哈勃定律和宇宙学距离

星系的红移越大,距离就越远,或者说星系的视向退行速度越大距离就越远,两者之间有着简单的正比关系—600万光年远的星系比300万光年距离上的星系恰好以快1倍的速度在远离地球运动。如果用V表示星系的视向退行速度,而记星系的距离为r,那么这一关系的简单数学表达式便是v=H0×r,这就是著名的哈勃定律,公式中的比例系数H0称为“哈勃常数”。     

Radio Observations of Sgr B2

1 INTRODUCTIONFor the behavior of a molecular cloud in subsonic collision with another, Mao et al. (1992)have obtained simplified one-dimension traveling wave solutions for a plane-parallel s1ab. Chang-ing the sign in the transformation of variables in their case, we have the fOllowing results,1 rP = 2 l W op -- 1, (1)1 r =v = -- j W -- ry 1. (2)2 {V(N M)' 2z 2t -- W 1. (2)In Eq. (1), p increases with increasing t. Instability is expected to occur in strongly perturbedmolecular…     

2005年北京天文邀请赛试题答案(高年组)

试题原文请参见本刊2005年第四期“奥赛专版”栏目理论题:一、选择题’ D、C、C、A、A、B、A、A、A、C易知Sina=令…a.=巧’(太阳的视角半径),rl=la.u.,几=l秒差距 么R、R、r, aZ rl rZ rz二aZ=丘笠-IAUx15,206265AU=727x10布二、问答题1、解:设太阳的角半径为R,地球到太阳的距离为几太阳的视角直径为a弧度因此此时的太阳张角为2a,=2x727x10一,x6o角秒=0.(X) 87角秒奥赛专版妙2、解:(l)设天体距离为r 49,49矛sin了cos万5000--一一一=一月,r之一=生ZIXIU‘km 5000r,4, 嗡石 ‘ 如果毗=3祀7习.37,则该天体与地球的距离最近时为0.3…     

小行星族群热物理参数及分布特征研究

小行星热物理是近年来小行星研究领域的一个重要环节, 随着红外观测技术的进步, 该领域的研究取得了长足发展. 小行星发出的热辐射取决于小行星的尺寸、形状、反照率、热惯量(Gamma)、粗糙度等热物理参数. 研究小行星热物理特性的科学意义是多方面的, 比如能够帮助我们计算小行星的Yarkovsky效应和YORP (Yarkovsky-O’Keefe-Radzievskii-Paddackor)效应, 还能对小行星表面的表壤颗粒尺寸进行估算, 从而能更好地对小行星表面的物质成分特征进行研究. 另一方面, 研究小行星族群的热物理特性, 可进一步为研究小行星、小行星带乃至太阳系的形成和演化机制提供重要科学依据. 本文借助先进热物理模型(Advanced Thermophysical Model, ATPM), 结合相应的中红外观测资料计算了Vesta族群、Nysa-Polana族群、Pallas族群、Themis族群、 近地小行星(341843) 2008 EV5、 近地小行星(3200) Phaethon的热物理参数, 揭示了不同种类、不同族群的小行星之间热物理参数的差异和造成这些差异的原因, 以及相同族群中的小行星热物理参数的相似性, 并且基于这些差异和相似性对近地小行星和族群之间的联系及其轨道演化过程进行了讨论.
Vesta族群是由小行星(4) Vesta经历碰撞后产生的碎片形成的. 本文研究了该族群中的10颗小行星, 得到这10颗Vesta族群小行星的平均热惯量为42 $\rm Jm^{-2}\cdot s^{-1/2}\cdot K^{-1}$, 平均几何反照率大小0.328, 并发现与之对应的表面粗糙度普遍较低. 此外, 对已有的主带区域小行星几何反照率进行统计后, 发现Vesta族群小行星的几何反照率普遍偏大, 基于这些热物理参数, 我们进一步估算了这10颗小行星的表壤粒径尺寸范围在0.006--1.673 mm之间. Themis族群也是小行星带中重要的族群之一, 该族群小行星物质成分比较原始, 且成员中大部分可能都有水冰的存在, 对其成员小行星的热物理特性研究可为我们提供该族群母体小行星的内部信息. 我们借助WISE (Wide-field Infrared Survey Explorer)红外观测和ATPM对该族群中3颗体积较大的小行星(62) Erato、(171) Ophelia和(222) Lucia的热物理参数进行了计算, 发现3者之间的热参数大小非常接近, 从热物理的角度证明了这3颗小行星有可能是来自于同一个母体.
小行星(341843) 2008 EV5是一颗Aten型近地小行星(NEA), 光谱类型为C型, 具有潜在撞击地球的危险, 该小行星曾是欧洲空间局(ESA)的小行星探测任务Marco-Polo-R的基准探测目标, 我们借助ATPM和WISE红外观测得到2008 EV5的热惯量$\Gamma = 110_{-10}^{+30}$ $\rm Jm^{-2}\cdot s^{-1/2}\cdot K^{-1}$, 几何反照率$p_v= 0.095_{-0.003}^{+0.016}$, 有效直径$D_eff= 431_{-33}^{+6} \rm m$. 由于其热惯量相对大多数近地小行星较小, 我们推测其可能来自主带区域, 并对其1000条克隆轨道进行了逆向积分1 Myr, 发现其来自主带区域的概率为6.1%, 同时估算了表壤粒径尺寸为0.58--1.3 mm. 研究表明, 2008 EV5有可能来自于Nysa-Polana族群, 我们对这个族群中的小行星(135) Hertha的热参数进行了计算, 得到该小行星的$\Gamma = 30_{-21}^{+35}$ $\rm Jm^{-2}\cdot s^{-1/2}\cdot K^{-1}$, $p_v=0.135_{-0.034}^{+0.018}$, $D_eff=82.863_{-5.027}^{+12.937} \rm km$. 小行星(3200) Phaethon是日本航空航天局探测器(Japan Aerospace Exploration Agency, JAXA) DESTINY+ (Demonstration and Experiment of Space Technology for INterplanetary voYage Phaethon fLyby dUSt science)的探测目标, 其特殊的轨道形状(大偏心率、小近日点距离)导致在一个轨道周期内温度的变化幅度较大, 使之具有特殊的物理特性. 此外, 该小行星也是双子座流星雨的起源. 研究表明Phaethon起源于主带区域中的Pallas族群, 该族群是小行星带中B-type小行星的重要来源, 其成员数目不多, 但目前大部分的具有活动性的小行星均与Pallas族群相关. 本文中, 我们借助ATPM和WISE的红外观测得到Phaethon和Pallas族群小行星Zerlina的热惯量分别为: $\Gamma_Phaethon= 550_{-290}^{+920}$ $\rm Jm^{-2}\cdot s^{-1/2}\cdot K^{-1}$, $\Gamma_Zerlina=0_{-0}^{+34}$ $\rm Jm^{-2}\cdot s^{-1/2}\cdot K^{-1}$, 几何反照率分别为: $p_{v, Zerlina}=0.1435_{-0.0325}^{+0.0420}$, $p_{v, Phaethon}=0.1253_{-0.0020}^{+0.0034}$, 热参数上的差异可能是由于Phaethon较强的活动性, 当Phaethon的轨道演化至当前位置时, 其较高的近日点温度会使表面的物质发生变化, 同时观测也表明Phaethon有质量流失现象, 使得Phaethon与Pallas族群其他小行星相比, 其表面特性发生改变, 从而热物理参数也随之改变.     

活动星系核的伽玛辐射和宇宙标准烛光

编辑了一个样本,其中包括71个Gev伽玛射线噪的活动星系核(14个BL Lac天体和57个平谱射电类星体),53个FRⅠ型射电星系和63个FRⅡ型射电星系。文章采用了非线性最小二乘法来拟合这个样本。当假设Mv=-23.0时,得到一个达到最佳拟合的哈勃常数,其拟合值为H0=71.5±3.8kms-1Mpc-1。该值与通过哈勃望远镜关键计划所得到的哈勃常数值H0=71.5±8kms-1Mpc-1符合得很好。其结果表明活动星系核的Gev伽玛辐射可以被用作宇宙标准烛光。     

最复杂、最危险、最昂贵的太空“眼科手术”——第五次在轨修理“哈勃”望远镜

载有7名航天员的阿特兰蒂斯号航天飞机于美国东部时间2009年5月11日14时01分（北京时间12日2时01分）发射升空,对“哈勃”空间望远镜进行了最后一次维修升级。在飞行期间,航天员为“哈勃”安装了两台新的科学仪器,修复和升级“哈勃”近1／3的系统。维修之后,“哈勃”的探测能力将增强90倍,工作寿命将延长到2014年。     

视界问题的新图示(英文)

在用定义为径向距离除以尺度因子的径向坐标r和宇宙时间t的r-t图中,大爆炸时向我们发射、现在到达我们这里的光子的轨迹,r_(t),是大爆炸时我们向外发射光子轨迹,r+(t)的镜象。前者画出我们现今时刻的“世界图象”(world picture),而后者则描绘(粒子)视界自从大爆炸以来的增长。方程,r_(t)=～(1/2)r+(t)决定时刻t_D,它有如下性质:世界图象中凡早于t_D的事件多少都有视界问题,晚于t_D的事件就没有视界问题。 对于平直的Friedmann宇宙,算得t_D颇晚(相应的红移仅是z_D≈1.25!),远晚于微波背景辐射的时刻t_M(其红移为～10~3)。对于Guth的暴涨宇宙,算得t_D很接近暴涨期的开始,远早于t_M。 对于一个弯曲的Friedmann宇宙,Penrose图的时间轴可被证认为通常用来表述尺度因子演化的参数方程中的参数η,而其空间轴可被证认为径向角坐标x,由此马上得出:当哈勃时间H_0~(-1)=20×10~9年时,对于一个减速参数q_0=1.65的封闭宇宙,z_D=0.86;对于一个密度参数Q_0=0.05的开放宇宙,z_D=3.66。     

a值在0.5到1之间的谱线吸收系数

具有多普勒效应的线吸收系数,如所熟知,可以写成下列形状:其中A=原子量,m_0=氢原子质量,c=光速,k=玻耳茲曼常数,a为辐射半宽对多普勒半宽之比,k(v)为频率在v处的吸收系数,k_0为线心吸收系数。此吸收系数在不同v即不同v处的数值,有许多人对不同参数a计算过,如a在0到0.1之间有赫亭的精密到小数点下三位的值,在0.1和0.5之间也有他的精密到两位的值。在a=0.5,1,2,10时也有玻恩的表,而对于小的a值,最近来又有哈里斯(D. L. Harris)将它展开成为a的升幂的表。然而在a=0.5和a=1之间,玻恩的表因为在此范围的两端,内插不够精密,而哈     

第十届国际天文奥赛理论题答案

试题原文请参阅《天文爱好者》2006年第2期“奥赛专版”。1～3为低年组和高年组共做的题目。1.熊。在北极点上,日落一年之中只发生一次,就是在接近秋分的时候。在北极点上的观测者可以看到,黄道与地平圈的夹角为23.5度。日落时,太阳向地平圈下降的角距离为它的视直径,即32角分。在此期间,太阳在黄道上运动的距离为:φ=32′/sin23.5°,则日落的时间为 t=φ/v。此处 v为太阳在黄道上的运动速度:v=360°/365.25天。通过计算得出:t=(32/60)°/(360°/365.25天)/sin23.5°=1.36天=32.5小时。显然,要观测这样一次日落,北极熊要在北极点转上490度!若要使日落时间延长,可以利用降低物理地平的     

类星体3C279和双类星体0957 561A、B的红移和质量

本文提供一种新方法、以求某天体的引力红移、速度红移和质量,只要事先知道它的红移观测值和偏转角观测值(指的是它的发射线掠过折射天体如太阳所弯曲的角度或者引力透镜中的有关数据)。 所要用的基本公式如下:(一)光线弯曲与光谱频移关系式式中φ为偏转角,GM/c~2R为折射天体无量纲表面引力势,z_(v1)和z_(v2)分别为射线掠过折射天体之前和之后的引力红移。(二)引力红移相加法则 z_v=z_(v1) z_(v2) z_(v1)·z_(v2)。式中Z_r为总的引力红移。(三)引力红移变换式△c/c=z_λ z_v z_λ·z_v。式中△c/c为光速变化率,只要它为已知,则引力红移的两种表示式z_λ和z_v可以相互交换得到。通过这种变换,式(二)可以变成z_λ=z_(λ1) z_(λ2) z_(λ1)·z_(λ2),而形式完全相同.我们叫它为引力红移相加法则是变换不变的。(四)光速变化率。它是根据广义相对论的公式c=c_0(1-2U)(1 2U)~(-1)推得的。式中c_0为真空中光速,c_A、c_C和U_A、U_C分别为场中A、C两点的光速和无量纲引力势。(五)引力红移和速度红移相加法则。Z_λ=z_(λ0) z_λ z_(λ0)·z_λ 式中z_(λ0)为速度红移,Z_λ为红移观测值。我认为波λ和频率v在描述自然规律方面应有同等作用,即通过类似的红移变换,此红移相加法则的形式仍然不变。     

太阳射电分米波U型暴分析

本文介绍了由捷克Ondˇrejov天文台观测到的 1 992年 8月 2 2日 1 2 :36 :2 6— 1 2 :36 :32UT发生的U型暴 ,U型暴的频率范围为 1 .0— 2 .8GHz,在国际上尚属首例 .从分析得到以下几点结论 :(1 )上下臂的频漂率分别为 1 .2 5和 0 .2 2 5GHz/s,其电子束流的速度分别为 0 .38c和 0 .2 6c ,它是由等离子体二次谐波发射造成的 .(2 )上升臂的爆发衰减时间常数大于下降臂的 .(3)频谱极大频率随时间变化呈现出从高频到低频再到高频的变化 .(4)上升臂的频宽大于下降臂的约一倍左右 ,这与上升臂频漂远大于下降臂的有关 .(5 )从频宽得到上、下臂的速度弥散分别为 (Δvv) a=0 .42和 (Δvv) d=0 .47.     

硕果累累十五载——哈勃空间望远镜15周年纪念DVD简介

哈勃空间望远镜(以下简称“哈勃”)于1990年4月24日发射升空,去年(2005年)迎来了他的15周岁生日。当时 NASA(美国国家宇航局)和 ESA(欧洲空间局)都举行了一系列庆祝活动,ESA 还出版了一张纪念 DVD,对哈勃这15周年的工作进行了全面的总结。由于这张 DVD不在中国发售,因此直到一年之后的今天,我们才有机会向大家介绍。另外,这张DVD 发行了不同地区、不同包装的多个版本,本次介绍以笔者手中的 ESA VIP PAL DVD v.1版为准(简单理解就是 ESA直接发行的豪华版第一版)。这张 DVD 的名字是《哈勃,发现的15年》(Hubble,15Years of Discovery),碟片配置为 D9×1,区码为全区,视频规     

脉冲星射电辐射束半径与周期关系的研究

脉冲星的周期非常稳定.前人通过研究发现脉冲星射电辐射束半径大小应该正比于周期的-1/3或-1/2次方.通过整理收集了87颗信噪比很好的、偏振位置角明显为"S"曲线的脉冲星数据,用脉冲星辐射束几何模型计算得到了每颗脉冲星的辐射束半径及误差.发现脉冲星周期小于0.85 s时,辐射束半径正比于周期的-1/2次方.周期大于0.85 s时,辐射束半径与周期之间并没有明显的幂律关系,但这可能与选择效应有关.当假设脉冲星的磁倾角为90?时,计算得到的辐射束半径随周期分布的下边界正比于周期的-1/2次方,与前人的结论一致.     

地球自转参数和时号改正数

30 6 9 U 16 21 26302001年6月 日卜灯D (沪U丁C) 1 52(拓1 2 52062 3 52063 45么X讲 5 52065 x YtT几一Un℃U几一U几RUI、一B日边盆X仃YD)Y(JYD)0.口以力1’0.《挑X犯1尸0.001心0.001心0.1业0.仪扣1分0.《均0l’刀科2Z巧79乞打加Z改打02305239405391抖388483855238255一25381一2以刃1一26514一肠827一2民{95一390 一翻2一1205一1411一14262191刀052219刀M乞巧216901662163416041575内几︸月,5206652067520685206952价0邓邓82斗抖02灰抖5邓79823912380()63刀40374733724537010一肠766一2丘落18一25951一2乡讨6一25《刃9一1257一9…     

Investigation of the shortest period Am type eclipsing binary TYC 6408–989–1

The first BV bands photometric observations and the low-resolution spectrum of the shortest period Am type eclipsing binary TYC 6408-989-1 have been obtained.The stellar atmospheric parameters of the primary star were obtained through the spectral fitting as follows:Teff=6990±117 K,log g=4.25±0.26 cm s^-2,[Fe/H]=-0.45±0.03 dex.The original spectra obtained by European Southern Observatory(ESO)were processed with an IRAF package by us.Based on the ESO blue-violet spectra,TYC 6408-989-1 was concluded as a marginal Am(Am:)star with a spectral type of kA3 hF1 mA5Ⅳ-Ⅴidentified through the MKCLASS program.The observed light curves were analyzed through the WilsonDevinney code.The final photometric solutions show that TYC 6408-989-1 is a marginal contact binary with a low mass ratio(q=0.27).The temperature of the secondary component derived through the light curve analysis is significantly higher than main sequence stars.In addition,TYC 6408-989-1 is a poor thermal contact binary.The temperature differences between the two components is about 1800 K.TYC6408-989-1 should be located in the oscillation stage predicted by the thermal relaxation oscillations theory(TRO)and will evolve into the shallow contact stage eventually.The very short period(less than one day),marginal Am peculiarity and quite large rotational velocity(v sin i■160 km s^-1)make TYC 6408-989-1 become a challenge to the cut-off of rotation velocities and periods of Am stars.We have collected the well known eclipsing Am binaries with absolute parameters from the literature.     

低频甚低频传播突然扰动

2(X)1年 6月 日开始结束级别ENDI倒[P驴A1‘FSPA班认VLFI‘F(甘r)(UT)仰(脾)△和(脚)△和(脾)从(dB) 一0 .9 一1 .2一4 .3, 4.7一8 .5, 11.3 一6,8只U7月J月峥40. 0. 8. 6.2.一一一一一87护02,i ;…n︸0咤曰护02一一一一一一一十一十,几弓且q口内J,l0456051108盯0444060505020515081904570615051005220910D0550D断22nn甘2 seUO久甘︵U ..…护O︵吕2月峙乙. 72飞曰月,2 ..…n︸,几1二2七」一一一一一子O︷U 2 20 ,.…n︸,几1几1二,︸一一一一一4 70了0矛O ..…久曰1人2 132一一一一一月峙,五心J成、J‘U :,:傀︼,二月工月…     

有射电子源结构类星体的统计分析 Ⅰ.视星等红移关系

本文对有射电子源结构类星体的红移、视星等关系进行了统计研究。主要结果如下: 1.最大子源间距D是个重要的参量,可以用它进行“标准烛光”分类。 2.由于红移,视星等及D之间存在着相关系数较高的回归关系,所以,这种类星体的红移可能主要是宇宙学的。 3.红移与距离的关系是r∝z-0.19z~2,在z>1时与哈勃线性关系有明显偏差。 4.对于射电星系,这个红移距离关系所给出的视星等红移关系也比哈勃关系为好。 5.随着子源间距的增大,类星体的光学光度逐渐下降。     

多层体及其稳定性问题

本文利用变数ψ=(1+n)(1-θ)和ζ= |1+n|~(1/2)ζ求得Lane-Emden方程的一般形式,此式适用于n=-1以外的所有多层体指数。对三种对称几何形状,用(u,v)面上的奇点性质讨论了n在整个数轴(-∞相似文献   

《天文爱好者》2003年总目录

专家讲坛 天体物理学再显辉煌1:6中微子天文学与20()2年度诺贝尔物理学奖2:2脉冲星、中子星和奇异星的故事4:2天文馆诞生80年5:2天象仪80年变迁6:8 太阳系空间探测 挥师直下水星2:8木星大红斑与大黑斑3:8冥王星探秘4:6探索火星的新历程5:28“伽利略”功成名就坠落火星6:4“钱德拉”将关注来自地球的X射线6:6 太阳篇 一次剧烈的空间天气灾变1:10日冕为什么加热3:31 太阳系 小行星动态1:5神秘的火星1:12冥王星会降级吗4:9火星表面观测4:21 恒星星系 类木行星可以快速产生2:4寻觅太阳系外的行星4:4 宇宙学 “大爆炸”奇点疑难能否克服哈勃常数…     

21世纪云南第1次大震活跃期的趋势预测

在太阳活动与地震活动相关研究的基础上指出:在周期性太阳活动的调控下,地震活动也显示出与太阳活动相关的周期性变化。云南22年的地震周期在20世纪形成了4个大震活跃期和4个相对平静期。根据地震活动和太阳活动的若干相关规律,对云南地区在本世纪第1次大震活跃期的到来作了趋势性预测:云南在本世纪第1次大震活跃期的第1个大震(M=7.0左右)将于2012年到来,那时正是太阳活动第24周下降段的开始,离上次大震活跃期的最后一个大震(丽江,M=7.0,1996年)恰好是16年。在该大震活跃期里,还将发生若干个M=7.0左右的大震和一些较小的地震,其大震爆发的时间将遵循Tx=(Tn-Tn-1)1/2(a年)的非线性经验规律发生。