蘇聯卅年來的理論天文学

Ⅰ理論天文學,或常稱為天體力學,是很老而研究得很好的科学,只能較慢地發展.因此,從普通科学史的觀點來看,蘇聯卅年來對理論天文学發展的工作,是對於那些系統的結論提供了最大的意義,這些結論能由此工作得出,並且能促使理論天文学及其實際應用進一步有計劃地發展.     

三、任何厚度的同心球層所成的大气辐射在太阳大气的情况下的应用

在這個工作的第一段里,我求得對於任何厚度的球層大氣在表面上昏暗的定律,表为吸收與發射兩種係數的函數。這個公式比通常所用的多項式更要普遍一些,應用到太陽的情形,改進了日輪中心附近昏暗的計算法。第二段因討論到球面的曲率和輻射在這球層內的折射,對於星輪邊綠的影響,听引出的修改,我們討論了一般的情形和對於太陽辐射的特殊情形。這個修改數,即使在太陽的情形,也是不可忽略的,雖然折射的効應,因缺乏實驗的數據,尚难算出,可是球層的曲率的効應(純粹是一個幾何學上的问题),是可以算出的,縱然有時须得使用一些外插。我研究了這個効應對於表面層的溫度和在這些層裹的“能源函數”(fonction-source)的变化所生的影響。最後在第三段里,我舉出在里昂天文台使用的色度學的方法,對於太陽求出的色温度的結果,更用一種光譜法,證明赤道帶和極區有一種色温度的差異的存在,這差異是在第一方法里已經表示明白了的。     

佘山觀象台的太陽分光仪

前言佘山天文台的太陽分光儀,成立於1949年,儀器的構造巳於前說明了.由於光柵發霉及儀器設計上的缺點,1951年起就沒有觀測到太陽表面的活動.儀器主要的缺點在於焦距過短,因而光譜色散度不大,欲抽取單色光觀测太陽很是困難.昔年海爾(Hale)創立目视太陽分光儀時,曾先後作過焦距長短的試驗,從焦距     

B型發射星的空間分佈

研究各種類型的恆星的空間分佈對於星系結構和天體演化過程的瞭解是很必要的.光譜中有發射線的B型星已經發現了一千個以上.其中只有小部分的光譜曾經被詳細研究過.一般說來,Be星光譜裏的吸收線很寬很淺,發射線也很寬.這表示,Be星自轉得很快,赤道上的自轉線速度大多數超過每秒100公里,甚至有超過每秒500公里的.有一些Be星的譜線不寬,那是因為它們的自轉軸和視線成很小     

實驗室裏氨的光譜和它的變化用輕微激發得出的光譜至8900埃的描述

研究在各種情况下所觀测得的氨的光譜的變化,表明這光譜的譜線組成幾羣,其出現依靠激發的强度。在低壓下由輕微激發所得的光譜,對於天體物理學有很大的興趣,我們在本文里將要加以敘述。這光譜里波長的测定一直達到8900埃。     

恒星大氣中多普勒運動的研究

一、引言我們在以前的兩篇文章中,已經討論了恆星大氣中譜綫形成的基本概念,以及研究恆星大氣物理性質和化學組成的恆星光譜學的基本推導方法(即生長曲线法)。我們將在本文中討論前兩篇文章中所未論到的恆星大氣物理性質的一個特殊形式(即恆星大氣中的氣體運動)。在從前,恆星光譜學的發展是從研究恆星的视綫速度開始的。可是,到了恆星的高色散光譜的大型望遠鏡建成之後,才有可能探討個别恆星的相對運動,例如恆星自轉、热運     

赫-羅圖的解釋和各主星序的氫氦成分

一.引言四十多年前漢次勃隆和羅素分別獨立發現了恆星的絕對星等和它們光譜型間的關係。這項統計關係的重要性,愈來愈顯著,它關係到恆星的結構,年齡,化学成分和恆星總體的演化。把恆星的絕對亮度當做縱坐標,它們的光譜型,或相當的有效溫度,作横坐標,幾千顆恆星在這圖上的分佈並不是散漫不規則,絕大部分,六分之五以上的星,都密集在沿左上到右下的狹條,所謂主星序的範圍内。當初的發現只是一個經驗關係。之後,伏脫-羅素定理在理論上給以解釋。這定理說,若是星内的壓力,不透明度和產能的速率是溫度,密度和化學成分的函數,那末星的     

盾牌座FR星的光譜觀測

我們在1956年6月和8月所拍的盾牌座FR星的光譜證實了比德曼(W.P.Bidelman)和斯蒂芬孫(Ch.B.Stephenson)的觀測,並且表明這光譜有Fe Ⅱ,[Fe Ⅱ],[O Ⅲ]和[Fe Ⅲ]的發射譜線。TiO的吸收譜線很顯著;我們還找着來源不明的星際吸收谱帶,這些譜帶是常在銀河面熱星的光譜裏所觀测得到的。     

天琴座β星的光电测光

天琴座β星是1784年英国青年人約翰古德力克(John Goodricke)所发見的食变星.它是由于两顆很接近的B型巨星互相环繞运行而构成的系統.其中两子星有貭量轉移的現象.1958年的测光和光譜观測,显示出相連續两周光曲綫极小处的寬窄,曾有显著的变化.同时星的外壳光譜线的強度,也有相应的改变. 为着进一步研究这个問題,斯德哥尔摩(Stockholm)天文台提議世界各国天文台于1959年8月8日至9月11日从事天琴座β星的测光观測和光譜观测.从此可以获得将     

60厘米反光鏡的光譜工作

60厘米返光望遠鏡的攝譜儀經蔡司公司修理,1956年6月寄到我台後,我們就開始拍攝恆星光譜。在這裹我們介紹一下儀器的大致情况和拍的一些光譜照片和它們的光度描記。 攝譜儀的光學部分分作三種裝置:一是牛頓裝置,有縫;二是牛頓裝置,無縫;三是卡塞格林裝置,有縫。前兩者準直鏡的焦比是1:5,後者準直鏡的焦比是1:16.5,都和各自的主鏡的焦比相等。準直鏡的口徑都是4厘米。稜鏡和照相部分只有一種,三種裝置都適用。它的稜鏡是由兩個60°考紐稜鏡組成,海邊長8厘米,高5.1厘米。照相物鏡是石英     

小行星的行星摄动,轨道改进和冲日星历表全部连续的自动计算

一、前言利用快速电子計算机,在初步建立了小行星特别摄动計算的工作程序以后,近两年来,经继續試算研究,現已将观測和理論位置的比較、改进軌道、寻求冲日时刻、計算冲日星历表等一系列工作,安排好計算方案、編成程序,使能在計算机上連續自动进行。据此程序,曾对十余顆小行星作了实际計算。本文将整个計算方案和一些具体結果作一簡述。     

1957年6—12月太陽耀斑觀測報告

佘山觀象台的太陽耀斑觀測是用太陽單色光觀测鏡進行的。該儀器的敍述,登在天文學報第3卷第1期。譜綫寬度的求得藉助於譜綫移位器。譜线移位器為厚約6毫米的玻璃片,平均每轉10個刻度,可使譜綫移位0.5A。移位器的轉動可由0至±140,故可使譜綫移動達20A。譜綫寬度的誤差主要並不是决定於刻度讀數的是否準確,而是决定於觀測者對日面精細物的辨認經驗。比如,當觀测者正注視日面精細物的時候,轉動移位器使此精細物在視場消失,如此來回數次所得譜綫移位的讀數,往往不一致,對我們說來,各次的讀數差不大於10個刻度,即是譜綫寬度的精確度可達0.5A。耀斑面積的求得,藉     

行星状星雲的电子温度

电子温度,和電子密度同是气体星雲的基本物理因素之一。我使用握特-蒲若方斯天文台的120厘来口徑的望远镜,对于可能觀测得到的行星状星雲,作了它们的电子温度的决定。本文第一段內,我利用席董(Seaton)由理论推出的電子温度和禁戒谱线的強度间的关系式,对[OIII]的強度作譜线光度的测量,定出電子温度。本文第二段內,我利用6个行量状星雲,对它們的連續光譜和巴尔末(Balmer)跳变加以研究,以验证第一節内所得的结果是正確的。     

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。     

草原上的探日利器 新一代厘米一分米波射电日像仪

现在,许多科学家正专注于太阳活动的研究。研究发现磁场是太阳活动的根源,上世纪80年代我国研制成了太阳磁场望远镜,这使得中国天文学家在太阳磁场研究方面做出了世界同行公认的突出贡献。太阳黑子是强磁场区域,在这里强磁场由光球延伸至色球及日冕中。一般认为太阳活动的爆发性能量释放和粒子加速等过程发生在高层大气色球和日冕中。     

星族Ⅰ和Ⅱ的主序星在赫-羅圖上的分佈

一、引言前文(此後簡稱文Ⅰ)我們假設星的重元素含量,Z=0.02,對不同合氫量的主序星在赫-羅圖上的分佈作了研究,在图上畫出了一系列不同值的等氫含量曲綫。用這些曲线和從觀测到的坎南和芼根的主星序,蓀覃箕的原始主星序,約翰遜和歇爾脫納的零年標準主星序以及庫般所引榷倫般的13個疏散星團的主星序作了比較,除了二、三個疏散星團外,一般都很滿意地說明了各個主星序的原始氫含量和它們演化的久暫。     

黑子磁流体静力学模型的研究进展

太阳黑子是太阳活动最明显的标志之一,近一个世纪来对太阳黑子的观测,积累了大量的黑子磁场和热力学量的资料,提出了许多黑子的模型。本文介绍了黑子的观测经验模型以及三种有用的磁流体静力学理论模型,即无力场模型、ST模型和RF模型,用静力学理论去解释黑子的一些现象,如黑子本影和半影界面及半景和光球分界面,而不讨论它的动力学模型,着重探讨了这些模型的定量性质,总结了它们的发展历史和研究进展。最后简要地指出了今后的一些研究设想。     

天文文摘 四.新星某些形態特徵的统计研究

作者研究新星的极大光度、极小光度及变幅的分佈情况,得出新星极大光度瀰散度很大的结果,這和過去的看法不同。得出了新星变光曲线的兩个规律,明確了新星的光度是对于新星发亮的全部演变過程有极重大影響的。作者對於新星演化方向的看法认为可能是变幅愈來愈小,正和的看法相反,并且认为羅素图上不同性質的新星可能并不组成演化序列,而是同時產生出來的。     

共动坐标系中伽玛暴νF_ν谱的峰值能量分布

伽玛暴能谱νF_ν的峰值能量Ep是伽玛暴一个很重要的观测物理量,各种仪器观测的伽玛暴νF_ν谱的峰值能量Ep分布都很宽。根据初始洛伦兹因子Γ0,把伽玛暴νF_ν谱的峰值能量Ep修正到共动坐标系,发现Ep在不同坐标系中分布的宽窄程度没有显著差别,说明观测的峰值能量Ep分布比较宽应该不是多普勒放大作用,可能是伽玛暴峰值能量Ep的真实分布。     

超新星和中子星

现在我们对超新星的认识是跳跃式地发展的,近来突破性的进展是:Ⅰ型超新星的光变曲线的观测与1M的Ni~(50)的衰变模型符合得较好:Ⅱ型超新星的观测可描述为在超巨星壳层底部有10~(50)尔格能量沉积而产性爆发,形成中子星。本文探讨了超新星和中子星的关系,以及在超新星研究中的某些观点,介绍了超新星的观测特性、前身星的特点以及超新星模型。Ⅱ型超新星释放能量很可能与内部收缩成中子星和产生脉冲星联系在一起,而Ⅰ型超新星爆发将整个恒星毁掉不留下致密天体。某些脉冲星(中子星)可能是失去外层的大质量星爆发而产生的,这些事件并不伴随着明亮的超新星出现。超新星等于中子星形成的观念似乎应当解除.