γ射线暴火球的演化与余辉

GRB主爆后，火球继续膨胀，根据暴后火球的动力学演化方程，考虑电子的分布随时间的变化，通过数值求解，得到光学R波段和X射线余辉与时间t的关系。计算结果与观测结果相比较，符合得很好。最后，还讨论了火球＋激波模型的不足。     

北京天文台六厘米波段太阳射电望远镜及观(英文)

北京天文台自1986年开始高时间分辨率的六厘米波段强度干涉仪的研制,计划在北京、昆明、乌鲁木齐设三个站,可发现角经0.01″的源。1988年初完成了北台单站接收系统,并取得了部分观测资料。主要性能如下:天线口径1.5米;接收频率5070±50MHz;高放噪声温度150K;中放带宽40MHz;系统时间常数0.2μs。系统见图1。采用前置微波高放未提高系统的灵敏度。用气体放电噪声管加15db定向耦合器组合作噪声标准源,以噪声源的输出温度为单位来测量每天的太阳强度m,由多日积累的m_i(i=1……n)与SGMR 4995MHz(引自S.G.D)的值取相关得线性相关参数a、b。由此得每天的绝对流量。目前只是初步的结果。表1为逐日的太阳射电强度m;SGMR 4995MHz;y;及黑子相对数Y。图2为V—m及y—m相关图,图上为S_p、S_n、Y及y的逐日变化图。表2为巡视观测中记录的部分爆发。六厘米强度干涉仪已取得的结果显示与太阳射电的国际频谱有很好的相关。三站(北京、昆明、乌鲁木齐)的强度干涉仪网建立后(1990年)所取得的高时间分辨率爆发的精细结构将具有极好的可靠性。该网将参加全国性的太阳活动联测。     

伽玛射线暴:各向同性火球还是柱形喷流?

多数伽玛射线暴的光学余辉衰减较平缓且光变曲线未见明显拐折，通常认为它们产生于各向同性火球，GRBs970228,970508,971214,980329及980703等就是典型的例子，但柱型喷流模型其实也能对这类伽玛射线暴的余辉给出极好的拟合，因此它们完全有可能产生于柱形喷流，而并非一定是来自各向同性火球。     

类太阳恒星磁场的太阳标度

假定太阳是一颗普通的恒星，对太阳磁场的高分辨率观测，则从内禀磁场强度，尺度谱，面积填充因子，成穴分布趋势，双极分布特征和演化时标等多方面，为类太阳恒星磁场测量提供了一个基本标度，本文综述了与恒星磁场测量有关的，太阳磁场若干观测特征，与类太阳恒星测量结果对比表明，类太阳恒星磁场的内禀强度与太阳磁场接近，但面积填充因子大１－２个数量级，这可能真实地反映了恒星磁场的内禀强度成太阳磁场接近，但面积填充因子     

拍摄太阳

这里首先要强调的是,对太阳的观测不论目视观测还是照相观测时,均要在望远镜与照相机物镜前加上减光装置,不能直接进行观测。因为太阳光很强,使你无法观测甚至会烧伤你的眼睛,这一点必须注意。     

火球框架下的不同角区域形成的脉冲

在火球模型下,研究了不同的无联系的和有联系的角区域的脉冲性质。发现:(1)FRED脉冲形状的上升和下降阶段来自于火球面的不同角区域,并且上升部分主要来自于靠近视线轴向的角区域部分;(2)整个火球形成的FRED脉冲形状主要是有张角为γ6/10的角区域部分提供;(3)球形火球或者张角大于γ6/10的喷流可以形成FRED脉冲形状。如果伽玛暴源不是球形火球或者也不是张角大于γ6/10的喷流,则形成的观测脉冲不是FRED形状。     

脉冲星参数的取值对γ暴火球余辉的影响

用中心有脉冲星的γ射线暴的火球模型计算出GRB970228和GRB000301c两个γ射线暴的余辉辐射流，计算结果与观测结果相比较，符合的很好，解释了GRB970228和GRB000301c光学R波段余辉的光变曲线带‘拐折’的特征，讨论了中心脉冲星参数的取值对余辉的光曲线起的重要作用。     

太阳十厘米射电流量与太阳运动

本文利用１９４７ ～１９９０ 年加拿大Ｏｔｔａｗａ 的２８００ ＭＨｚ 太阳射电流量与太阳绕太阳系质心运动的角动量变化率ｄＬ／ｄｔ 做线性相关,当迟滞时间τ～３ 年得相关系数为０ ．８２２ ,线性相关置信水平远大于９９ ．９ ％ 。本文还用同期的太阳黑子相对数与太阳角动量变化率ｄＬ／ｄｔ 做线性相关,当迟滞时间τ～２ － ３ 年得相关系数为０ ．８２９ ,其置信水平亦远大于９９ ．９ ％ ,证实了董士仑在１９９７ 年在天体物理学报发表的结果（１９００ － １９８０ 年,τ～２ 年,相关系数为０ ．８１）     

太阳常数和大气外太阳分光辐照

太阳辐射的肉眼可见波段很窄,约3500～7500A,太阳辐射能量按波长的分布是不同的,但主要集中在一个并不太宽的波长范围内,在0.217μ<λ<10.94μ的波长区间里能量就占了太阳总辐射能量的99.9％,在0.3μ<λ<3.0μ的区间约占97％(图 2)。可见与红外辐射能(约10~(33)尔格/秒)随太阳活动(如大耀斑爆发,其能量约10~(29)尔格/秒)的变化量是很小的,粒子辐射、X射线,紫外辐射和无线电辐射的能量则随太阳活动有急剧变化,但因这些辐射的总能量只占太阳辐射总能量的2％,所以太阳辐射总量基本不     

90年代太阳模型和太阳震荡研究进展（Ⅱ）：太阳振荡研究进展

太阳振荡研究现已成为研究太阳内部性质的新手段,也成为检验太阳模型的造时输入物理参量的最重要工具,９０年代以来理论与观测日震频率的差别已随输入物理参量及太阳振荡理论的改进而大为减少。可是现有的差别仍远大于观测误差。     

太阳磁象仪

本文主要介绍光电、照像、视频等三类太阳磁象仪的原理、构造及发展情况。     

太阳科研工作会议

中国科学院太阳科研工作会议于1975年4月15日至26日在昆明召开,参加会议的有各天文台、天文馆、天文仪器厂,各有关大学天文系、专业,以及其它有关部门的代表.与会代表认真学习了毛主席关于无产阶级专政理论问题的重要指示,回顾了我国太阳科研工作发展的历程,深切地体会到,伟大领袖毛主席亲自发动和领导的无产阶级文化大革命,荡涤着修正主义科研路线的污泥浊水,批判了科研工作三脱离的错误倾向,为     

色彩缤纷话太阳

太阳是银河系千亿个恒星中普通的一员,又是这些恒星当中极为特殊的一个,因为它是与我们息息相关的一颗恒星,也是唯一将它的面容展现给我们的恒星,成为人类揭示恒星世界奥秘的一个样板。     

90年代太阳模型和太阳震荡研究进展（Ⅰ）：太阳模型研究进展

太阳模型的研究是了解太阳整体结构和性质的极为重要的手段。９０年代以来太阳模型研究取得了进展。随着ＭＨＤ和ＯＰＡＬ物态方程的引入,理论上的太阳振荡频率与观测值的判别已大为减少,而考虑湍流频说粉布的局域对流理论和三维流体动力学模拟结果可对太阳内部对流能量传输过程有更深刻的理解。     

新世纪的太阳

太阳活动峰年的到来,激发了广大读者对太阳的关注。太阳是离我们最近的恒星。科学家们对太阳的基本参数已了如指掌,如日地平均距离为149597870千米;太阳的质量为1.9891×10~(30)千克,太阳的平均半径为696000千米等等。本文主要介绍有关太阳的其它一     

太阳单色光观测

本文利用紫金山天文台光谱仪加配太阳像和底片同时移动的同步装置,在底片盒前加可以调节的狭缝,旋转光栅,扫描太阳单色像,得到氢H_α(λ6563A)、氢Hδ(λ4202A)、钠D_2(λ5896A)、氦HeI(λ5876A、即D_3线)、铁FEI(λ6302A)、钙CaⅡK(λA3934A)等谱线以及连续光谱区的太阳单色像。从单色像照片上可以看出不同谱线单色像有明显的不同。     

太阳的对流层

本文对经日瓦金改正过的对流能通量公式做了进一步的修改,并根据改正后的公式,重推了费坦瑟计算太阳对流层时所用的一些公式.然后计算了太阳对流层.得到的结果是:对于混合长 l 等于大气等值高度 H 的模型,对流层厚度是3700公里;对于 l =2H 的模型,对流层厚度是8790公里.     

太阳之秘

太阳是宇宙无数恒星中唯一对地球生命和演化至关重要的天体。天体演化理论揭示：这颗地球生命赖以生存的天体已经漫长地演化了40亿年地球上的主要能源,除了地热和人造核能之外,包括石油（远古太阳能）、煤炭（远古太阳能）、天然气（远古太阳能）、风电（准实时太阳能）.     

太阳中微子"亏缺"与非标准太阳模型

系统阐述了太阳中微子“亏缺”问题出现的背景,包括介绍标准太阳模型,太阳内部的相聚变反应,太阳中微子能谱和流量的理论估算,以及太阳中微子探测实验和结果。讨论了为解释太阳中微子“亏缺”而提出的各种非标准太阳模型以及近年来愈益受到重视的中微子振动问题。