类星体3C273喷流中子源的γ因子和频谱

毫米波VLBI观测结果表明,类星体3C273喷流中子源的洛伦兹因子γ并不是常数,子源在向外运动过程中有相互超越的现象,根据1988年用全球毫米波阵对3C273的观测结果和多波段上总流量的观测结果,该源的频谱可以被分解为若干个子源的频谱,我们首次获得3C273的“核”和产生流量耀发的新了了源的频谱,它为我们提出新的解释模型提供了物理依据。     

类星体3C 273光学波段的周期分析

搜集了类星体3C 273在光学B波段近100 yr的数据,得出光变曲线,并在此基础上应用Period04软件对它的光变周期进行了分析.发现光变曲线中存在周期为T1=2.06 yr、T2=13.03 yr及T3=21.15 yr的3个光变周期,这与Fan等人的结论(3C 273的光学B波段存在2.0 yr、(13.65±0.20)yr及(22.5±2.0)yr的周期)基本上是一致的.然后用这3个周期再次拟合观测数据做一个周期反演,周期拟合曲线与观测数据的爆发周期规律基本一致,说明这3个周期是比较可靠的.并通过其长周期可以得出其中心黑洞质量为M=1.87×106M⊙,最后讨论了其中心黑洞质量以及3C 273产生这种周期的可能机制.     

1963年武仙座新星的光谱和光度观测

1963年紫金山天文台对1963年武仙座新星(NHer 1963)~(++)作了三色(紫外、蓝、黄)照相测光和光谱观测.照相测光从2月17日开始到11月9日为止,用照相方法独立测定了星等,列出了新星和比较星的星等.用对数曲线法讨论了新星光变曲线.光谱观测自2月21日开始至8月8日结束.文中叙述了光谱的特征和变化,列出了壳层膨胀速度的测量结果,以及照相区和目视区的新星光谱描记图各6张,4月24日到25日的“氮闪”光谱描记图一张.     

类星体3C273的近红外光变性质

收集了类星体3C273的近红外资料,许由此讨论了该天体的光变性质.我们发现3C273的最大红外光变分别为△J=1.0m,△H=0.90m,△K=0.82m,而平均色指数分别为     

恒星物理研究室

恒星物理研究室成立于1977年。它的前身是1972年成立的选址组。全室36人。其中副研1人,助研6人,工程师5人。目前有6个研究课题组(详见附录一“人员组成表”)。 1.红外光度计研制及红外天文(目前作碳星及Mira变星测光)。 2.光谱观测手段的建立及恒星光谐(目前作长周期分光双星光谱分析)。 3.照相观测手段的建立及照相测光(目前作球状星团,BL Lac天体及爆后新星照相测光)。并致力于理论与实测相结合的一些课题。     

类星体3C273的多波段光变周期分析

从文献中收集了类星体3C273射电、毫米、红外、光学、紫外和高能波段1963年至2006年的观测数据,获得各波段的长期光变曲线。用Jurkevich方法和离散相关函数(Discrete Correlation Function,DCF)方法分别研究了多波段的光变周期。研究结果表明:(1)3C273在所研究波段内的辐射流量都表现出周期性变化的特征;(2)用Jurkevich方法和离散相关函数方法分析得到的多波段变化周期的结果非常一致;(3)3C273在射电和毫米波段可能存在8.0年左右的固有周期成分,在红外、光学和紫外波段可能存在2.0年和11.0年左右的固有周期成分,在高能波段可能存在1.0年左右的固有周期成分。简要探讨了引起3C273各波段周期光变的可能原因,研究结果表明用激波加速模型(shock-in-jet)能较好地解释引起3C273多波段光变的原因。     

3C 273、3C 279与3C 345光变的比较与分析

Blazar 3C 345的红移以及从射电到X射线波段的能谱等方面与伽玛射线源3C 279很相似,但是EGRET却没有探测到来自3C 345的辐射.从光变幅度(8GHz、22GHz,37GHz和B波段),光学最小光变时标和不同波段间的时间延迟3个方面,比较3C 345与伽玛射线源3C 279和3C 273的异同,寻找3C 345没有伽玛射线的可能原因.分析结果显示:光变幅度,在射电波段,3C 345与3C 279的更相似,在光学波段,3C 279、3C 345和3C 273依次递减并观测到了天量级的光变;还发现3C 345的时延要比3C 279长很多,而与3C 273相近.基于3C 345与3C 273的其他观测特征的相似性,如都观测到了大兰包,红外光度相当,那么3C 345的伽玛辐射能谱可能与3C 273相似,伽玛光度也相当.简单计算表明,若3C 273处于3C 345的红移处时,即使处在爆发态EGRET也探测不到3C 273,这可能正是EGRET从未探测到3C 345的原因.     

喷流吸收对3C 279非热辐射谱的影响

考虑了喷流的吸收效应对类星体3C 279多波段能谱的影响.在不含时的同步自康普顿(SSC)模型的基础上,假定喷流中辐射的包受到在其前面的已冷却的包的遮挡,从而使得辐射区的发射可被吸收,这导致能谱的改变.计算表明喷流物质会对类星体辐射区发出的X射线波段的辐射有强烈的吸收,同时喷流物质会以发射线的形式在软X射线和紫外波段将吸收来的能量发射出去.利用这样的模型拟合了类星体3C 279观测到的多波段能谱,并对结果给出了简要的讨论.     

云南天文台Ⅱ号CCD系统照相测光的试观测

本文介绍了云台Ⅱ号CCD系统在云南天文台一米望远镜上进行照相测光试观测的初步结果。通过对观测结果的分析,对云台Ⅱ号CCD的实用性能进行了讨论并与云台Ⅰ号CCD的实用性能进行了比较。     

基于EMD-AR谱的3C 273光变周期分析

光变是Blazar最显著的观测特征之一,有的光变呈准周期性. Blazar周期光变可能为其中心黑洞和吸积盘等内部物理结构提供重要信息.因此,周期分析对于讨论Blazar的光变有重要意义.结合经验模态分解(Empirical Mode Decomposition, EMD)和自回归(Auto-regressive, AR)模型谱估计方法的优点,提出了一种基于EMD-AR谱的组合光变周期分析新方法.先对观测数据进行EMD分解,得到各阶模态分量,并计算其与原始光变曲线的相关系数,再取相关度高的分量求和后估算AR谱,最后将此功率谱的周期分析方法用于天体的光变数据分析.讨论了EMD-AR谱方法的原理和应用步骤,并用此方法对类星体3C 273在1887—2016年的观测数据进行了分析,得到3C 273的长时标周期分别为:21.23、13.51、11.02、5.51、4.69、3.79、2.76 yr,与文献中常用方法的分析结果有很好的一致性;短时标周期分别为:(30±1)、(15±0.3)、(7.5±0.2)、(10±0.1)、(5±0.6)、(6±0.4)和(3±0.5) min,此结果未见相关...     

光学选类星体样本的光变

本文报导光学选类星体样本的光变研究结果。利用ＣＣＤ 测光资料,本文研究中等亮类星体样本的长期光变行为。结果表明,大约４０ ％ 的光学选类星体在１８ 年的研究期间内有光变;变光类星体的光变同光度负相关,即愈亮的类星体的光变愈小;光变同红移也可能存在负相关。     

焦距随温度变化的统计

根据1980—1985年的观测资料,本文统计了一米望远镜卡焦照相测光时焦距随温度变化的规律。这有利于提高观测质量、充分利用观测时间和得到较为满意的资料。     

Blazar短时标光变的孔径测光分析

对IRAF软件包处理AGN观测数据中,测光孔径、背景环的内外径差、背景等参数选取对测光结果的影响进行了实测比较.结果表明孔径的选取对测光结果的影响较大,而背景环的内外径差参数的影响不大;对所处理的观测序列中,背景参数对测光结果没有影响.对Blazar短时标光变监测中由于比较星选择引起的修正因子Γ进行了讨论,并对在2007年3月观测的PKS1510-089和OJ248数据进行了计算和比较分析.     

类星体3C 273的射电流量和偏振度关系

利用UMRAO数据平台,研究了类星体3C273的射电流量密度与偏振度的关系（包括4.8GHz,8GHz和14.5GHz3个频段）,结果发现偏振度与射电流量在3个频段都具有很强的负相关性。这些结果可能表明3C273的射电流量密度和偏振度的变化与聚束效应无关。一般,偏振度与流量密度的强负相关现象可以用喷流成分＋激波成分的双成分模型来解释：在喷流成分与激波成分的偏振角相互垂直并且偏振度基本相同的情况下,激波在喷流中的传播产生了这些偏振度与流量密度的强负相关性。     

紫金山天文台15厘米折光镜的测光性能探讨——非消色差波段测光中调焦的作用

本文叙述根据较差测量法,试用柯达103a—D GG11、103a—O GG13及103a—O UG2组合,对本台口径15厘米折光镜进行 U、B、V 系统照相测光.结果表明,前两种组合的有效波长约为5610及4440,比 B、V 系统的长.焦点照相结果,星等与标准值有系统差.这具望远镜消色差在蓝紫波段,当在其他波段测光时,焦距调节对星等测定极为敏感.但存在一个焦距调节范围,在此范围内照相,可以消去系统差.这个范围对三种组合都不同.103a—D GG11,约在该组合的焦点以外2毫米处,可变范围约±0.2毫米;对103a—O GG13,从该组合焦外1.5厘米到星象显著变大的焦外;对103a—O UG2,从该组合焦外约1毫米到星象显著变大的焦外.为校验上述结果,拍摄了疏散星团M45, M45,NGC752和IC4665.用103a—D GG11还观测了红化 O 星协 CygⅥ.在我们使用这架望远镜进行照相测光工作所要求的精度下,这个方法是可以应用的.我们使用萨尔托累光瞳光度计(Sartorius Iris Photometer)测量底片,讨论了测量方法及误差.此外,还考察了导星不好的初步后果,在我们所要求的精度上没有发现显著影响.     

利用数值模拟方法对类星体-星系团引力透镜成因的再考察

利用星系团形成的数值模拟技术所得到的星系团以及大尺度结构,本文研究了星系团和其周围环境物质的引力透镜效应对背景类星体计数的影响,以期解释最近观测到的类星体星系团成协现象．然而,得到的结果却是：用星系团及所遵循的大尺度结构的引力透镜效应,不能解释所观测到的类星体数密度．这与解析方法所得结论一致．分析表明：目前所观测到的类星体与星系团成协,如果不是统计涨落,则无法用引力透镜效应来解释。     

高红移耀变体4C 38.41光学多波段光变性质

4C 38.41是一颗红移为1.813、可分类为平谱射电类星体的耀变体,使用一台85 cm望远镜在2018年2月22日至26日期间对其进行了光学V和R波段测光观测,得到两个波段的准同时数据.基于这些数据分析了该源在不同光变时标下的光变特性.结果表明:这颗源在观测期间处于较弱的活动状态, V和R波段星等(V, R)总变化均约为0.20等.在天内时标下,其中3晚探测到了该源的天内光变,另有一晚可能存在天内光变.此外,通过色指数和时延分析发现4C 38.41在不同时标下都展现越亮越红行为,与大多数平谱射电类星体类似,但在最后一晚4C 38.41在颜色-星等图上呈现出v字形,即首先展现越亮越红行为,然后转变为越亮越蓝行为,这可能是由该源的辐射在吸积盘主导和喷流主导之间的转换造成的.此外在第2晚探测到了V、R波段之间的时延,这是首次在高红移耀变体中探测到不同光学波段光变之间的时延,可以用随机同步辐射小结构模型来解释.     

类星体连续谱中的“3,000突起”

所谓“3,000A突起(Bump)”是关于类星体连续谱的重要问题之一。最近四年来已被许多文章明确提出过,并得到了广泛的研究。 图1给出了类星体3C 273的光谱。我们可以看到在静止波长3,000A(v_0～10~(14.9)Hz)附近,辐射流有一明显的增高,这就是“3.000A突起”的典型事例。绝大部分其他类星体的光谱中也有类似的情况。     

狐狸座PU(PU Vul)的一次小爆发

狐狸座PU是1979年4月8日由日本东京天文台Y.Kuwano等人首先发现的一颗光度变化特殊的类新星天体.1978—79年间,梅苞在用北京天文台40/200双筒天体照相仪对这一天区的其他天体作系统观测时,同时取得了这颗星的一批照相观测资料,在获悉有关这颗星的发现报道之前,他也曾独立地发现了这颗星的光度变化(图版Ⅰ,图2),并随即用北京天文台的60/90/1800施密特望远镜有缝摄谱仪取得了该星的部分光谱资料.此外,还用北京天文台60厘米反射望远镜进行了高速光电观测.从1978年12月到1983年3月,共取得照相观测底片和光谱片200余张以及一些光电测光资料.     

利用数值模拟方法对类星体—星系团引力透镜成因的再考察

利用星系团形成的数值模拟技术所得到的星系团以及大尺度结构,本研究了星系团的其周围环境物质的引力透镜效应对背景类星体计数的影响,以期解释最近观测到的类星体－星系团成协现象,然而,得到的结果却是：用星系团及所遵循的大尺度结构的引力透镜效应,不能解释所观测的类星体数密度,这与解析方法所得结论一致,分析表明,目前所观测到的类星体与星第团成协,如果不是统计涨落,则无法用引力透镜效应来解释。