GEOSAT及其轨道特征

本文介绍了美国的海洋测高卫星GEOSAT,分析讨论了GEOSAT的理论设计轨道及实测轨道特征。     

激光测月解算UT方法的讨论

本主要讨论了利用激光测月资料解算UT的两种方法：一种方法为仅仅解算世界时TU，另一种方法是同时求解UT和纬度变化△φ。经过实际计算和分析比较，结果表明：就目前的观测资料而言，只解UT的方案对解算UT值较有利。本着重讨论了在逐步回归解算中，自变量之间的相关性问题，这种情况下采用岭回归法解算，结果会有所改善。     

极移速度的周期分析

本文对瞬时极的移动速度用自回归谱估计的Marple算法进行了周期分析，结果表明，瞬时极的移动速度可能存在着2386.天（6.5天）、1168.9天（3.2年）、321.3天、163.7天、130.1天及92.7天等6个周期，同时计算了极移的振幅和周期，发现极移的速度与极移的振幅正相关，与极移的周期负相关，并且发现厄尔尼诺现象都出现在地极移动周期较短的年份。     

Automated estimation of stellar fundamental parameters from low resolution spectra： the PLS method

PLS （Partial Least Squares regression） is introduced into an automatic estimation of fundamental stellar spectral parameters. It extracts the most correlative spectral component to the parameters （Teff, log g and [Fe/H]）, and sets up a linear regression function from spectra to the corresponding parameters. Considering the properties of stellar spectra and the PLS algorithm, we present a piecewise PLS regression method for estimation of stellar parameters, which is composed of one PLS model for Teff, and seven PLS models for log g and [Fe/H] estimation. Its performance is investigated by large experiments on flux calibrated spectra and continuum normalized spectra at different signal-to-noise ratios （SNRs） and resolutions. The results show that the piecewise PLS method is robust for spectra at the medium resolution of 0.23 nm. For low resolution 0.5 nm and 1 nm spectra, it achieves competitive results at higher SNR. Experiments using ELODIE spectra of 0.23 nm resolution illustrate that our piecewise PLS models trained with MILES spectra are efficient for O ～ G stars： for flux calibrated spectra, the systematic offsets are 3.8%, 0.14 dex, and -0.09 dex for Teff, log g and [Fe/H], with error scatters of 5.2%, 0.44 dex and 0.38 dex, respectively; for continuum normalized spectra, the systematic offsets are 3.8%, 0.12dex, and -0.13 dex for Teff, log g and [Fe/H], with error scatters of 5.2%, 0.49 dex and 0.41 dex, respectively. The PLS method is rapid, easy to use and does not rely as strongly on the tightness of a parameter grid of templates to reach high precision as Artificial Neural Networks or minimum distance methods do.     

一份珍藏了30年的自豪与幸福——纪念邓小平“八字批复”下达北京古观象台回归北京天文馆30周年

2008年,对于13．2亿中国人民来说,是具有里程碑意义的一年!因为在这一年,中国将纪念拨开迷雾,摆脱无休止“文革”恶斗,终于踏上“改革开放”大道,阔步前进的30周年。     

两种样本输入方式下基于GRNN的日长变化预报结果的比较

针对广义回归神经网络用于日长变化预报过程中,样本的输入方式对预报结果的影响进行了研究。采用2种输入方式:即样本按不同跨度输入以及按连续输入,对日长变化进行预报。最终证明不同的样本输入方式对日长变化预报精度的影响较大,样本按跨度输入在超短期预报中预报精度较高,样本采用连续输入的方式在短期和中期预报中预报精度较高。     

LSTAR模型用于太阳黑子相对数预测的初步研究

本采用了1891年至1988年期间的太阳黑子相对数的月均值资料序列，进行了用非线性时间序列分析的跳步门限自回归（LSTAR）模型作预测的研究。三年的预测结果表明，预测值与实际月均值之间的相对误差约为17％，预测值的平滑值与实际月均值的平滑值之间的相对误差接近8％左右，该方法预测的初步尝试结果表明，1992年每月的太阳黑子相对数仍将可能稳定在100以上，第22周太阳黑子相对数的谷值期将可能发生在1996年。     

关灯十分钟让繁星回归夜空

我们把由于人类活动造成的夜天光增亮叫做“光污染”。在夜晚天空不受光污染影响的情况下,肉眼可看到的最暗恒星的亮度约为6.5等,全天大约有7000颗;在有轻微光污染的地方,夜晚可看到5等星,全天大约有3000多颗;在城市近郊,光污染比较严重,可看到接近4等的星,大约2000多颗;在中小城市的市内,光污染已很严重,     

IERS新UT1序列的短周期项分析

本用自回归谱的Marplc算法，对1990年发表的IERS新UT1－UTC序列进行了分析，得到了与理论值非常接近的潮汐短周期项Mf、Mm波的谱峰及财年项、半年项的谱峰，还用最小二乘法对它们进行了振幅估计，并解算了Love数K值，结果为KMf=0.305±0.040,KMm=0.303±0.062。     

A statistical study of the interdependence of solar wind parameters

Correlation analysis of solar wind parameters, namely solar wind velocity, pro- ton density, proton temperature and mean interplanetary magnetic field (IMF) from the ACE spacecraft data near Earth, was done. To our best knowledge, this study is a novel one since we consider here only the parameters inside the solar wind, including the mean IMF and, hence, the solar wind is a self consistent system. We have proposed a Multiple Linear Regression (MLR) model for the prediction of the response variable (solar wind velocity) using the parameters proton density, proton temperature and mean IMF mea- sured as dally averages. About 60% of the observed value can be predicted using this model. It is shown that, in general, the correlation between solar wind parameters is sig- nificant. A deviation from the prediction at the solar maximum is interpreted. These results are verified by a graphical method.     

首届东亚VLBI国际研讨会(2008年3月20-22日,上海)

2008年3月20-22日,东亚VLBI研讨会(East Asia VLBI Workshop)在中国科学院上海天文台召开.共76位代表注册参加了会议,他们分别来自澳大利亚(1人)、韩国(10人)、日本(19人)和中国(46人).     

海量星表融合系统（XMaS_VO）的设计与开发

将不同波段的星表、特别是巡天项目产生的大型星表进行交叉证认,一直是进行多波段天文学研究,尤其是数据挖掘、统计分析研究的瓶颈.本文开发和实现了一个不依赖于特定数据库的海量星表融合系统(简称为XMaS_VO),用户能够方便地使用此系统的服务进行星表的上传及自动入库、交叉证认等工作.此外,XMaS_VO具备可移植性,如果用户需要进行很大数量的或者大型星表的交叉证认服务,可以自己建立数据库,方便地将此工具移植到自己的服务器上,自己使用或者开放服务给他人.随着该系统的进一步发展和应用.天文学家将可以轻松自如地获得他们需要的多波段融合数据,自由地选取参数和匹配的结果.从而可以更加有效地从事海量数据处理和分析工作.     

压强梯度与前身星模型Ws15M⊙超新星爆发

针对前身星模型Ws15M⊙,采用程序WLYW89数值模拟了超新星瞬时爆发过程;数值结果表明,在不增大压强的前提下,适当调节坍缩和反弹阶段的压强梯度,超新星瞬时爆发是可以获得成功的.在有限的引力释放能量的情况下,压强梯度的调整增加了对流传能机制,可以缩短瞬时爆发所用的时间,提高爆发能量,使得瞬时强爆炸能够成功.     

一种扩大FAST视场的方法

所有的大口径射电望远镜都存在这样一个问题：在其分辨率和灵敏度提高的同时，视场变小．而且口径越大，视场越小．这成为大口径望远镜不可回避的矛盾．要解决这个矛盾，可以在望远镜的焦平面上放置Ⅳ个分立馈源．让它们同时工作，这样可以看作把视场扩大了Ⅳ倍．望远镜的工作效率提高Ⅳ倍．但是这样做的缺点是——视场不连续．且馈源数目Ⅳ受到望远镜焦比(F／D)的限制．采用致密焦面阵(dense focal plane array)就可以很好地解决这个问题．致密焦面阵的单元不是喇叭口天线，而是无方向性的Vivaldi天线(Vivaldi antenna)．要把Vivaldi阵列应用到望远镜上，需要对单个Vivaldi天线和Vivaldi阵列的电性能有清楚的认识，并能根据需要来设计照明方向图．还要知道大望远镜的焦面上电磁场的分布情况，借此判断能否应用Vivaldi阵列，以及给出Vivaldi单元的分路赋权网络．主要给出了FAST的焦面场的分布情况．并说明应用Vivaldi阵列的可能性．     

作者须知

1摘要中文摘要每篇论文前应附有对文章内容准确概括而不加注释或评论的简要陈述,其内容应包括:研究目的、方法、结果和结论.摘要一般应写成报道性文摘,也可写成报道/指示性文摘.一般不用图、表、化学结构式和非公用的符号或述语,也不宜引用正文中的图、表、公式.摘要采用第三人称的写法,不使用"本文"、"作者"等作为主语.中文摘要的篇幅一般以200字左右为宜.     

制冷HEMT低噪声放大器偏置电源的研制

高电子迁移率晶体管(HEMT)目前被广泛应用于高灵敏度(低噪声)射电天文接收机中. 在低温制冷环境下,其低噪声性能更佳,但对偏置供电系统要求很高,只有在特定的偏置条件下才能得到最佳的低噪声、高增益、高稳定性.本文提供了一套可调试、高稳定、高可靠性、带远程监控功能的可供多级低温制冷HEMT管的偏置电源的设计思路、方法和制作,使在低温制冷状态下的HEMT管能够稳定、安全、可靠地工作在最佳状态.     

热亚矮星的研究进展

热亚矮星以其独特的性质受到人们日益关注.它们是年老椭圆星系中良好的紫外源,系统地研究热亚矮星的观测特征和形成机制可以帮助我们理解恒星演化、椭圆星系中"紫外超"现象的起源和球状星团的动力学演化.热亚矮星的形成模型主要包括单星模型和双星模型.双星模型包含三种渠道:公共包层抛射渠道、稳定的洛希瓣物质交流渠道和双氦白矮星并合渠道.该文系统地总结了热亚矮星的观测特征,并简要介绍了它们的形成机制.     

云南天文台1m红外望远镜的主镜热力学分析

云南天文台1m红外太阳望远镜是多功能、多波段的太阳望远镜,望远镜使用过程中主镜的热变形直接关系这系统的光学精度,建立光学系统的光机热结合的分析方法,可以直观的得到热辐射对光学系统的影响结果,使得望远镜的设计阶段就能评估热变形对系统的精度影响,确定光学元件是否满足要求.     

Interacting system NGC 7805/6 (Arp 112) and its tidal dwarf galaxy candidate

We present results from our Giant Metrewave Radio Telescope(GMRT)HⅠ,Himalayan Chandra Telescope(HCT)Hα,1 m Sampurnanand Telescope(ST)and 1.3 m Devasthal Fast Optical Telescope(DFOT)deep optical observations of the NGC 7805/6(Arp 112)system to test KUG 2359+311’s tidal dwarf galaxy(TDG)candidacy and explore the properties of the interacting system.Our GMRT HⅠmap shows no HⅠdetection associated with KUG 2359+311,nor any HⅠtail or bridge-like structure connecting KUG 2359+311 to the NGC 7805/6 system.Our HCT Hαimage,on the other hand,displays strong detections in KUG 2359+311,with net SFR0.035±0.009 M_⊙yr^-1.The Hαdata constrain the redshift of KUG 2359+311 to 0.00≤z≤0.043,compared to the redshift of NGC 7806 of0.015.TDGs detected to date have all been HⅠrich,and displayed HⅠ,ionised gas and stellar tidal debris trails(bridges or tails)linking them to their parent systems.However,neither our HⅠdata nor our optical imaging,while three magnitudes deeper than SDSS,reveals a tidal trail connecting KUG 2359+311 to NGC 7805/6.Lack of HⅠ,presence of an old stellar population,ongoing star formation and reasonably high SFR compared to normal dwarf galaxies suggest that KUG 2359+311 may not be an Arp 112 TDG.It is most likely a case of a regular gas-rich dwarf galaxy undergoing a morphological transformation after having lost its entire gas content to an interaction with the Arp 112 system.Redshift and metallicity from future spectroscopic observations of KUG 2359+311 would help clarify the nature of this enigmatic structure.