数字测高仪对海南地区Spread—F的观测(摘要)

用数字测高仪DGS—256在海南地区进行了夜间距离扩展Spread—F的观测。充分利用DGS—256的多参数测量能力,我们从振幅频高图和Doppler频高图中看到了Spread—F的多描迹结构,即由一条从正常电离层反射的主描迹和几条在主描迹之上的辅描迹组成的Spread—F描迹。从时间顺序上,我们又观测到:在整个Spread—F期     

1989年8月太阳事件的电离层效应

1989年8月太阳爆发了一系列的大活动,引起了多种日地空间和地球物理事件。在此期间武汉电离层观象台(30.5°N,114.4°E;磁倾纬度26.4°N)利用垂测仪观测到了明显的电离层扰乱。最低测量频率(f_(min))增高,甚至电离图上回波描迹全部消失,造成短波无线电通讯中断;突发Es增强,有时foEs超过仪器测量范围,大于     

克里米亚天文台太阳塔望远镜和双通道磁像仪

本文介绍了用光谱Doppler位移方法研究太阳全球振动的苏联克里米亚天文台太阳塔望远镜和双通道磁像仪系统。它测定的Doppler位移精度为1米/秒,统计误差为±0.2米/秒,并具有极高的稳定性。在文中给出了观测方法。     

两日对称行星波发电机效应的数值研究(摘要)

七十年代以来根据流星余迹雷达测风的结果,部分反射的观测结果,卫星辐射计的测量结果以及火箭的探测结果,发现在中层大气及低热层大气中存在着比较稳定的大气两日波,并认为这是一种周期为两天纬向波数为3并具有全球尺度的西行行星波。其垂直波长往往超过100公里,进入到电离层发电机区域。这种两日波动将会调制潮汐风,     

白天赤道电激流区梯度漂移不稳定性的非局域分析(英文)

八十年代,人们在赤道电激流区观测到数公里尺度的强非线性波动现象。对这一现象目前还没有满意的理论解释。 根据一些作者对速度剪切对不稳定性的影响的讨论,我们认为速度剪切对长波的影响不是决定性的,描述梯度漂移不稳定性的基本方程可以作相当大的简化。对一个简单的等离子体密度分布模型,该微分方程可以解析地求解。 本文结果表明,大尺度波的相速度和增长率不仅依赖于波数,也依赖于模数—非局域解在不稳定区域中的节点数。与局域理论相比,非局域效应大大地减小了增长率。结果还表明,如果考虑复合耗散,增长率的长波截断与观测结果是吻合的,另外,波的相速度与观测结果也相合。 线性分析的结果还不能完全解释大尺度波现象,但是本文的解析解对今后的非线性分析很有帮助。 类似的分析方法将应用到夜间赤道电激流区和中纬Es层。     

狮子座UZ的周期变化

从1980年1月到1981年2月,我们用光电方法测得了食双星UZ Leo的二个黄色光变主极小时刻:JD(日心)2444263.2779±0.0004 JD(日心)2444638.4321± 0.0002统计前人观测的极小时刻并绘出了UZ Leo周期变化的(O-C)图,发现其周期变化是突变类型的。在1949年前后UZ Leo的周期大约增长了0.72秒,在1966年前后其周期再次突然增长了大约0.59秒。本文还给出了适用于不同时期的历元公式。     

ESO 113-G010的一对准周期振荡信号

2005年11月XMM-Newton望远镜对窄线赛弗特星系ESO 113-G010进行了长达100 ks的观测.采用Lomb-Scargle周期图(LSP)法和加权小波Z变换(Weighted Wavelet Z-transform,WWZ)两种方法对数据进行分析,发现存在着～2.24 11和～4.09 h准周期振荡(Quasi-Periodic Oscillation,QPO),其置信度分别为7.3σ和4.8σ.这两个QPO信号的周期具有大约1:2 (1:1.83)的关系.在该源的其他的观测中并没有发现QPO信号,表明这是一种暂现现象.ESO 113-G010中心黑洞的质量MBH和其QPO频率f_(QPO)满足已知的从恒星级黑洞到超大质量黑洞的质量与QPO频率之间的对数线性关系.该源的能谱分析显示在1 keV以下有软X射线超的现象.     

δScuti型变星BDS 1269 A的多重脉动频率激发

以同一参考系归化Percy及Rucinski在1976年10月9日至11月6日获得的BDS1269A的光电测光数据后,利用多重周期分析方法进行周期分析,在周期初值的选取中尽可能穷尽所有可能的组合,最后根据最小残差获得最佳组合.我们认为BDS 1269 A的最佳频率解为:f_1=6.22999周每天,f_2=6.50840周每天,f_3=11.77324周每天,f_4=9.7136周每天,f_5=11.33694周每天.反证实验证明这组频率是充分的.基于以上频率解,一个非径向脉动目转分裂模型得以建立,其预言的自转速度。v_6=30km s~(-1)与BDS 1269A是一颗低速自转恒星的观测结果相吻合. 1987年10月16日至24日,我们取得了BDS1269 A的459个新的V波段光电观测点.上述频率解拟合此数据结果很好,拟合残差与观测误差一致.频率解得到了一次验证.     

晚型矮星的色球活动

晚型矮星色球ＣａⅡＨ和Ｋ级及Ｈα线发射的波动的时序分析，能提供我们关于恒星活动的许多信息。在晚型矮星上都观测到类似太阳色球活动行为的所有时标变化。在类太阳恒星上找到了类太阳的＂Ｍａｕｎｄｅｒ极小”长期宁静统计意义上的证据；在晚型矮星上完全肯定地观测到十年左右周期的；已用几天到几星期时标的色球活动区的自转调制来测量晚型星的自转周期；在若干晚型星上也已发现几分钟到几小时时标的类耀发现象。     

太阳宁静区磁元的空间结构

利用怀柔太阳磁场望远镜,我们对太阳宁静区光球和色球磁场进行了观测。日面中心到边缘的观测表明,太阳宁静区中的小尺度磁结构在从光球到色球的扩展过程中变化不大。日面边缘的观测表明,小尺度磁结构的水平分量在光球和色球都不大。对极区和赤道边缘纵向磁场的比较发现,极区磁场与赤道边缘磁场有着不同的磁结构特性     

边缘耀斑中HeI 10830 A的加宽计算

讨论了HeI 10830 A的Doppler和Stark加宽机制以及各种加宽参数的计算,并得到以下一些结论辐射阻尼对HeI 10830 A的加宽作用与Doppler效应相比可以忽略;在公认的耀斑电子密度(Ne=3.2×1013 cm-3)的情况下,所有阻尼项均不可能产生可以觉察的加宽;直到Ne=1015 cm-3,各种阻尼对线心半宽的增加都不起作用,其值最多在10-aA的量级,因此,线心都可以看作是Doppler加宽;当Ne＞1014 cm-3时,Stark加宽,特别是电子碰撞的Stark加宽将在HeI 10830 A的加宽中起主要作用;如要Stark加宽谱线的线翼比纯Doppler加宽大1-2倍,则阻尼加宽半宽与△λD可以相比拟;如果用Stark加宽来解释1989年边缘耀斑的观测轮廓,则电子密度将达1017cm-3;与氦原子的碰撞阻尼(γ3)造成的加宽对I12和I3两分量明显不同,它们对I12的影响比对I3的影响大近一个量级.我们的观测显示I12和I3线翼的延伸基本一样,因而我们的观测轮廓不可能是γ3造成的.     

宇宙的大尺度结构

在宇宙的已观测的范围内,从尺度10~(10)cm直到10~(26)cm可视物质的分布是不均匀的。对星系三维分布的研究结果表明,绝大多数的星系集中在由星系的带、群和团组成的超星系团中;而在超星系团之间是几乎没有可视天体的巨洞。宇宙的大尺度结构(在尺度10Mpc—10~2Mpc上星系分布不均匀性的特征)似乎是网状的。对类星体红移分布的统计分析结果表明,在大尺度结构中可能有周期性分布的成分。周期尺度是10~2Mpc的数量级。 在另一方面,关于微波背景辐射的温度起伏的观测(δT/T 10~(-5),在角尺度10′—180°的范围)表明,宇宙中的物质在更大尺度(10~3Mpc)上的分布是均匀的。 大尺度结构是怎样从早期均匀的背景宇宙中增长起来的?这是在宇宙学中最重要也是最困难的问题上一;要解决这个问题需要有关于宇宙的完善的模型。目前所流行的、关于大尺度结构的理论,基本上是以膨胀宇宙论和密度扰动的理论为基础的理论。 在绝热密度扰动(假定初始扰动是绝热的)的方案中,有两种观念特别值得注意: 1,宇宙密度波的观念。在早期宇宙中的扰动有可能在氢复合前形成有物理意义的相干波列;这种波——“宇宙密度波”在氢复合之后有可能影响物质的分布。作为宇宙密度波的可观测遗迹,可以解释已观测的星系分布不均匀性的上限尺度,以及在类星     

太阳spike辐射中的MHD振荡

我们在1981年5月16日所观测到的典型的微波大爆发的spike辐射中,发现存有～1.4—1.6秒的准周期振荡特征。本文依据MHD波理论,对观测进行了分析讨论,本文认为在日冕圈内外传播着的快磁声波(“腊肠”模)调制了源区的磁场以及电子束的投射角分布,从而影响了ECM不稳定性的增长率,因此而产生了spike辐射中的准周期振荡。另外,本文还对一些有关的物理参数作了定量的估算。     

从《大统通占》星表重新考察明初的恒星观测---兼论传统星官的变化

《大统通占》是明初钦天监编纂的占书,其中保存了一些明初恒星观测数据.试图以此重新考察明初的恒星观测情况.首先,分析了该书的成书年代,指出其应完成于永乐四年至二十三年之间.然后,以依巴谷星表(2007)为标准,对该书记载恒星数据的赤纬误差进行傅里叶分析,发现这些数据应观测于洪武年间,且其精度达到明末以前星表的最高水平.另外,梳理了明初钦天监观测恒星的条件,认为其观测水平的提高与郭守敬对仪器的改进措施密切相关.最后,对这份精密星表的研究也进一步揭示了古代星官发生的历史变化.     

M4中反常可疑变星的光电观测

ZB44=G512是位于球状星团M4的C-M图上红巨星支顶部的星。在1975年紫台拍的双筒底片上,姚保安发现它有可疑快速变光,后经多次照相观测,不能排除变光的可能性。1980年我们用北台60公分反光望远镜进行光电观测,看来变光确实是存在的。最引人注目的是在λ_e≈6250波长上,它有变幅约0~m.15,准周期约68.5分钟的快速变光。就我们所知,发现红巨星有这样的光变还第一次,如果为进一步的观测所证实,显然对变星理论和天体演化理论都有重要的意义。 另外,对已发表的反常变星ZB38=G30和ZB39=G327也进行了光电观测,看来照相发现的光变属实。 由于光电观测是在大天顶距时进行,从现有径向变星脉动理论看,C-M图上性质很不同的红蓝星却有相似的变光形式是难以理解的,而按现有的文献上的知识,又找不到哪种误差可以完全解释观测到的准周期光变。所以我们重复文献[7]说过的话,除非发现了新的误差来源,否则我们不得不得出结论:M4方向存在着一群反常变星。 迫切需要进一步的观测来证实这一结论。     

关于远东地区Es层的高出现率与形成的札记(英文)

E.K.Smith等根据统计分析早就提出远东地区的电离层Es出现甚频繁是远东电离层的地区特色之一的论断,并指出这一现象可能与地磁水平分量H有关。虽然Es寻常波的极限频率foEs与仪器的灵敏度有关,但Smith等的结论在根据电离层垂测资料的分析提出之后,又得到了VHF的斜向探测资料的验证。因此,应是无容置疑的。然而,对这一特征的形成,尽管提出者已指出了与地磁水平分量的密切相关,仍存在一些不同的论点。论点之一,是认为这一特色的形成可能是由于远东地区的地理纬度与地磁纬度偏离较大的结果;论点之二,是认为序列性Es在中国的频繁出现是导致中国大陆Es出现率更高的原因。本文从地磁纬度的计算公式出发;从解释中纬度地区Es的形成卓有成效的风剪切理论出发,并列举了一些事实,指出了这二论点的困难。 最后。本文列举了foEs突然增加之前,有地磁K指数的剧变与地磁场水平分量H的一大一小两主要异常区,正好对应于Es出现率的一大一小两主要分布区这一事实,指出Es出现率不同的实质,就是地磁场水平分量的异常。     

太阳光球磁亮点的基本特征研究及其对日冕加热的贡献

在太阳光球表面出现的磁亮点是目前观测手段能够分辨的最小磁结构,也被认为是日冕中的磁绳在光球足点运动的可靠示踪者。磁亮点的尺度约为100～300 km,寿命从几分钟到几十分钟。磁亮点被观测到不仅具有漩涡运动现象,还有很强的振荡现象。磁亮点是在磁通量管的对流坍缩过程中形成的,这已被观测和数值模拟所验证;磁亮点的运动导致其所在的磁通量管产生振荡,或者与其他磁通量管发生扭绞。理论上认为,这些振荡会以波的形式向色球和日冕传送能量,而磁通量管之间的扭绞会在色球和日冕中发生磁重联并释放能量,从而加热色球和日冕。为了解开日冕加热和色球加热等未解之谜,对磁亮点的研究显示出它特殊的重要性。对磁亮点的基本特征、形成原理、观测证据、光球磁亮点和太阳大气其他亮点之间的关系,以及磁亮点对日冕加热贡献等方面进行了介绍和讨论。     

吸积盘边缘的质量和角动量损失与激变双星的演化

本给出了计算吸积盘边缘物质和角动量损失，以及它们对激变双星演化影响的理论模型。计算结果表明，紫外天卫星（ＩＵＥ）观测到的高速物质流是来源于吸积盘边缘，吸积盘边缘的角动量损失可以成为周期大于３小时的激变双星演化的物理机制。     

日冕分米波射电甚短周期脉动的观测证据

利用国家天文台云南天文台“分米波(700—1500MHz)射电频谱仪”和“四波段太阳射电高时间分辨率同步观测系统”分别于2001年6月24日和1990年7月30日观测到了两个稀少事件，前者是一个小射电爆发，其上升相伴随有短周期(约29、40和100毫秒)的脉动，后者是一个射电大爆发，在2840MHz上产生了周期约30毫秒的射电脉动，还着重讨论其甚短周期(如29—40毫秒)的脉动现象，甚短周期脉动可能是归因于起源在日冕深处不稳定区域的哨声波束周期链对射电辐射的调制，或沉降电子束驱动的静电高混杂波，经由波-波非线性相互作用导致甚短周期的射电脉动。     

1998～2000年狮子座流星雨的预报和观测

"1998年狮子座流星雨可能是暴雨,最佳观测地在东亚"的预报,客观上加速了中国对流星雨的现代研究。几年来,对狮子座流星雨的观测和研究,是在全国狮子座流星雨联测小组的组织和领导下发展起来的。这包括使用目视方法、照相方法和无线电方法的观测,以及组织广大天文爱好者在全国范围内的观测。我们的确也观测到了很多重要的现象,如流星雨的纤维结构、尺度分布和质量密度分布的变化等等。我们发展了数据处理方法,将处理其它天文观测数据的"时间窗"方法移植到了流星雨的数据处理中。这一方法如今在流星雨研究中已经在世界上普遍使用了。我们还提出了流星雨的质量流参量ZHMR,它对于今后流星雨的观测比较和预报可能更加有用。在雷达观测方面,我们观测到了1998年所期待的流星雨强度主峰。在此主峰过了大约18h之后,又观测到了地球电离层的反常爆发。从1998年连续两天狮子座流星雨不同的表现,以及从全国不同地区的观测得到的流星质量分布系数的差异,我们提出了大、小2种不同粒子的混合流模型,很好地解释了观测到的现象。从天体力学的基本公式出发,我们发现流星群轨道升交点和其母彗星轨道升交点之差,不仅与当时的抛射速度,而且与彗星抛出这些尘埃粒子时在轨道上的位置有关。对于1998年的观测,最可能的是这些粒子是