一米新真空太阳望远镜多波段光谱仪杂散光及空间PSF的测量

杂散光由于光学表面散射和地球大气散射引起,降低了光谱图像的空间分辨率。光学系统都存在杂散光,要获得高分辨的光谱图像需要对杂散光进行抑制。多波段光谱仪的杂散光分为两类:(1)光谱桶内由于光机结构引起的杂射光;(2)混在成像光路中并参与色散的杂散光。第1种杂散光可直接测量,约占光谱能量的3%左右。第2种杂散光由于受多种因素影响,所以很难精确测量。从日食光谱测量中测得在观测目标周围对目标产生的杂散光的下限约为10%,并对空间方向的点扩散函数进行测量,为光谱的高分辨重建提供参考。     

NVST高分辨窄带成像系统视场频漂的实测与分析

1 m新真空太阳望远镜的成像系统包括Hα,Ca Ⅱ和He Ⅰ三个窄带成像通道,三者均使用里奥滤光器系统进行单色像观测。以Hα通道实测图像为例,探讨了在线心-线翼的偏带观测出现的太阳像亮度空间分布不均匀问题的原因。该不均匀性不同于杂散光,其空间分布形式与变化程度随观测波长点的不同而不同。通过对多组实测数据的分析认为,出现亮度不均现象的根本原因是滤光器的视场效应,视场边缘区域的工作波长相对中心区域发生频率漂移。频漂的程度和空间分布特征与光路装调密切相关,通过分析对比2017年3月光路调整前后频漂情况得出结论:在目前Hα成像通道2.2'的视场范围内,视场频漂量最大为0.005 nm,小于透过带带宽,且仅出现在视场左下角边缘。     

兴隆1m光学望远镜杂散光效应研究

兴隆1m光学望远镜采取了加装挡板等基于经验和定性分析的杂散光抑制措施。用Tracepro光学分析软件对圆顶内1m望远镜的杂散光传播路径做了计算和分析,提出了对1m望远镜的杂散光抑制的改进措施,通过在Tracepro中计算的系统杂散光"归一化点源辐照度透过率(PSNIT)"函数对改进措施进行了评价。计算结果表明:对于有效视场外30°范围的杂散源,改进措施可使得1m望远镜的PSNIT全部下降到10-10;模拟1m望远镜在满月条件下对偏月25°的天体观测(R波段、15等星、t=15~150s),1m望远镜观测信噪比可提高约147%。     

AR5395 1989年3月9日和14日耀斑H_α和CaⅡK线轮廓不对称性的观测

本文利用南京大学太阳塔快速多波段光谱仪观测到的1989年3月9日和14日两个耀斑核块处的光谱资料,分析了Hα和CaⅡK线不对称性随时间的演化。结果得到,3月14日耀斑的Hα和CaⅡK线都有明显的红不对称性,随时间而减弱。由轮廓中分线得到色球物质极大向下运动速度约15～20公里/秒。3月9日耀斑在脉冲相和极大时     

牧夫座44i的可见区光谱分析研究

1981年3月及1983年3月期间对44i Boo做了光谱观测。发现CaⅡ的K线和CaⅠ的4227谱线的等值宽度随位相不同而有周期性的变化,而且随之H_α谱线轮廓也有显著变化。本文根据我们的观测资料及最近的IUE的结果做了初步分析,提出了有关44i Boo(B)大气模型的简易设想及密近双星上的恒星活动规律。     

大芯径光纤出射环形斑谱线分析

光纤光谱的效率损失主要来源之一是光纤的焦比退化,并且往往还在光谱成像时因焦比退化产生环形出射斑,从而使得光纤传输效率降低,并影响色散之后的谱线轮廓。实验获取郭守敬望远镜调试阶段的大芯径光纤因焦比退化产生的出射环型斑貌,结合CCD光谱图像特点实施轮廓拟合抽谱方法,把二维CCD光谱图像转换成一维光谱,选取望远镜红端数据进行模拟,采样点在500~600 nm波段范围,在该波段中有铁的发射线。通过与获得的环形斑轮廓卷积研究焦比变化对铁发射线峰的影响。最后,正确阐明在正式巡天观测时主镜前悬挂平场漫反射屏消除环形斑引发的偏差的效果。     

LSI 65°010中的中子星周围存在HⅡ区的可能观测证据

对Be／X射线双星LSI＋65°010／2S0114＋65连续四年（1992—1995年）的光学光谱观测发现,在1992年11月它的Ha发射线等值宽度在4天内从－0．43A增至－1．48A,增加了约3．5倍．此剧烈变化支持LSI＋65°10的光学子星是一颗Be星而非超巨星的论点．我们的观测还发现,1994年9月它的Ha发射线轮廓呈明显的双峰结构,但与普通Be星中由于旋转气壳而形成的双峰不同,其红峰处于Ha理论波长附近,紫峰却紫移了7．2A．我们认为此双峰可能产生在LSI＋65°010的不同HⅡ区中,即红峰产生于Be星周围的气壳内,而紫峰很可能产生于在轨道上快速运动的中子星周围的HⅡ区中,此观测可能提供了中子星周围存在HⅡ区的证据．同样,我们认为1992年11月4日观测到的Ha发射线红翼几乎不变,紫翼却大幅增加的现象也是由于中子星周围的HⅡ区造成的．     

赛弗特星系恒星速度弥散度的测量

星系中心黑洞质量和核球恒星速度弥散度的紧密关系揭示出准确测量恒星速度弥散度对测定星系中心黑洞质量尤为重要.文中提供了一种利用SDSS(Sloan Digital SkySurvey)光谱测定速度弥散度及其不确定性的方法.通过对像素空间包含显著特征吸收线的4个不同谱区的拟合,得到准确测量恒星速度弥散度σ的光谱区域.文中4个拟合波段主要包含的吸收线为CaⅡK,MgⅠb三重线(波长5167.5,5172.7,5183.6(?))和CaT(CaⅡ三重线,波长8498.0,8542.1,8662.1(?)).不同区域结果表明,MgⅠb区由于受到铁族发射线影响,拟合的σ值偏低;CaⅡK线区谱线强度很弱,易受限于最小二乘法搜索算法;CaT+CaⅡK联合区得出的速度弥散度和只计算CaT区域的结果相当.利用该方法,测试了一个红移小于0.05的赛弗特星系样本,发现CaT区是测速度弥散度的最佳谱区.     

基于K近邻方法的窄线与宽线活动星系核的自动光谱分类

对于美国芝加哥大学等6个组织的斯隆数字化巡天观测(SDSS)的一批低红移活动星系核(AGN)光谱数据,针对宽线AGNs和窄线AGNs发射线的不同特征,在静止系的光谱上截取有效波段范围,采用自动分类的K近邻方法,对其进行分类．宽线和窄线AGNs光谱的主要区别在于Hβ、[OⅢ]、Ha和[NⅡ]等发射线的幅度和半高全宽(FWHM)的大小,所以截取这些发射线所在的波段进行单独或组合的分类实验,实验证明,单独采用以Hα和[NⅡ]发射线为主的波段,分类效果最好,且对于训练样本数和测试样本数分别为1000和3313条的AGNs光谱的单次分类速度可达32．89秒．在充分利用光谱的典型特征的情况下,自动分类方法也可有效地应用于活动星系核的分类,为传统的通过计算发射线的FWHM值或发射线强比对大型光谱巡天所产生的庞大数据库进行分类提供了一种快速直接的分类方法．     

南京大学光谱观测概要(英文)

南京大学太阳塔于1979年在南京郊区建成,1988年参加了全国联测,它的主要性能如下: 定天镜口径:46cm 成象镜口径:33cm 太阳象直径:20cm 多波段光谱仪可观测谱线:H_α,H_β,H_γ,H_(9-12),CaⅡ H, K 光谱观测时间分辨率:～10~s 光谱仪色散度:1.2-1.5mm/A 表1列出了1988年联测期间成功观测到的耀斑光谱(表1见下页)。     

读诗谈天象之五 大气造成的天文现象(下)

大气折射对天文观测的影响大气折射还造成另一个影响天文观测的效应,称为大气色散。原来,空气的折射率还与光的波长(即颜色)有关,不同颜色的光在相同的介质中传播,因折射率不同而分散,雨后彩虹展现由红到紫的七色景象,正是由于同样原因(光被悬浮在空气中的小水滴折射并产生色散)。由于大气色散,使得我们观测到的天体像,无论是目视的眼睛所见还是照相的底片留影,星像都呈现为一条垂直的细小光谱,紫端靠近天顶。天顶距越大,色散也越大。     

类星体SDSS J2220+0109中特殊吸收线系统的发现与研究

斯隆数字巡天光谱数据中发现,类星体SDSS J2220+0109光谱中同时出现如下极为罕见的吸收线:氢巴尔末线Hα和Hβ,亚稳态He I* λλ3889、3189tt,CaⅡH、K,以及来自FeⅡ*能级的波数分别为7 955 cm~(-1)、13 474 cm~(-1)和13 673 cm~(-1)的众多吸收线.上述吸收线具有相似的速度结构,线宽达1 500 km·s~(-1),相对于发射线表现出蓝移.研究结果表明,这些吸收线很可能来自部分电离区,密度n_E≈10~6cm~(-3),柱密度N_(H I)≈10~(21) cm~(-2),Lyα共振散射对氢原子的激发起重要作用.SDSS J2220+0109斯隆r星等为16.56 mag,是探索活动星系核中特殊吸收线起源的理想实验室.将来的紫外光谱观测可以更加准确决定吸收气体的密度、柱密度、电离参数等物理性质;光学光谱监测有助于限定吸收线的产生机制.此外还发现,SDSS J2220+0109中的FeⅡ发射线显著区别于典型的窄线赛弗特Ⅰ型星系ⅠZw 1,很可能来自低密度气体,进一步研究有助于理解类星体中FeⅡ发射线的起源.     

活动星系核FeⅡ发射线的研究进展

FeⅡ发射线是活动星系核光谱从紫外到光学波段的一个重要特征,其不仅与活动星系核的一些基本物理问题紧密相关,而且在宇宙学上有着重要的应用。虽然对FeⅡ发射线的观测和理论研究已有好几十年,但许多问题仍未有定论。主要对FeⅡ发射线近年的研究进展进行综述,包括其与本征向量Ⅰ的关系、它的起源、激发机制、发射区的运动学特征及在宇宙学中的应用等几方面,并指出了一些研究方向。     

活动星系核FeⅡ发发射线的研究进展

FeⅡ发射线是活动星系核光谱从紫外到光学波段的一个重要特征,其不仅与活动星系核的一些基本物理问题紧密相关,而且在宇宙学上有着重要的应用。虽然对FeⅡ发射线的观测和理论研究已有好几十年,但许多问题仍未有定论。主要对FeⅡ发射线近年的研究进展进行综述,包括其与本征向量Ⅰ的关系、它的起源、激发机制、发射区的运动学特征及在宇宙学中的应用等几方面,并指出了一些研究方向。     

日面中心和边缘谱线总吸收的比较

一、引言研究谱线特性从太阳圆面中心向边缘的变化,对于发展吸收线理论和太阳大气结构理论具有很大的意义.研究表明,上述谱线特性变化不大,但在没有日食时所进行的研究由于大气散射光的存在而变得困难.由于散射光的影响,从日面中心来的光就迭加在边缘的象上,因此其它性质的辐射就混杂到边缘的辐射中去.这样,边缘的真实光谱就被歪曲了,因而也就减小了中心和边缘光谱的差别.在一般条件下,消除这种混合是不可能的.在日环食时对这     

閃光星(鲸魚UV型星和金牛T型星)

我们在有些恒星上观测到它们的光亮骤然发生变化,例如和太阳隣近的红矮星(鲸鱼UV型)和属於某一星協的星(金牛T型). 本文先列出20颗确定为鲸鱼UV型的星(表1),然後讨论它们的光变情况,如躍变的幅度,光变曲线(表2),闪光的速度(在上昇到极亮时,速度可达0.25星等/秒),躍变的频率等.跟着我们更讨论这些星不在闪光的时候的变化(表3). 这些星的光谱内常有发射线(H与CaⅡ),闪光的时候,光谱上的连续背景加强,并且出现HeⅠ和HeⅡ的谱线,表示温度增加很高,但是这仅限於星的很小的表皮层(1至3％). 鲸鱼UV型星自身亮度很弱(M_(pg)13),数目很多,属星族Ⅰ. 本文内提到几颗御夫RW型星的迅速变化,并且讨论了金牛区(表5),猎户星雲区(表6)和NGC2264里(表7)的闪光星. 我们研究了光变的情况,特别说明鲸鱼UV型星和金牛T型星之间的关系:例如在光曲线、光谱型和同属星族Ⅰ几个方面.我们也讨论了这两型星在绝对星等、光谱和赫-罗图上的位置三者的差异. 最後我们断定鲸鱼UV型星和金牛T型星实在是相同的一群;我们由观测得到的它们之间的差异,其原因一则由於“观测上的选择性”,再则由於这两型星的演化阶段有所不同. 许多恒星的光亮表现突然的增加,或者说很迅速地发出“闪光”,在几分钟、有时在几秒钟内,星光有显著的增加,跟着变暗,初迅速而渐缓慢. 这种星光的躍变在许多型星都观测到,特别是在绝对亮度微弱的星上面.我们现在只讨论下列的主要两类恒星:     

木星卫星掩食观测与初步分析

2009年7月在上海天文台江南天池观测站对木星伽利略卫星的相互掩食现象进行了观测。通过对此次观测获得的CCD图像进行测光处理和数据分析,确定了7月25日观测到的木卫一食木卫三的开始与结束时刻,以及被食星（木卫三）的光流量处于最小值的时刻。     

利用差分光吸收法进行平流层二氧化氮的地面观测(英文)

太阳活动对中层大气物理、化学过程影响的研究是日地物理的重要部分。在平流层中,大气二氧化氮直接控制着臭氧的平衡。对20—40Km高度区,导致的奇氧成分的损耗占总损耗的60—70％。在可见光波段,二氧化氮有明显的吸收带结构,可用于大气光谱学方法测量其含量。 本文给出测量仪器的基本特性。该仪器是一个微机自动控制和数据采集的分光计系统,16秒内扫描436.5—451.5nm波段。信噪比大于3000。该仪器也可同时测量大气臭氧,适当改进还可作大气氯化物以及三氧化氮的观测。 影响二氧化氮资料观测分析的主要是太阳的方和斐线。它使观测曲线上无法直接辨认出二氧化氮吸收的带状结构。这里利用60°太阳天顶角的观测光谱作为基准值,其他太阳天顶角的观测资料与其比较给出比值光谱。此光谱除二氧化氮吸收的带结构外,还包含分子和气溶散射的影响。由于所测波长范围狭窄,假定其随波长线性变化不会引起明显误差,这样可由差分吸收给出倾斜路径中二氧化氮的含量。 分析测量误差指出,主要来源是相对波长位移,包括计算比值光谱时两观测曲线间的系统波长偏差和随机波长位移。利用使比值光谱波动最小的方法可把前者减小到0.02nm以下。试验指出,随机波长位移不大于0.03nm,引起的测量误差约为0.3％,相应于二氧化氮含量的反演误     

耀斑谱线轮廓不对称性研究

耀斑谱线轮廓的不对称性是耀斑动力学过程的一个重要观测事实。本文在一定的耀斑半经验大气模型基础上,计算了不同速度模式和色球凝聚下的Ha和CaⅡK谱线轮廓,从半经验角度探讨了大气各个层次的速度对Hα和CaⅡK谱线轮廓的影响。结果表明:耀斑早期短时间的Hα蓝不对称性可由位于过渡区的色球凝聚引起;随后的红不对称性是上部色球物质向下运动的结果;而后来出现的CaⅡK不对称性特征则可由色球中、下部具有10—20km/s的向下速度来解释。     

阻尼莱曼α吸收线系统研究进展(Ⅱ)——金属元素柱密度的测量方法

利用天体光谱上DLAs系统吸收线测定星际或星系际介质的金属元素丰度,是研究星系际介质和星系化学演化的基础。目前主要有三种测定元素柱密度的方法:生长曲线法、谱线轮廓拟合法和视光深法。古老的生长曲线法目前主要应用于光谱分辨率不高的观测,而且常常只用于气体云光学薄的情形,但是这种方法不受仪器轮廓的影响。在当今光谱分辨率观测普遍较高以及计算机技术相当发达的情况下,谱线轮廓拟合法和视光深法获得了更多的应用,尤其是谱线轮廓拟合法。只是它有较多的自由参数需要确定,从而需要大量的计算时间,有时会出现几个不同收敛解的情况;另外,在谱线混合严重的情况下这种方法也会引入较多的偏差。至于介于这两种方法之间的视光深法,由于简单而可靠,当今也受到部分研究者的偏爱;只是由于谱线隐性饱和的存在,使这种方法的应用受到限制。