流星的亮度与质量和速度的关系

1.問題的提出在研究太阳系空間里流星物貭的密度时,以及在研究每天落入我們地球大气里的流星物貭总数和这些物貭按其貭量大小的分布情况时,我們首先会遇到一个問題,那就是我們所看見的流星的亮度和它們原来的貭量与速度之間有什么关系.只有知道了这个关系,我們才可以从观測到的流星的亮度、速度推出它們原来的貭量大小,这样我們才有可能利用对流星的观測資料去研究以上提出的問題.要知道流星的亮度和貭量及速度間的关系,首先必須知道流星在大气中飞行时的全部物理过程,可見这个問題的解决是与流星物理     

紫金山天文台初次發現的小行星

自從1954年秋,紫金山天文台60厘米返射望遠鏡修理校準完畢後,我們就把這儀器投入於小行星方位的攝影觀测工作.在牛頓裝置的焦點上(焦距300厘米)二十分鐘的露光,北極星序中,攝影星等17~m.8的星象顯然可見。這遠鏡光力較強我們便有了發見小行星的條件.因為較亮的小行星,都已早經發見.近年發見的小行星,絕大多數的星等都在14~m及15~m左右.我們直徑15厘米焦距150厘米的     

盾牌座FR星的光譜觀測

我們在1956年6月和8月所拍的盾牌座FR星的光譜證實了比德曼(W.P.Bidelman)和斯蒂芬孫(Ch.B.Stephenson)的觀測,並且表明這光譜有Fe Ⅱ,[Fe Ⅱ],[O Ⅲ]和[Fe Ⅲ]的發射譜線。TiO的吸收譜線很顯著;我們還找着來源不明的星際吸收谱帶,這些譜帶是常在銀河面熱星的光譜裏所觀测得到的。     

国际学术研究成果介绍 最近五年来关於河外星系团研究工作的几点结果

(一) 屬於本星系羣的河外星系 屬於本星系羣的河外星系自1944年巴德(W.Baade)確定增加了NGC 185,147兩個後,總數一共有13個。這些都是最靠近我們銀河系的河外星系,早年前,這些星系之所以视为一羣,乃因其距離可由此等星系內部所含的造父變星來测定,以後則認为本星系羣包含距離我們在600,000秒差距(ps)以內的任何星系而它們的     

1956.0—1957.2年地极移动的推算——根据苏、美、意、日四站二年多的观测——

一、工作目的和方法由緯度观測以考究地球极点移动是緯度工作最終目的之一.国际緯度中央局近年研究用什么方法来导出地极移动,因缺少文件,我們不十分清楚.用其他方法是否能和中央局异途同归,結果相差多少,还是一个疑問. 我們在苏联学习时,在博士指导下,和苏联等同志一道,作了极点座标之計算.但由此所得极移曲綫与中央局所公布的比較,虽然大致符     

人造卫星的可见期预告

Ⅰ.引言人造卫星在离地面不远处繞地球运行,它不断从地球背日区域的上空穿进穿出,这就和月食的情况一样产生了“卫星食”. 我們知道,由于椭球形地球对卫星軌道的摄动,卫星軌道面繞地軸緩緩向西轉动.同时随着地球公轉,日地相对位置也在不断变化,因而卫星軌道的被食部分和日照情况也就随着变动.这就使我們在某一时期能够看到卫星,而在另一时期又不能看到它;也就是說卫星的可見期是間歇出現的。     

测定收錄时號遲滞差的一种方法

本文中讨论了收時系统遲滯差的來源及其影響。并在適应一般的設備條件下,提出一精簡單而比较精确的测定方法。對於这種方法的試驗結果,我們作了详尽的比较与讨论。     

恒星大氣中多普勒運動的研究

一、引言我們在以前的兩篇文章中,已經討論了恆星大氣中譜綫形成的基本概念,以及研究恆星大氣物理性質和化學組成的恆星光譜學的基本推導方法(即生長曲线法)。我們將在本文中討論前兩篇文章中所未論到的恆星大氣物理性質的一個特殊形式(即恆星大氣中的氣體運動)。在從前,恆星光譜學的發展是從研究恆星的视綫速度開始的。可是,到了恆星的高色散光譜的大型望遠鏡建成之後,才有可能探討個别恆星的相對運動,例如恆星自轉、热運     

佘山觀象台1957年小行星的精确定位照相觀測

這項工作是對10顆軌道確定的小行星作精確的定位照相觀測,用來决定星表上恆星的赤緯的系統差,是我們參加蘇聯微星星表編製工作中的一個項目。1955—1956年的觀测已經發表在天文學報5卷2期。至於觀測和歸算的方法在那一期的報告裹已經說明,不再重述。表1是我們觀測的結果,觀測者欄中簡號:翟表翟書文,張表張孝順,年表張難年,馬表馬宗良,童表童光褡,胡表胡坤林;表2載依據D_i的數值。     

小行星紫金一号的新轨道及1956年衝日时期的星曆表

紫金山天文台发見的小行星紫金一號的初步軌道和跟踪觀測的星曆表,已經發表於本學報的三卷一期第1-3頁。這軌道祇根據從一月廿日到二月三日十四天觀测的弧长來推算,準確性當然不會很高,我們按照這星曆表所給的方位,繼續着作攝影觀测,一直到三月廿三日为止。以後星光變得太弱,我們便再也觀测不到了,起先觀测所得的位置和星曆表很相符合。但越到后來,观测與計算之差,很快的加大,     

原子核反應和太陽內部結構

一.前言 從天文觀測,我們曉得太陽每年發出的總能量是3×10~(33)卡.太陽的質量是2×10~(33)克,所以太陽裹的物質平均每克每年發出1.5卡的能.這個數目好像很小,不過我們要曉得太陽巳存在十萬萬(10~9)年以上而它以往每年發出的能很可能沒有什麼變動,這樣就說明太陽每克的物質平均至少巳發出十萬萬卡的能.一克煤和氧在最好的燃燒狀態下祇發出2200卡的能,所以太陽能的來源仰給于物質的燃     

基于ITRF97的上海和鹿岛VLBI站地壳垂直形变的VLBI测定

利用美国宇航局(NASA)在1999年的VLBI全球解(glb1123)中关于上海VLBI站与国际上13个VLBI站的基线长变化率高精度测定结果,以及日本鹿岛Kashima和Kashima 34两VLBI站分别与国际VLBI站间的相应结果,基于最近的国际地球参考架ITRF97,估计得到了上海VLBI站和日本鹿岛两VLBI站相对于板块稳定区的地壳垂直形变率分别为-1.91±0.56 mm/yr、-3.72±0.74 mm/yr和-8.81±0.84mm/yr,表明上海VLBI站存在每年近2毫米的下降,讨论并证实日本鹿岛两VLBI站的地壳垂直形变速率是不一致的;基于不同板块运动模型的欧拉旋转矢量,估计得到了上述3站的水平形变速率;还估计给出了太平洋板块中部的形变率结果.     

上海VLBI，SLR和GPS站站坐标的精密测定和精度估计

本文对作为全球地球参考系基准站的上海VLBI，SLR和GPS站的站坐标进行了仔细的分析研究，并重新精密测定了SLR，GPS站的站坐标，给出了较可靠的精度估计，澄清了IERS的综合解所给出的上海SLR站站坐标存在的问题。     

上海天文台新SLR站精密定位和归心测量

为使上海天文台新SLR站尽早投入全球SLR网的运行,根据中国SLR网的有关要求,对该站进行了精密定位和归心测量。测量中安置了特制的对中滑块设备,在小范围内采用三角测量的高差替代大地高差的近似,取得了较好的效果。测量结果表明:上海天文台新SLR站相对于上海IGS站归心测量精度可优于5 mm,由上海IGS站引得的点位精度可优于10 mm。     

并置VLBI站相对形变率及其与VTRF2005结果的比较

对杨志根等人在2005年估计的全球6个并置VLBI站的相对形变率(特别是相对垂直形变率)结果与最近的VLBI全球解VTRF2005的相应结果作了比较。结果表明,北美Greenbank的NRAO20和NRAO85_3两个VLBI站之间每年3—4mm的相对垂直形变率和Westford的WEST- FORD和HAYSTACK两个VLBI站间每年1-2mm的相应结果可以进一步得到肯定;太平洋夏威夷岛的KOKEE和KAUAI两个VLBI站每年2～5mm的相对水平形变率和日本鹿岛的KASHIMA和KASHIM34两个VLBI站间每年1-2mm的相应结果也可以得到确认。然而,每年2—4mm的KASHIMA和KASHIM34站间的相对垂直形变率结果,在过去所有观测研究的结果中都被基本肯定,在VTRF2005中的结果中却几乎消失了,对其中可能的原因作了讨论。此外,对北美的FD-VL- BA和HRASO85两个VLBI站间的相对垂直形变率仍不能肯定,在不同的全球解中,FD-VLBA站的形变率解结果是基本稳定的,而HRASO85站在VTRF2005中的垂直形变率结果为(2．61±3．91) mm／a,与估计的结果符号相反,并且比在VTRF2003中的相应结果大了2．2mm／a,估计误差也大了近7倍。有关的结果还有待采用更新的资料进行讨论。     

利用卫星电视系统进行导航的基准站配置

在导航系统中,基准站配置的优劣直接关系到定位的精度及系统的可用性,对利用卫星电视系统进行导航可能采用的几种基准站配置进行了讨论,并对具体问题进行了分析计算,分析认为解决好基准站配置,合理地组合导航系统,可有效地提高定位的精度及系统的可用性。     

海上移动站精密测轨方法

将人造卫星精密定轨理论应用于海上移动站精密定轨，根据移动站的特点，建立了相应的定轨条件方程，并在此基础上利用海上移动站某次飞船发射任务跟踪数据进行了实算，给出了定轨结果和讨论。     

1959年7月10日太阳特大耀斑的H_α光谱分析

1959年7月10日在太阳日面經度λ=327.5°日面緯度φ=18°处爆发了一个特級大耀斑,这个耀斑从发生起到消失几乎延續了四个小时之多,我們对这个大耀斑作了光譜的观測,本文就是介紹对在耀斑极強期間获得的光譜資料所作的分析,分析的目的在于通过理論輪廓的比較确定在耀斑中可能存在的物理状态。     

實驗室裏氨的光譜和它的變化用輕微激發得出的光譜至8900埃的描述

研究在各種情况下所觀测得的氨的光譜的變化,表明這光譜的譜線組成幾羣,其出現依靠激發的强度。在低壓下由輕微激發所得的光譜,對於天體物理學有很大的興趣,我們在本文里將要加以敘述。這光譜里波長的测定一直達到8900埃。     

S/X波段致冷接收机状态控制与数据采集软件的研制

总结了S／X波段致冷接收机状态控制与数据采集软件的研制工作。介绍了安装调试情况以及按照任务书的技术指标进行检测的结果。经过在上海余山站及乌鲁木齐南山站的实地测试，结果表明该程序实现了与本地站程序stqkr的对接，主要技术指标均达到了原设计任务书的要求。