Sgr B2中处于振动激发态的CH_3CN分子

使用BIMA的C位形混合波寻联结9元天线阵,对SgrB2（N）和SgrB2（M）观测了CH3CN分子振动激发态v8＝1的6k－5k线系.仅在SgrB2（N）的10＂×14＂区域里探测到上述发射线．在8．5kpe的距离下,该区域的相应线尺寸是0．41pc×0．58pc．对于SgrB2（M）没有探测到高于均方根噪音的发射流量密度．经粗略地估计,SgrB2（N）区的振动激发温度约为300K．针对此线系的激发机制以及SgrB2（N）区和SgrB2（M）区物理条件之间的差别进行了讨论．     

费米耀变体的伽马辐射与发射线辐射的相关分析（英文）

在活动星系核的标准模型中,中心有一个超大质量黑洞,黑洞周围是一个吸积盘,喷流处在垂直于吸积盘的平面上。理论研究表明,喷流和吸积盘之间存在一定的联系,许多学者利用射电(或伽马)辐射与发射线辐射之间的相关性研究这种关系。然而,耀变体的射电或伽马辐射具有强烈的成束效应,使得在讨论喷流-吸积盘的联系时,应该考虑成束效应。收集了202个FERMI/LAT耀变体的宽发射线数据研究喷流与吸积的关系。202个源中,66个具有多普勒因子。对整个样本和平谱射电类星体与蝎虎座BL型天体2个子样本,分别研究了去除红移影响和成束放大效应时,伽马射线与宽发射线以及射电波段与宽发射线的相关关系,得到整个样本202个源的伽马射线与宽发射线以及射电波段与宽发射线之间存在强的正相关,而且这种相关性在去除红移效应之后仍然存在。对于66个有多普勒因子的源,在去除多普勒因子的影响之后,伽马射线与宽发射线以及射电波段与宽发射线之间仍然存在正相关。分析结果表明:(1)整个样本和各个子类的伽马射线与宽发射线之间都存在强相关。这些相关性在红移效应去除后仍然存在,并且证实了文献中他们所研究的结果。(2)对于66个有多普勒因子的耀变体,宽发射线与多普勒因子之间存在强的相关性,伽马射线与宽发射线在去除多普勒因子的影响之后存在相关性。在射电和宽发射线之间也得到了类似的结果。(3)吸积过程与喷流之间存在强关联性。     

类星体哈勃图和宇宙减速参数q_0

在宇宙可以用Friedmann模型描述及类星体红移主要是宇宙学的假定下,讨论了不同类型类星体的哈勃图,主要结论如下: (1)类星体视星等红移关系的曲线拟合结果表明,对4种不同分类的类星体所得的q_0值大体在～1 —～30左右,所有结果都给出q_0>1/2. (2)对有射电子源结构、射电陡谱(幂指数α≤-0.6).角径较大的类星体(样品总数n=26),得q_0=29±3;对行星际闪烁流量与源总流量比R≥0.4的强闪烁类星体(n=27),得q_0=2.6±0.2;对光变幅度不大于0m.5的类星体(n=24),得q_0=6.5±0.5;对甚长基线干涉测量已能分解的致密射电类星体(n=8),q_0=1.6±0.1.这四种对象相应的加权处理结果分别是q_0=36±5,1.6±0.1,5.2±0.4,0.74±0.1.不同类型类星体所得的不同q_0值或许是它们具有不同程度光度演化的反映.寻求宇宙真实q_0=q_t值时,应考虑到光度演化的改正. (3)本工作还表明,利用类星体来讨论q_0问题时,严格的视星等红移关系处理是必须的.     

高和低红移活动星系核C Ⅳ宽宽线区动力学

基于斯隆巡天的高红移类星体以及IUE和HST低红移活动星系核光谱样本,仔细分析C Ⅳ的等值宽度、半高全宽、蓝移不对称参数和活动星系核吸积状态之间的相关性。结果得到,当爱丁顿比L_(bol)/L_(Edd)0.1时,CIV发射线类似于低电离线,接近位力化状态;而L_(bol)/L_(Edd)0.1时,呈现出明显的外流特征。这表明L_(bol)/L_(Edd)0.1时,辐射压对宽线区云团运动状态的影响变得比较重要。     

大质量恒星形成核区的特性：^12CO、^13CO和C^18O的谱线观测及统计比较

利用青海站的13.7米射电望远镜对河内24个与水脉泽源成协并有红外Spitzer数据的巨分子云核进行12CO(J=1→0),13CO(J=1→0)和C18O(J=1→0)的同时成图观测,平均的成图范围为81×81.并全部探测到了C18O的谱线发射,其中11个源有较大范围(51-81)的C18O成图,这些分子云核均观测到C18O(J=1→0)谱线积分强度极大值的一半处,其余的13个源由于信噪比低或者成图范围较大等原因,没有进行如此大面积的成图观测.对样本中的11个已成图的稠密核进行了云核特性的分析并统计比较了CO与13CO,13CO与C18O及CO与C18O谱线积分强度之比(R12/13,R12/13,R12/18),结果是,C18O是光学薄的,可以探测到云核更加细致的结构.从核中心到边缘,3种谱线积分强度比是逐渐增加的.CO与13CO的谱线积分强度比R12/13的范围在2-6之间;13CO与C18O的比值R13/18范围在4-20之间波动,中心区域其值大部分集中在6-12之间,变化范围波动不是很大;CO与C18O之比R12/18在13-90更大的范围内,在更加致密的云核中心该比值集中在13-50之间.     

导航卫星历书参数拟合算法研究

对导航卫星历书问题进行了综合研究,并结合J2项分析解,提出了两套新的历书参数拟合方法和用户算法,与正常算法不同的是:8参数历书拟合算法以Ω=-3/2J2R2t/p2n cos I隐性直接代替历书参数Ω1 ;在用户算法中对MEO卫星以ωk=ω0-ω1·(△t/2-tk),对高轨卫星以ωk=ω0-ω1·(△t/2-tk)/2修正历书参数ωk,其中ω1=A2/p2n(2-5/2sin2 I).9参数历书拟合算法在8参数的基础上增加了一个历书参数M=(T_Errn-T_Err0)/△t/a参数,在用户算法中以ωk=ω0-ω1·(△t/2-tk),Mk=M0 n·tk-M·(△t/2-tk)修正ωk和Mk·通过多组模拟轨道和IGS精密轨道的历书拟合实验,结果表明,新8参数历书拟合方法具有参数少、迭代收敛速度快、对MEO卫星拟合精度高等优点;新9参数历书拟合算法,迭代收敛快,拟合精度优于其他算法.     

2003年全国中学生天文竞赛部分试题解答

试题请参见本刊2 Qo3年第5期“奥赛专版”高年组f、玖太阳半径和地球半径分别为R、r,则:L正比于r,Fa正比于(招一卿第-题一:双澡…二蠢巅基截-执象忿{〕囊橇舞…黔奠票膺豁书为吧第一次冲时:al=ZAU第二次冲时:一a2=SAUbl=a1一1=l划bZ二山一1=4A七月亮上中天默坠嘿盟瞿霭春沁=一么珑价之F户地平高度渭夕。度一地理纬度干天体赤纬二一2.51献〔能火姚)Z(鱿x瑞)]二一5等{熬缪拼{{扬殷咚…v二。沐z三30000Oki力Z吕义O、023二6900k犯28瀚黔卿勃根据哈勃定律,退行速度和距离有如下关系:v二HXrH即为哈勃常数。代人上面的数值可求得:H二下/d=…     

暗星云DC 337.7—4.0的CO成图观测

使用4米毫米波望远镜和中澳合作研制的高分辨率声光频谱仪完成了暗星云DC337.7—4.0的CO分子J=1-0谱线的成图观测。数据处理包含有消干扰步骤。获得云的平均辐射温度为7.3K,平均视向速度3.7km/s,平均谱线半宽1.1km/s。观测结果没显示出云中有恒星形成活动的迹象。     

第十届国际天文奥赛实测试题

低年组和高年组1.大气折射.天顶距(Z)的定义是从天体到观测者的天顶的角距离(在天顶时 Z=0°,在地平时 Z=90°)。大气折射效应会使天顶距的测量值(Zm)与实际的天顶距(Zt)相比有所减小,减小的值为 R(以角秒为单位)。下表可以用于海平面处温度为10℃时的观测。对于小于某个值 ZF 的天顶距Zm,一个近     

盘状星系结构与自转统计

通过对57个星系的光学和射电自转曲线等资料的分析,得出如下结论:(1)盘系沿哈勃序列从早型到晚型,其结构和自转等动力学量有系统的变化:星系核球与盘的质量比减小,自转速度达极大点r_m处速度V_m变慢、周期P_m增长,r_m相对于光学Holmberg半径r_H的位置外移,旋臂松卷,星系扁化。(2)星系诸动力学量在各形态型中的弥散与星系质量有关,较大质量星系的v_m和r_m较大,而k=V_m~2/r_m和β=r_H/r_m值较小。(3)潮汐作用也是影响星系动力学状态的重要因素,在同样形态型中潮汐星系有较大的k、β值和较小的r_m值。     

极亮红外星系样本中的类星体的光谱特征(英文)

我们从极亮红外星系样本中选出了由 2 5个类星体组成的红外类星体样本 ,研究其光谱特征。与光学选类星体样本相比 ,红外类星体样本有显著的不同特征。统计结果表明我们的红外类星体中绝大多数为窄线源 (其允许发射线Hβ的半高全宽小于4 0 0 0km/s)。超过 6 0 %的红外类星体可归为亮的窄线赛弗特I星系。超过 70 %的红外类星体有很强或极强的FeⅡ发射线 ,这是目前已知的强FeⅡ线源比例最高的类星体 /赛弗特Ⅰ星系子样本。Hβ宽发射线倾向于有比较明显的蓝翼不对称 ,这一特征很可能与外向流有关。FeⅡ与Hβ的发射线强度之比和Hβ宽发射线的蓝翼不对称紧密相关     

电离层变化对短波传播时延的影响及改正(摘要)

一、概述短波远距离传递时间信号主要通过天波传播,借助于电离层的反射来实现。当前,一般采用BIH所给出的经验公式计算短波传递时延值,其关系式为: τ=d/V_d 式中d为大圆距离;V_d=290-(a/(d×10~(-3)-b))(Km/ms);a=139.41;b=2.90。用此公式计算发射台和接收台之间短波传播的时延值,认为是一个固定不变的值。现代的技术工作对短波的时间同步精度要求优于0.1ms的情况下,如果忽略了电离层高度变化的     

类星体发射线和吸收线的统计分析：Ⅱ.6761颗类星体的统计分析

本文对Hewitt＆Burbidge1993年的表中列出的6761颗类星体作进一步的统计分析．全部类星体发射线范围是从0到4．9．统计分析结果表明,平均而言,吸收物质和类星体本身有联系的占46％,各间隔中差异很大,最多的在间隔zem＝0．2－0．3和3．6－3．7中占100％,最少的在0．7－0．8间隔中为零．纵看各图的分布,zem＝2．0的间隔,有明显的突出性,如类星体发射线红移值和吸收线类星体数都在zem＝2为峰值,各间隔中有吸收线≥3条和≥6条的峰值也在zem＝2等．     

类星体3C279和双类星体0957 561A、B的红移和质量

本文提供一种新方法、以求某天体的引力红移、速度红移和质量,只要事先知道它的红移观测值和偏转角观测值(指的是它的发射线掠过折射天体如太阳所弯曲的角度或者引力透镜中的有关数据)。 所要用的基本公式如下:(一)光线弯曲与光谱频移关系式式中φ为偏转角,GM/c~2R为折射天体无量纲表面引力势,z_(v1)和z_(v2)分别为射线掠过折射天体之前和之后的引力红移。(二)引力红移相加法则 z_v=z_(v1) z_(v2) z_(v1)·z_(v2)。式中Z_r为总的引力红移。(三)引力红移变换式△c/c=z_λ z_v z_λ·z_v。式中△c/c为光速变化率,只要它为已知,则引力红移的两种表示式z_λ和z_v可以相互交换得到。通过这种变换,式(二)可以变成z_λ=z_(λ1) z_(λ2) z_(λ1)·z_(λ2),而形式完全相同.我们叫它为引力红移相加法则是变换不变的。(四)光速变化率。它是根据广义相对论的公式c=c_0(1-2U)(1 2U)~(-1)推得的。式中c_0为真空中光速,c_A、c_C和U_A、U_C分别为场中A、C两点的光速和无量纲引力势。(五)引力红移和速度红移相加法则。Z_λ=z_(λ0) z_λ z_(λ0)·z_λ 式中z_(λ0)为速度红移,Z_λ为红移观测值。我认为波λ和频率v在描述自然规律方面应有同等作用,即通过类似的红移变换,此红移相加法则的形式仍然不变。     

宇宙常数Λ≠0的平面引力波

本文讨论了宇宙常数Λ≠0时的平面引力波问题。在弱场近似下,得到了平面引力波传播方程及色散方程。通过对Kretschmann曲率标量的讨论发现,不同于Λ=0时h_(μv)仅有横场这一众所周知的结果,Λ<0时不存在一个坐标系,使h_(μv)的标量场、纵场、混合场分量全为零。最后讨论引力波辐射,结论是与Λ=0时无偶极辐射这一结果不同,Λ<0时,混合场的辐射有偶极辐射。     

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.     

恒星形成区的云核和星团

利用青海站13.7 m毫米波望远镜对17个与星团成协的恒星形成区进行了~(12)CO(J=1-0)、~(13)CO(J=1-0)和C~(18)O(J=1-0)的同时成图观测.除了IRAS04547+4753,这些源均探测到较强的C~(18)O(J=1-0)的谱线发射.由于分子云的大小不同,有13个源观测到~(13)CO(J=1-0)谱线积分强度极大值的一半处,其他源因分子云延展范围较大,没有进行大面积的成图观测.基于观测数据,计算了各云核的谱线线宽、亮温度、尺度、密度和质量等,~(13)CO和C~(13)O云核的维里质量与局部热动平衡(LTE)质量之比分别为0.66和0.74,它们接近于维里平衡状态.为了从形态方面比较云核与星团,将谱线的积分强度图与2MASS的K波段图像叠加.同时,计算了与云核成协的星团的大小和质量,数据采用了2MASS的近红外点源测光结果.基于云核与星团的质量结果,计算了分子云的恒星形成效率,大致在10%～30%的范围.     

W31分子云C18O(J=1-0)的新观测

利用紫金山天文台青海站的13.7 m射电望远镜首次对W31分子云西北部区域中不同速度成份的分子云进行了C18O(J=1-0)的成图观测与研究,观测范围为16′×25′,观测波束间隔为1'.对不同视向速度的分子云分开进行处理,在成图范围内新观测到3个C18O分子云团块,发现它们均属于较年轻的稳定分子云.根据谱线辐射温度(T*R)和半宽(△V),利用LTE方法计算了每个被测团块的物理参数,讨论了该区域的团块分布、HII区、脉泽源与恒星形成的关系.     

大质量恒星形成区样本外向流的高灵敏度搜寻

对13个大质量恒星形成区样本进行了SiO(2-1)、CH_3OH(2-1)和C~(34)S(2-1)热线的观测.在9个分子云核中,3条热线同时被探测到.这9个SiO探测中,有3个是新探测到的且它们强度都相对较弱.所有探测到的谱线都有较明显的线翼,这可能是外向流出现的证据.SiO谱线的线宽最宽,这也更进一步表明SiO辐射可能是来自高速的外向流,即更靠近外向流的激发源.估算了各分子谱线的旋转温度,柱密度和相对元素丰度.结果表明SiO和CH_3OH元素丰度之间有较好的相关性,相关系数R=0.77,但是SiO和C~(34)S元素丰度之间却没有任何相关性.     

大质量年轻星体新的C18O(1-0)发射

利用紫金山天文台青海观测站13.7米的毫米波望远镜对74个大质量年轻星体或候选进行了C^18O(1-0)的谱线观测。在63个源中观测到了C^18O(1-0)发射，其中57个天体第一次探测到C^18O(1-0)谱线发射。根据谱线辐射温度（TR^*)和半宽（△V），利用LTE方法计算了每个测量源的C^18O(1-0)发射的光学厚度和C^18O(1-0)分子的柱密度。讨论了^13CO(1-0)和C^18O(1-0)的谱线强度比和积分强度比。