要采用较差测光附加标准星观测以便转换到标准系统。消光计算时考虑零点漂移和可能与大气质量平方的线性关系:m-m_0=k′X k″c k_2X~2 k_tt q。标准系统与观测系统的星等和色指数采用线性关系转换。     

蛇夫-天蝎暗云区的变星观测——新快变星及星云变星

1975年春夏用紫金山天文台40公分双筒望远镜和北京天文台40公分双筒望远镜对蛇夫一天蝎暗云区进行了照相观测.在测量的26片(对)单点及多点露光底片上发现了11颗新的快变星及星云变星。其中一颗是耀星,一颗是金牛座T型变星,其余可能是星云变星.介绍了资料处理方法并给出了新变星的光变曲线和证认图.     

1977年天蝎-蛇夫区发现的新耀星和新变星

1977年我们继续对Sco-Oph区进行联合照相观测.使用北京天文台施密特镜和紫金山天文台及北京天文台的双筒拆光镜。经过闪视和测量,共发现两颗新耀星和15颗新变星。结果见表1.给出每颗星的辨认图和大部份星的光变曲线,周期和类型。     

狐狸座PU(PU Vul)的光谱观测及其双星性质的初步讨论

我们从1981年9月至1983年12月对PU Vul进行了光谱观测,本文描述了其主要光谱特征及其变化。1981年9月PU Vul的光谱上只有吸收线,1982年10月出现很强的H_α发射线,1983年9月1日又出现H_β发射线,1983年10月H_α和H_β变得更强,11月发射线开始变弱,12月H_β发射线似已消失,但H-α发射线还是很强。整个观测期间该星光谱型基本与F型巨星相近。 这颗星很可能是一颗变化特别慢的慢新星,而且可能是由一颗M型巨星和一颗低光度的热子星组成的双星。     

γCas的Hα发射轮廓的短时标突变

γCas是一颗已经研究了100多年的B型发射线星(B0.5V).迄今为止它仍然是人们最感兴趣的天体.因为它的光度和光谱都有较明显的变化,又是X射线源MX0053+60的光学对应体,而且它的X射线流量也是随时间变化的. 1984年9月29日和30日,我们在云南天文台用加在一米望远镜上的卡焦光谱仪,     

蝎虎BL型天体

三十年前,天文学家在蝎虎座发现了一颗光度变化极大的天体,当时误认为它是一颗变星,并给予了变星的符号——蝎虎座BL。1968年,射电天文学家证认出它不是一颗星,而是一个河外射电源(VRO42,22,01)。尔后,又从射电、光度、光谱以及红外光度等方面的研究陆续发现了其它一些性质和它很相近的天体。到1972年,这样的天体     

NGC 4321中超新星1979_c的照相研究

1979年4月23日—12月27日,我们用北京天文台40/200cm双筒天体照相仪对旋涡星系M100(NGC 4321)中的亮超新星SN1979c进行了照相观测.本文简述了观测情况,并结合前人的观测,分析讨论了我们的结果. 它的光变曲线可以`划分为四个阶段.5月8日—6月5日间光变曲线有驼峰状突起.其光度变化既不同于Ⅰ型超新星,也与典型的Ⅱ型超新星不完全吻合. 计算得到超新星亮度极大时的绝对照相星等为M_(pg)(max)=-19~(m)78;极大光度L_SN(max)=1.076×10~(10)L⊙. 我们利用Balinskaya和Carney等人1980年发表的三色测光资料计算了这颗超新星在不同时刻的色温度变化,推算出它极大时刻的色温度约为T_c(max)≈9.0×10~3K. 爆发期间超新星辐射的总能量E_t=4.2×10~(16)L⊙. 根据这颗超新星的光变曲线、在星系中的位置及爆发期间辐射的总能量等主要特征,我们认为SN1979c是某些性质比较特殊的II型超新星.     

激变变星及相关天体的与近红外电离钙三重线的光谱分析

给出了1997年4月15日至17日在北京天文台用2.16 m望远镜卡焦光谱仪观测获得的6颗激变变星 (AB Boo, UX UMa, T CrB, AH Her, Z Cam 和 V426 Oph) 及3颗相关天体(UMa3, EG UMa 和 Leo3)的CCD光谱, 并同时拍摄了5颗晚型星(3 Dra, Vir, Leo, 34 Boo 和36Com) 的CCD 光谱, 作为晚型星参考谱. 测量了观测样本星的和近红外Ca II的三重线(8498, 8542和 8662)的等值宽度(EW),谱线半极大全宽(FWHM)和视向速度(Vr), 并分析了这些星的活动性.     

变星及发射线星系的计算机自动搜索

本文发展了一套计算机自动证认、交叉比对的技术,应用于1989年9月至12月间北京天文台60/90cm施密特望远镜的CCD测光资料及GSC星表,由二个系统的V星等资料,在6个平方度内找到5颗变星;利用二个系统B颜色带宽的不同,进行发射线星系巡天,在3个平方度内找到15个致密核发射线星系.并讨论了本方法用于光变天体、包指数反常天体、位置移动天体、发射线天体巡天的可能性.     

北京天文台的锑化铟近红外光度计

北京天文台的锑化铟光度计,于1982年秋在兴隆观测站的60公分反射望远镜上投入了观测。这种光度计可以用来观测天体的宽带JHKLM光度,本文将介绍它的设计原理、构造、以及性能和特点。文末还将介绍兴隆站的近红外大气消光情况以及YYGem。的部分观测结果。     

中等贫金属星高分辨率光谱分析 I.光谱数据与等值宽度

利用北京天文台兴隆观测基地2.16米望远镜的折轴阶梯光栅摄谱仪，获得了一批中等贫金属星的高分辨率，高信噪比光谱，通过MIDAS软件包对其中7颗中等贫金属星进行了光谱处理，得到了它们的等值宽度，最后给出院 样本恒星的等值宽度及误差分析。     

变星及发射线星系的计算机自动搜索

本文发展了一套计算机自动证认，交叉比对的技术，应用于１９８年９月至１２月间北京天文台６０／９０ｃｍ施密特望远镜的ＣＣＤ测光资料及ＧＳＣ星表，由二个系统的Ｖ星等资料，在６个平方度内找到５颗变星；利用二个系统Ｂ颜色带宽的不同，进行发射线星系统巡天，在３个平方度内找到１５个致密核发射线星秒并讨论了本方法用光变天体，色指数反常天体，位置移动天体，发射线天体巡天的可能性。     

光电测光系统的转换方程和精度比较

根据对鬼星团中Ｊｏｈｎｓｏｎ测光标准星的观测，我们研究了北京天文台６０ｃｍ望远镜直流光电光度法ＵＢＶ测光系统的转换方程，应用该方程推算了对三颗变星观测得到的ＵＢＶ星等，讨论了所得光变曲线的精度，并与较差方法所得结果进行了比较。     

UBV光电测光系统的转换方程和精度比较

根据对鬼星团中Ｊｏｈｎｓｏｎ测光标准星的观测，我们研究了北京天文台６０ｃｍ望远镜直流光电光度计ＵＢＶ测光系统的转换方程．应用该方程推算了对三颗变星观测得到的ＵＢＶ星等，讨论了所得光变曲线的精度，并与较差方法所得结果进行了比较     

现代望远镜制造中的一些问题

天文学和其他科学技术的发展,不断地要求天文望远镜的改进.最初主要依靠肉眼来进行天文观测,所以当时望远镜的光学性能要求是根据眼睛来提出的.当照相方法在天文上得到应用以后,望远镜的设计制造就从照相的要求上去考虑了.现在光电技术已开始愈来愈多地在天文上应用了,这又对望远镜提出了一些新的要求.目前,大型的天文望远镜主要是用来作照相观测(包括直接照相和光谱照相);光电观     

STEP天体测量误差源分析

系外类地行星空间探测计划(Search for Terrestrial Exo-Planets,以下简称"STEP")采用天体测量法和微像素级焦平面定标测量技术,设计望远镜焦平面检测精度达到1μas.在假定焦平面设计能达到检测精度的前提条件下,系统分析了恒星自行、视差、卫星速度和位置、光学系统的光心等关键因素对检测系外行星的影响.有别于传统的窄视场照相底片常数法,提出了一种恒星相对角距测量方法,以检测由于可能存在的系外行星而引起星对角距变化的非线性项,消除了传统窄视场天体测量中参考星位置和自行精度对检测系外行星的直接影响.针对同一天区内的8颗参考星和1颗具有行星系统的待测星,分别模拟出5 yr内的观测数据,利用最小二乘法进行处理,发现基于STEP自身1μas的观测精度,在这种情况下是可以观测到类地行星的.     

仙王座DQ星光电光变曲线的探讨

仙王座 DQ 星,即 BD54°2452,亦即 HD 199908,是一颗盾牌座δ型变星,为沃尔克(M.F.Walker)于1951年9月底在立克(Lick)天文台所发现.该星光变周期不到两小时,变幅在0.1星等以下.发现后不久,斯特鲁维(O.Struve)用威尔逊山天文台1.5米反光望远镜作光谱观测,看出其视线速度约在每秒20公里范围内变化.发现者又于次年8月间在立克台作了9晚的光电观测,发现它的变幅在0.078至0.041星等间变化.沃尔克在上述两年间一共测得该星17次极大亮度时刻,求得其变光周期为0.0788650     

PG激变星候选天体的光变曲线

我们于1989年用北京天文台兴隆观测站的60/90/180厘米施密特望远镜及Thomson红敏CCD对14个PG候选激变变星进行光度观测.其光变曲线特性表明:PG0027+260,PG0818+513,和PC1030+590为激变食变星,PG1341—079 是一个可能的激变食变星,PG1551+719为SU UM_a型矮新星,此外还有6个天体的光变曲线有激变星特有的闪变特征.因此PG样本中,激变变星的成功率为79％.PG1030+590的轨道周期为3~h279,PG1717+413的闪变变幅在二个月内有明显变化,它与本身的亮度无明显相关,说明闪变变幅的变化可能是亮斑的局部效应.