第22周升段毫秒级射电尖峰在1.42、2.84、3.67GHz上出现的频次(英文)

本文的目的是研究1.42、2.84、3.67GHz的毫秒级射电尖峰在太阳22周上升段出现的频次及计算源区的有关参数。 云南天文台三波段快速采样射电望远镜于1987年初投入观测。我们选择的观测时段是1987年5月-1988年12月。为太阳22周升段。其中36个毫秒射电尖峰事件及它们的极大流量被选取了(见英文表Ⅰ)。统计结果表明,三波段尖峰出现的频次比为24:13:3;三波段最大流量分别是2530.0、1364.0和21.8s.f.u;最小流量是33.2、15.2和16.3s.f.u;平均流量是434.8、216.5和19.1s.f.u。 根据这些统计结果,我们作了尖峰源区的参数计算。 1、尖峰源的尺度。由公式(1)算得三波段尖峰源的直径分别是140km,70km和50km,同Benz给出的≤200km相符。 2、尖峰源立体角。由公式(2)算得三波段分别为2.7×10~(-12)sr,6.8×10~(-13)sr,3.5×10~_(-13)sr。 3、尖峰源的亮温度,由公式(3)算得三波段亮温度如下: 频 率 极大值(K) 极小值(K) 平均值(K) 1.42GHz 1.5×10~(14) 2.0×10~(12) 8.1×10~(13) 2.84GHz 8.1×10~(13) 9.1×10~(11) 1.3×10~(12) 3.67GHz 1.3×10~(13) 8.2×10~(11) 1.1×10~(12) 4、尖峰源的磁场强度,用公式(4)、(5)算得三波段分别为250、500和700高斯。 从统计与计算结果我们看到,毫秒级射电尖峰辐射在1.42GHz出现的     

狐狸座BW星脉动周期变化的再分析

本文收集了BW Vul迄今已知的全部光度极大发生时刻,在认真分析不同资料来源可靠性的基础上,只选用那些观测精度较好的光电测光资料共166个光度极大时刻实测值。对这些数据进行周期分析后求得该星的光度极大时刻可用公式(按日心儒略日计算): T_(max)=HJD2428802.7250+0.201027291E+9.35×10~(-11)E~2 ±16 56 ± 5来很好地加以描述。以前所认为的周期突变或长周期性变化,完全是可信度极差的观测资料引入的假象。按上述公式处理后的(O—C)值仍有±0.007天左右的无规起伏,可能主要是由观测误差引起的,但也不排除一部分是真实的,即说明脉动周期不是绝对严格的。     

倾角函数递推公式的误差传递分析

在倾角函数递推关系这个题目上,一些研究者做过工作,如Challe,A(1969),R.H.Googing(1971),J.A.Campbell(1972),G.E.O.Giacaglia(1976)和童付(1979)。最好的结果是由童付获得的,递推关系仅由二个或三个相邻的函数来表达。然而,当倾角较小时,童付的公式存在严重的计算误差传递。本文导出了一个分析公式来估计此种计算误差传递,并在分析计算误差传递机制的基础上,指出可避免计算误差传递的途径,导出的分析公式见文中第(9)式。     

食变星RZ Cas极小时刻的测定

食变星 RZ Cas 于1906午5月24日为缪勒(Müller)和凯泊脱(Kempt)所发现.顿根(Dugan)用目视视测计算了这颗星的第一个轨道,同时还谈到这颗星的周期变化的问题.关于周期变化的问题后来的工作者也注意到.赫弗尔(Huffer)和柯帕(Kopal)于1951年发表了他们对这颗星的光电观测结果,并给出了带有一个周期项的极小时刻的公式.利用这个公式计算极小时刻和我们观测结果比较,是很符合的.(详见下文)我们对食变星 RZ Cas 于1957年11月12月间在主极小附近进行了五次观测,共得观测值137个.由于我们使用的15厘米蔡斯天体照相仪系紫外物镜,同时它的星等系统     

月球重力场对绕月低轨卫星的长期影响

从解析形式出发,利用月球重力场模型JGL165P1,分析了月球重力场(带谐项)对绕月低轨卫星的长期影响。为了减少计算误差,保证计算精度,在分析解中使用循环公式来计算倾角函数。结果指出对于一个高度为100km的极月轨道卫星,冻结轨道存在的可能性不大,但是当轨道倾角在i=90°附近或者高度再高一些,则有可能存在冻结轨道;对于100km高的初始圆轨道,卫星在无控的情况下半年内将会坠落到月球表面,如果高度增加到200km,则不进行轨道控制也不会坠落到月面上。利用仿真软件GEODYN解算出来的结果证实了上述结论。     

太阳光谱中的磁场敏感谱线

本文通过斯托克斯参数转移方程的数值解,在比较普遍的情况下,计算了FeIλλ6302.499、6173.341、5250.216三条磁场敏感谱线的斯托克斯参数轮廓,并研究了它们的磁场增强、温度敏感等一系列性质。海野和三郎求解斯托克斯参数转移方程时,其中有两个假设为:(1)能源函数B_2随光学深度r_2呈线性分布;(2)大气结构为密尔恩-爱丁顿模型。这两个假设与实际情况相差太远,本文放弃了它们。与海野的结果比较起来,我们的数值解与观测结果符合较好。     

利用气球卫星的轨道变异研究太阳活动的一些问题 Ⅰ.力学问题

本文利用抛物旋转体坐标系讨论具有大面积质量比的球状气球卫星的运动特征。计算了地球椭率、太阳光、大气阻力诸因素对本文所规定的褚轨道根数的摄动。推导公式中着眼于高空(距地1000公里左右)!近圆轨道的近似,目的在于应用所观测的回声一号气球卫星数据,计算上述经常起作用的摄动因素的目的,是要发现有无另外的因素扰乱了它正常的轨道,以和太阳活动此较。在这篇文章里,我们只推导一些必须的公式,并作计算实例来验证我们的公式。详细结果的讨论,留待第二部分中去论述。     

宝瓶座CY星和麒麟座BE星的光电观测

用紫金山天文台的60厘米反光望远镜和1P21光电倍增管所构成的光电光度计,我们在1959年底和1960年初,对 CY Aqr 及 BE Mon 进行了测光观测.得到 CY Aqr 的五条完整的光变曲线.我们采用了从1934年到现在的29个观测所得的极大历元来和公式计算的相比较.若不承认历元有跃迁的可能,那末任何线性公式,都难以满足这些观测数据的要求.我们按周期随时缩短的假设,得出下列比较满意的公式:Max⊙=I.D.2427658.4079十0~d.061038576E—(0~d.742×10~(-12))E~2.用前后将近两个月观测 BE Mon 所获得的数据,我们得到了这颗造父变星的光变曲线.变星总表引用所定0~d.421的周期是不正确的.根据我们观测所得到的周期是2~d.704.按这周期来整理于1935年所完成的目视观测,我们也得出了一个很象样的光变曲线.     

时空的奇异性

尽管多年来人们已经熟知爱因斯坦方程的许多精确解都是奇异的,然而,直到1965年,两个基本问题一直没有答案:(1)我们的宇宙真有一个初始奇点吗?(2)一个质量足够大的星体坍缩的最后结局一定是一个奇点吗?1965年以前,许多物理学家和天文学家把奇异性的存在归因于这些解的严格对称性。由于任何实际的物理情况都不会存在严格的对称性,因而他们认为任何真实的时空都是不会存在奇点的。然而,Penrose和Hawking在1965—1970年所证明的几个奇异性定理断言,在满足某些合理的条件的情况下(这些条件不包括任何有关对称性的要求),我们的宇宙的初始状态以及质量足够大的星体坍缩的最后结局都必然存在奇异性,从而对上述两个问题给出了肯定的答案。 本文的第一部分介绍奇异性的定义。文中详细阐述了给“时空的奇异性”下一个严格定义的主要困难所在,并介绍了从“测地不完备性”出发给“奇异性”下的定义。本文第二、三部分分别介绍奇异性定理和“宇宙监督假设”,后者是经典广义相对论中至今仍未解决的最重要问题之一。本文最后一部分阐述了给奇异时空附加一个“奇异边界”的想法及其遇到的困难。     

小行星(504)Cora的摄动计算与轨道改进

小行星(504)Cora 的轨道为 Gondolatsch 所定,历元在1940年.据我们手头的资料来看,近年来 O-C 值赤经已超过五度.这是因为用 Gondolatsch 的根数计算星历表,但是没考虑摄动的影响.本文的工作是用特殊直角坐标的数值积分法(法)计算摄动;用改进过的 Eckert 法进行轨道改进.本着迅速、方便、不影响计算精度的原则,作数值积分时并不完全依据法的原步骤;取消了第一遍积分.在积分公式(1)     

第一张哈雷彗核图

亚利桑那大学S.M.Larson和美国喷气推进实验室Z.Sekenina,分析了1910年哈彗回归时拍摄的一系列照片(采用了图像数字处理技术,提高和增强了反衬度),得出一张哈彗彗核国。从这些照片上,他们测得大量喷流、旋喷流、晕以及彗发上可见的其他征状的边界位置。这些征状主要是由1微米(或更小)的尘粒组成的。他们计算了这些尘粒离开彗核后的运动路径,并且由这些路径寻找到生粒在彗核表面上的发射位置。根据这些结果(将刊于A.J.上)表明,许多尘粒旋喷流、喷流和晕,来自彗核表面上五条狭长区域和一个点状源(标记为     

Wait公式与Millington经验公式预测地波时延的比较

为了了解用于预测沿光滑分段均匀混合路径传播的地波时延的Millington经验公式的实用性,对Millington经验公式和用于预测沿光滑分段均匀混合路径传播的地波时延的严格的Wait公式进行了比较。在Wait积分法用计算机软件实现的基础上,用上述2种方法分别计算多条实际路径的地波二次相位因子,并对计算结果进行了比较。比较结果表明,在实际工程应用中用Millington经验公式进行地波时延预测符合应用要求。     

电离层变化对短波传播时延的影响及改正

本文直接用电离层的虚高计算短波传递时延,经太阳黑子11年周期变化、周年变化和周日变化的改正,得到了在1000公里以内短波时延计算的实用公式为: τ=τ_o τ_r τ_s τ_d,(以ms为单位) τ_o=2.900, τ_r= 0.0010R,±0.0007 τ_s=-0.048cos(2πt_s 28°.4),±0.014 ±6°.6 τ_d=0.105cos(2πt_d-63°.7)-0.102cos(4πt d/2 77°.0)±0.039 ±9°.6 ±0.039 ±2°.1 式中τ_o为根据BIH经验公式计算的时延值;τ_r为太阳黑子相对数R对时延的影响;τ_s为周年变化对时延的影响;τ_d为周日变化对时延的影响;t_s、t_d分别表示年和日的数。以武昌时辰站的实际收时结果比对,每天接收BPV时号八次,用此公式计算全年所有的收时精度均优于用BIH经验公式所获得的收时精度。     

γ射线暴的logN(>P)～logP分布

本文用简单的宇宙学模型 ,在标准烛光和均匀分布的假设下计算了γ射线暴的logN(>P)～logP分布 (大小谱 ) .在考虑了探测效率修正和死时间修正后 ,由宇宙学模型计算的理论结果和BATSE实测的大小谱没有显著的偏离     

离散时空和河外星系红移

运动是时间和空间的本质。光子具有等速特性,使我们想起了离散时空的运动,等速性是离散观念的直接属性。根据这个观点,光子运动用方程(6)来描绘。表明了:光子在自身力场作用下(光子内部矛盾斗争的表现)的运动总是遭受阻尼的。根据计算,我们获得了公式(11),也就是哈勃统计公式(12)。本文据此说明:河外星系红移是光子在其特征力场作用下的离散运动的直接结果。     

已知年龄的超新星遗迹的X射线辐射

我们根据通常的超新星遗迹的爆炸波模型,对已知年龄的超新星遗迹,导出了由X射线观测资料及年龄确定其基本物理参数的一组公式,用于SN185、SN1006和SN1054三个源,计算得出了三组有内在联系的参数值,并将所得出的距离与古代视亮度观测互相校核。我们将上述结果与现有的各种数据作了比较,分析了造成其间差别的可能原因,认为所得结果还是比较可信的。因此,将有助于选取参数值和缩小它们的不确定范围。强调了星际介质密度对射电性质可能有重要影响,这对于超新星遗迹物理状况的进一步理论研究可能会有帮助。     

类星体的横向运动

横向运动在红移中所起的作用,前人已经指出,本文进一步论证了按照相对论多普勒公式,无论角速度多大,天体的横向运动速度都不会超过光速.然后从包括横向多普勒效应在内的相对论多普勒公式及哈勃关系出发计算了观测到的类星体自行所相应的横向运动速度及距离.结果,类星体距离缩小到几个 Mpc 量级,视向速度减到10~2km/s 量级,而横向速度接近光速,相应地类星体线度与星系核相当(～0.2kpc).此外,假设与星系成协的类星体的超额红移是横向运动引起的,计算了它们可能的自行值.     

第十三届国际天文与天体物理奥林匹克竞赛理论试题(下)

(接上期)10.南→东→北假设地球是一个半径R=6378 km的刚性正球体,表面为平滑的刚体。在地球表面存在一些这样的点,我们从那里出发先向南6378千米,再向东6378千米,再向北6378千米,就会回到出发的位置。找到这些点和路径。计算这些转向点的地理坐标,并画出路径。     

天体自转四极引力辐射功率公式的近似改正

本文对于天体的几何形状、自转、内应力、内部运动和自引力等提出假设,计算得到天体自转四极引力辐射功率公式改正的明显表达式,并估算了脉冲星PSR1937+214的引力辐射功率。     

相对论喷束模型中表现速度计算的修正

在相对论喷束模型中，假设源的核在观测者静止坐标系中不动的前提下，推出了现在已得到广泛承认和采用的计算相对论等离子团横向视速度的公式．随着观测精度的提高，对核固定不动的假设提出了怀疑，认为有必要重新估价表现横向速度公式的正确性，并在更普遍的框架下，找出该公式的修正形式．本文试图对几种根据目前对射电源一般结构认识提出的模型，初步探讨这种修正的可行性．