海潮对STARLETTE卫星轨道的摄动

本文选择1976年10月到1977年7月期间,全球对卫星STARLETTE激光测距的连续300天的观测资料,分析了海潮对该卫星轨道的摄动。1.在力学模型计及地球形状、大气阻力、日月引力、太阳辐射压和固体潮的摄动情形下,应用最大熵功率谱和周期图解法分析了所得STARLETTE的轨道倾角的残差。从中可明显地看出,海潮的4个主要分潮波K_1、P_1、K_2和S_2所产生的长周期(长于20天)摄动。2.以计及上述所有摄动并还包括海潮摄动在内的力学模型为基础产生模拟资料(即参考轨迹),然后应用计及上述所有摄动但海潮摄动却除外的力学模型数值积分所得的轨迹去拟合这些模拟资料的方法,估计了海潮对STARLETTE在5天弧段内的位置影响的数量级。     

对“评《开放系统定态的辐射函数P_λ(T,△E_j)_G》”一文的答复

本文是对“评《文献[1]》”的答复。澄清“评文”对文献[1]式(4)P_λ(T)=F[B_λ(T)]的误解之处;指明就谱线λ定义j_λ/K_λ=P_λ(T)的事实本身,已从物态意义上划清P_λ(T)与B_λ(T)的界限,文献[1]里的B_λ(T)只是一个数学表达式而已;强调用统一的温度标准描述当今的天体物理问题的意义;函数P_λ(T,ΔE_j)_G将对宇宙图象给出与过去完全不同的描述。     

狐狸座BW星的周期分析

利用文[1]中权重5的大量高精度测光数据,用文[2]中的周期分析法,得出BWVul的主要脉动周期P_1=0.21010425d。另有变幅仅为前者十分之一的二倍频P_2=0.10052300d及四倍频P_4=0.05026096d。文[3]求出的变幅更小的P_3、P_5、P_6、P_7、P_8等倍频可信度很低。故多重周期不是引起P_1长期变化及限制脉动变幅的主因。     

CIRA 1972在160—2000公里高度范围的大气密度的一种分析模型

本文导出了与CIRA 1972内符合精度较高的一种分析模型. 模型包含:周日变化(F_1、F_2),标高随高度的变化(μ),半年变化(其小因子合并到ρ_0、H、μ中处理)、氦的季节-纬度变化(S_5~0、S_5~T),以及周日变化、氦的季节-纬度变化和地磁活动随高度的变化(H_1、S_5~x、K). 模型的内符合精度,在160—250公里约为5％;在250—400公里约12％;在400—2000公里约25％.适用于人造卫星大气阻力摄动的分析型公式.     

Investigation of radio pulsar emission features using power spectra

Since 2013, round-the-clock monitoring of the sky has been carried out simultaneously in 96 beams using a high-sensitivity radio telescope called the Large Phased Array(LPA) at the frequency110.25 MHz. These observations are made under the program of interplanetary plasma investigation.The same data are used to search for pulsars by means of power spectra. To increase the sensitivity of the pulsar search, 500–600 power spectra corresponding to different days of observations are summed. In the integrated spectra of known pulsars, besides expected improvement in signal-to-noise(S/N) ratio for the frequency harmonics, some features are explored in this paper. We present the 27 strongest pulsars which are in a field with declination 21°-42°. The observable details in the integrated power spectra are connected with the presence of pulsar periods of the second(P_2) and third(P_3) class, which have been identified. Empirical relations for calculating these periods are obtained. The value P_2 is estimated for 26 pulsars, and for 15 sources it is made for the first time. The value P_3 is estimated for 13 pulsars,among them these values are given for five sources for the first time.     

太阳g模、f模和低阶p模的初步观测证据

本文分析了北京天文台磁场望远镜λ5324速度场的时间序列资料,分别得到了带状模式及扇形模式的(l-v)二维功率谱.在这两种谱中,存在着五分钟振荡及周期在10分钟以上的长周期振荡.我们从长周期振荡中证认出球谐度10相似文献   

太阳质子活动区中的SVC频谱模型

根据太阳射电观测和统计分析表明,当质子活动区中3厘米的缓变分量流量密度S_3大于25sfu和它对8厘米的缓变分量流量之比S_3/S_8大于1时,活动区发生质子事件的概率很大,本文对这样的质子活动区的缓变频谱作了理论计算和解释。利用磁迥旋辐射机制计算的缓变频谱(SVC)表明:质子活动区中传导流量比宁静区中的大十倍左右,双极黑子的磁场提高了3厘米射电波的迥旋共振层,这是使S_3>25sfu的主要原因。活动区中日冕磁场梯度增大,而使3厘米的迥旋共振吸收的光厚变薄是使S_3/S-8≥1的重要原因。而正是这样的活动区有利于质子事件的产生。     

塌缩星的熵和黑洞的熵

本文提出了黑洞形成的三种具体模式,即:(Ⅰ)塌缩物质团中心先形成黑洞核,外部物质逐渐落入使黑洞核不断长大,最后整个星体形成一个黑洞;(Ⅱ)塌缩物质团各层同时满足Schwarzschild条件;(Ⅲ)塌缩物质团最外层先满足Schwarzschild条件.计算了三种模式中塌缩物质所携带的熵S_m,与所形成黑洞的黑洞熵S_(BH),发现S_(BH)比S_m大10~(19)倍,并得到了能形成黑洞的质量下限为Planck质量M_p=10~(-5)g.对S_(BH)的本质进行了讨论,认为S_(BH)中除普通的热力学熵以外,还可能包含有其它的东西.     

关于勒让德多项式的算法问题

本文讨论勒让德多项式P_1(x)和缔合勒让德多项式P_(1m)(x)的两种算法,即直接计算和递推算法,并给出相应的计算公式,当1取值较大时,也可以保证达到较高的精度。     

Stellar activity cycles as revealed by long-term beat-like patterns from light curves of Kepler

Stellar activity cycles have been found on many stars through different methods. Although in debate, an empirical relation has been found where a period of stellar activity cycle P_(cyc) is positively correlated with rotation period P_(rot) along some segregated branches. In this work, we built a systematic process to search for the Kepler objects that are analogous to the long-term solar brightness variations and investigate their possible origins. After a rigorous selection, we obtained 43 objects that all exhibit clear long-term beat-like patterns and their variability(amplitude of rotational modulation) periods and rotation periods were derived. Due to the 4-year duration of the Kepler mission, our targets are located in the region where the cycle periods are longer than ～1 yr and shorter than ～2.5 yr. However, all of our targets exhibit clear and notable quasi-periodic variations in variability, yet we cannot confirm any linear trends that were predicted by previous research independently. This may suggest that in the Kepler realm of the P_(cyc)–P_(rot) diagram, these relations would mix with each other or the beat-like patterns may not be related to the stellar cycle unless other evidence is provided.     

原子模型对散射偏振理论轮廓的影响

太阳磁场的诊断是太阳物理研究中非常重要的一部分.斯托克斯参量I、Q、U和V可以用来完整描述偏振光的信息,对观测得到的斯托克斯光谱进行反演可以诊断太阳磁场的信息.近几十年来,塞曼效应成为磁场诊断的主要手段,利用塞曼效应使谱线产生的分裂可以诊断强度达到几百高斯的强磁场,但是在太阳宁静区中存在大量强度小于100 Gs的弱磁场,对于弱磁场可以利用汉勒效应来诊断,应用汉勒效应诊断弱磁场一直是磁场诊断的主要内容之一,需要对偏振的产生机制有更完整的理解.文章的主要内容是研究在采用不同原子模型的假设下,由散射产生的谱线轮廓的区别,以及在存在磁场时,不同原子模型谱线的汉勒效应的区别.以中性镁为研究对象,选取了7能级、4能级和2能级原子模型,分别研究了这几个原子模型对散射偏振和汉勒效应的影响.发现2能级原子模型和多能级(7能级和4能级)原子模型产生的谱线的偏振度有很大的区别,并且在2能级原子模型假设下b_4线不存在下能级的汉勒效应,但是在多能级的原子模型下b_4线仍存在下能级的汉勒效应.对比7能级原子模型和4能级原子模型,谱线的偏振度只有很小的变化,汉勒效应的表现也基本相同.主要结论如下:在利用中性镁b 3线的线偏振轮廓Q/I反演磁场时,至少需要采用4个能级的原子模型.这主要依赖于谱线形成区域的原子的能级分布,原子能级占有数多的能级在研究中是必须考虑的.     

MeV Properties of the γ-ray Blazars PKS1622-297, 3C454.3 and CTA102

1　IntroductionTheblazarsPKS 1 62 2 2 97,3C 454 .3andCTA 1 0 2werefirstlydetectedasγ raysourcesby　　Fig .1　TheCOMPTELspectraoftheflareandquiescentstate (top)aswellasthecombinedCOMPTEL/EGRETspectrumoftheflarestateforPKS 1 62 2 -2 97(bottom) .EGRET/CGRO [1 ,2 ,3 ] .WehaveconsistentlyanalyzedtheCOMPTELdata (0 .75-3 0MeV)onthese 3blazars.Inouranalysesweselected 2 8CGROviewingperiods (VPs)forPKS 1 62 2 2 97between’91and’97,and 2 2VPsfor 3C 454 .3andCTA 1 0 2between…     

Three X-ray flares near primary eclipse of the RS CVn binary XY UMa

We report on an archival X-ray observation of the eclipsing RS CVn binary XY UMa(P_(orb) ≈0.48 d). In two Chandra ACIS observations spanning 200 ks and almost five orbital periods, three flares occurred. We find no evidence for eclipses in the X-ray flux. The flares took place around times of primary eclipse, with one flare occurring shortly( 0.125 P_(orb)) after a primary eclipse, and the other two happening shortly( 0.05 P_(orb)) before a primary eclipse. Two flares occurred within roughly one orbital period(?φ≈1.024 P_(orb)) of each other. We analyze the light curve and spectra of the system, and investigate coronal length scales during both quiescence and flares, as well as the timing of the flares. We explore the possibility that the flares are orbit-induced by introducing a small orbital eccentricity, which is quite challenging for this close binary.     

小行星(16)Psyche的自转

本文利用四次冲的观测资料,计算了(16)Psyche小行星的自转.结果如下: (1)极点坐标是λ_(P1950)=225°,β_(p1950)= 5°; (2)顺向自转; (3)恒星周期为P_恒=0.~d17483120±0.~d00000010 =4~h11~m45.~s42±0.~s01. 在1955、1965和1980三次冲期间,太阳、地球和该小行星的空间相对位置几乎一样,且观测曲线也大体相同.因此,可认为,该小行星的自转轴至少在20年的观测期间内是无进动的。这个结论和小行星自转轴不进动的假定是一致的.     

亮红外星系NGC 1614中多谱线示踪的致密分子气体

利用高空间分辨率的¹²CO(1-0)、¹³CO(1-0)、¹²CO(3-2)、¹²CO(6-5)、HCN(3-2)、\lk HCN(4-3)、 HCO⁺(3-2)和HCO⁺(4-3)分子谱线的ALMA (Atacama Large Millimeter/ submillimeter Array)归档数据, 来研究近邻亮红外星系NGC 1614的分子气体性质, 尤其是致密分子气体的性质. 在高分辨率分子气体谱线的积分强度图中, 在星系中心区域($<$ 1kpc)可以看到环状结构, 分子气体主要分布于星系中心区域, 核区分子气体含量较少. ¹²CO(1-0)显示出向南部、 北部以及东南部的延展结构, 高阶的CO ($J \ge$ 3, J为转振能级量子数)分子谱线和致密分子HCN、HCO⁺谱线显示, 较致密的分子气体主要集中于星系中心区域. HCN(4-3)/¹²CO(1-0)和HCN⁺(4-3)/¹²CO(1-0)积分强度比值图显示, 致密分子气体主要集中于中心区域的环状结构上. HCN/HCO⁺强度比值的分布变化表明星暴环的不同区域可能具有不同的激发条件. HCN/HCO⁺(4-3)强度比值分布在环的东、西部(sim0.44 pm 0.04)高于环的南、北部(sim0.35 pm 0.03). HCN/HCO⁺(3-2)强度比值较高的区域(sim0.38 pm 0.04)分布在HCN(3-2)峰值位置, 而环的西北、东南部强度比值相对较低(sim0.3 pm 0.03). 对于中心不同区域 HCN/HCO⁺比值变化的原因进行了讨论.     

薄分子云湍流结构函数的倾角改正及其应用

通过结构函数可以测量湍流的能量级联速率.在实际观测中,无法测量分子云中气体的3维速度,这使得其湍流结构函数难以测量.对垂直于视线方向的薄分子云的情形,结构函数Stt2可以通过云核速度弥散(core velocity dispersion,CVD)进行测量,CVD2=1/2Stt2.对此进行推广,对于不垂直于视线方向的薄分子云,CVD2=1/2Stt2(1-1/8cos2θ)R2/3,其中,θ是视线方向与投影方向的夹角,平均投影距离与3维距离之比R可以用第2类椭圆积分E(k,φ)表示为R=2/πE(cosθ,π/2).     

A.时号改正数

UTC(CSAO)一Signal时刻(lJI’C)1 998年11月MJDBI〕I_/6000 100 kHz08:00:00 (尸5)IJC/9970 100 kHz00:00:OC (尸s) BPMe2 .5,5,10,15 M}Jz 00:00:00 (nls) BPM:2 .5,5,10,15 Ml一12 00:00:00 (n一s)号频呼载5 1 1 185 1 1 195 1 1 205 1 1 215 1 1 22一0 .29一0.29一0 .34一0     

评《开放系统定态的辐射函数P_λ(T,△E_j)_G》

本文对《开放系统定态的辐射函数P_λ(T,ΔE_j)_G》一文进行评论,指出在谱线能源函数P_λ(T)与普朗克函数之间并没有简单的线性关系,因此朱文由这种关系求得的P_λ(T)表达式可能不正确。此外,该文对日珥求得的物态温度以及认为处于不同“定态级”物质的性质完全不同的结论,也值得商榷。     

银河系运动学参数的确定

利用 2 0 2个太阳附近疏散星团的视向速度和自行观测资料 ,对太阳的运动和银河系的运动学参数进行了研究。其中 ,距离在 0 .5kpc到 2kpc之间的 12 8个疏散星团对平均太阳运动分量的解算结果是 (u0 ,v0 ,w0 ) =(- 13.8± 1.4 ,- 5 .0± 1.6 ,- 11.6± 2 .9)km/s ;Oort常数和银河系径向运动参数的解算结果分别为 (A ,B) =(16 .9± 1.1,- 11.6± 2 .6 )km·s- 1·kpc- 1及 (C ,D) =(2 .5± 1.1,- 2 .1± 0 .9)km·s- 1·kpc- 1。     

通告

为了更好地作好时间频率服务工作,陕西天文台的《时闻频率公报》从2000年1月(总第No.244期)起同时通过Internet网刊载,其网址及使用方法如下: 1.计算机网络时间服务(含网络授时、时间频率公报发布等)网址:http:∥time.sxso.ac.cn/ 2.用FTP下载《公报》的使用步骤为: (1)在浏览器的地址栏键人:FTP:∥time.sxso.ac.cn/并回车。