天文文摘 五.利用河外星雲以测定恒星绝对自行的精確度

7谈,公。‘IO-a Bceco刃,Ho左Acmp眯em刀u,ec脚左KO,功e刃,“uu,195斗,70ee79直 比较拍照峙期相差烧十年的雨强底片,来求恒星自行:其简坐漂差△二及△夕可用下列著名的公式表示之:△二=A二 B夕 C △M二;△夕=B,二 A,夕 C, △M,.(1) 上式中,△Mx及△崎焉在此拍照期简,恒星的自行.如藉以决定照片常数A,B,c,B’,汉‘,c’的定漂星,不是恒星,而是河外星雪;RlJ(1)式中,最徒一琪△Mt,及△My将超粉零.因此,测羞典舒算值之简的差界(△二洲一△御及△阴一△,葬),可韶篇是测量的偶然改差. 现在取普雨科沃天文台漂举望逮镜所拍照的,天空中雨4…     

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。     

天文文摘 一、O-型星对于星际云的加速

Ⅰ.引言从星际H,K谱线及21厘米氢線的观测中,星际雲的均方无规速度可以定为8至9公里/秒。关于这种运动的起源至今还没有作过很多的探讨。Von Weizs(?)cker曾经建议用银河自转所生的湍流作为这种运动的解释。但是他的理论遭到了一些学理上的困难和观测上的矛盾。Spitzer与Savedoff(1950)提出了星际雲的运动可能     

天文文摘 六.关於天文测定大地方位角採用直接方法的问题

大家知道,在三角锁和大地網平差时必须知道拉伯拉斯的大地方位角 A=α-(λ-L)sinφ ((λ-L)cosφcosα-(φ-B)sinα)/tgz_p。 (1) 式中α,λ,φ——天文方位角、經度、緯度;L,B——根據大地测量按照士賴伯公式所求得的大地經度、緯度;z——方位點的天頂距。     

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。     

天文文摘 三.论宇宙电波的银河系组成部分和总星系组成部分

直到最近以前,幾乎都認为觀测到的宇宙電波是來自銀河系的。1950年Brown和Hazard用60米的拋物面無線電望遠鏡發現了M31的λ=1.89米的宇宙電波。以后,天鹅座和室女座的兩個強力的射電源也被證實是河外星雲。1952年Brown和Hazard系統地测量了幾十個分立的射電源的輻射強度,證實了它們都是可以观     

混杂星的r-模不稳定性窗口

考虑到混杂星既具有奇异夸克物质核,又具有中子星固体壳层的特殊结构,运用完全自洽的二级修正方法,研究了在低温极限下(T<109K)混杂星的体粘滞耗散时标,并利用该时标计算了混杂星的临界旋转频率,发现其最小值为704.42 Hz(对应1.42 ms脉冲周期).与中子星和奇异星比较,更好地解释了观测数据.     

天文文摘 一.与天體物理学和统计学有关的積分方程之解

本文叙述了一个简便的、累積誤差很小的、由观测得到的谱线轮廓以及已知的仪器轮廓推求谱线真实轮廓的方法,可以簡化分析天體光谱的步骤,對於開展精密的谱线轮廓的研究有很大的帮助。黄授书先生將此文介绍给天文學報,天文学报编委会嘱將要点摘下,以供有关方面参考。原文甚长,只能將其主要结果摘出。     

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。     

B型发射星的K项

五十年来有关 O 型和 B 型星的 K 项的研究工作有几十件之多.在文献中列出了到1953年为止的研究结果.各研究者所用的星数、光谱型范围、视星等范围以及分析方法都不一样,因此结果相差相当多.绝大多数得到了正的 K 项,少数得到负的 K 项.其它光谱型的主序星的 K 项则接近零.较细致的分析表明,B 型星 K 项数值的大小同光谱型和视星等有密切关系.早在1930年,普拉斯凯(Plaskett J.S.)就指出:平均视星等为+4.5     

方寸蕴星缘——天文邮票的初步收藏与鉴赏

每当闲暇之时,我从邮册与专题天文网页中,见到自己收集的一枚枚天文邮票时,心情总是好极了！自2000年至今,由于琐事缠身,我和友人出去观星的机会已不太多,但心中对于星空的那份眷恋却依然很深。 一次寄信时,我从邮局门口的邮贩集册中,看到了一枚天文邮票,为1985.11.20.前苏联发行的“6米反射天文镜10周年纪念”(图1),其票面的星空、天文台、彗     

各类发射星的平均视线速度

在前一个工作里,我们把“恒星视线速度总表”里一万多个恒星的视线速度 V_r 加以分析,得出了各光谱型恒星的视线速度绝对值的平均值,并设计了一个统计方法来作太阳运动和银河系自转的改正.在那个工作中,我们注意到光谱内有发射线的恒星的视线速度,一般说来比同光谱型的普通恒星大.在表1内列出了9种光谱型的恒星的数目和视线速度绝对值的平均     

B型发射星的空间运动

这个研究的目的是要算出B型发射星(Be星)的运动特性,来和普通的只有吸收線的B型星比较。一组星的运动特性常用下列的量表示出来:太阳对于这一组星的重心的运动速度V_(?);太阳运动的向点的银道坐标L,B或赤道坐标A,D;这一组星的本动速度瀰散度,也就是速度椭球体的三条轴線长度的一半σ_1,σ_2,σ_3;这三条轴線的方向L_1,B_1;L_2,B_2;L_3,B_3。要算出这些量需要知道星的自行μ_α,μ_δ,视線速度V_γ和视差     

我的天文人生（二）

三 天文普及 入学不久,在理学院门口看见“北大天文普及组”进行学术活动的布告,我就毫不犹豫地参加了。到场的有20多人,大部分是物理系学生,负责人是物理系四年级的罗伯鹏。     

小质量裸奇异星的r模不稳定性研究

在修正袋模型参数所允许的范围内构建奇异星模型,研究了小质量裸奇异星的r模不稳定窗口.结果表明随着星体质量的减小,r模不稳定性所约束的奇异星极限旋转频率增大;根据参数选取的不同,质量在约0.1～0.2 M⊙以下的裸奇异星都可以解释观测到的转速最快的716 Hz脉冲星数据.     

天文年历的使用方法(二)

天文年历的使用方法（二）张元东３．日月出没与晨昏蒙影太阳、月亮的出没时刻,对于人们的生产与生活具有重大的意义。有些夜间的军事活动必需考虑到月亮的出没。天安门国旗的升、降仪式是和太阳的升图１起与下落同步的。太阳的出没时刻,各地是不一样的。在天文学上将太...     

英仙座OB2暗星云区的发射线星

对恒星形成活跃区NGC1333周围5°×5°区域进行了物端稜镜发射线星巡天观测,此次观测到的H_a发射线星的极限星等约为16.7星等。在此范围內观测到了25颗H_a发射线星(包括11颗已被发现过的L_kH_a星)。这些星在[(G-U),(R-G)]图上的分布与主星序星完全不同。从两色图和暗星云中的空间分布推测,这些发射线星可能大部是金牛座T Tau型星。最后简单讨论了恒星形成区的环境条件。     

天文爱好者望远镜的磨制、安装与调整（二）

3曲率半径的测量：视个人条件,可选以下方法之一进行。1）如果有条件可以用百分表作一具球径仪,用起来很方便。见示意图13。测量前先用一块较平的平面（如浮法玻璃）校正零点,然后再把它放在镜面上,看读数与零点之差即矢高深度与公式（3）的理论值相差多少,来决定镜面深度及下一步应如何磨制。     

金牛座η星的H_α发射短时标变化

在1990年12月—1991年1月期间,我们用2.16米望远镜卡焦摄谱仪的单光纤系统、红敏CCD探测器,对金牛座η星进行了三个夜晚观测,取得18条H_α波段的光谱.发现其H_α发射成分存在短时标变化.