8.6毫米波段太阳射电亮温度分布的日环食测定

本文根据１９８７年９月２３日的８．６毫米波段射电日食观测资料，计算了太阳射电的径向亮温度分布，计算结果表明：８．６毫米波段太阳径向亮温度分布呈临边增亮；增亮幅度相对于日面中心部分为５．１％，中国部分也存在着增亮的征兆；日食当天８．６毫米波段太阳射电辐射的剖流量为２３４６Ｓ、ｆ、Ｕ；食甚时的剩余流量约为１２．５％，掩食半径为１．０１４光学太阳半径。     

基于最大熵方法月球表面亮温度数据处理模拟

由天线成像原理可知,通过密云50 m天线、“嫦娥一号”卫星(CE-1)和“嫦娥二号”卫星(CE-2)所搭载微波探测仪获取的月球亮温度图是微波天线方向图与真实亮温度图的卷积,所以想清晰准确地还原亮温度图,就必须采取反卷积方法.在处理过程中引入最大熵方法,选择基于Bonavito提出的直接迭代法求解方式,并论证了其作为反卷积方法的可行性,通过一系列的模拟仿真验证其反卷积的有效性.仿真结果理想,对后期处理真实数据(密云50 m天线观测数据,微波探测仪观测数据)打下坚实的基础.     

1997年3月9日日全食8.6mm波段射电观测

１９９７年３月９日日全食８．６ｍｍ波段射电观测资料的分析表明,８．６ｍｍ波段射电太阳的半径为１．０１２Ｒ,总流量为２５４０ｓｆｕ（１ｓｆｕ＝１０＾－２２Ｗ／ｍ＾２Ｈｚ）,日面平均亮温度为９６３２Ｋ,径向亮温度分布,在日面光学边缘内侧０．９３６－０．９９２Ｒ处,存在临边增亮,平均增亮幅度相对于日面中心为９．７％。     

8.6毫米波段太阳射电亮度温度分布

本文根据１９８０年２月１６日的８．６毫米波长射电日食观测资料，计算了太阳射电辐射的亮度温度的径向分布，由日食过程的第一，第二和第三接触的计算结果表明，在日面光学边缘内侧的二角分范围内，均存在明显的单峰状增亮结构。三个接触的平均增亮峰值约为１８％，增亮区的射电辐射占日面总辐射的４％。日食当天在８．６毫米波段上测得的日面平均亮度温度为９７２７Ｋ。     

脉冲星的射电发射

脉冲星的射电辐射与其他天体物理辐射源有很大的不同，因为它们有着极高的亮温度和高度的线或圆偏振。极高的亮温度意味着起作用的发射机制一定是相干的。至今尚无对这种辐射普遍接受的模型。本文讨论了关于脉冲星的射电辐射产生和传播研究中的新进展。     

1997年3月9日日全食8.6mm波段射电观测

１９９７年３月９日日全食８．６ｍｍ波段射电观测资料的分析表明：８．６ｍｍ波段射电太阳的半径为１．０１２Ｒ,总流量为２５４０ｓｆｕ（１ｓｆｕ＝１０－２２Ｗ／ｍ２Ｈｚ）,日面平均亮温度为９６３２Ｋ,径向亮温度分布,在日面光学边缘内侧０．９３６－０．９９２Ｒ处,存在临边增亮,平均增亮幅度相对于日面中心为９．７％．     

日食的射电观测

日食为射电天文提供了一维高空间分辨率太阳射电观测机会,日食射电观测在太阳射电物理的发展上起过重要的作用,文中对日食射电观测的若干重要因素作了介绍和分析,日食射电观测在我国太阳射电天文台发展上也起了重要作用,文中简要介绍了在我国组织观测的１９５８年,１９６８年,１９８０年及１９８７年太阳射电日食观测及其主要结果。     

天体辐射天线温度的定标

本文主要介绍天体辐射天线温度的两种定标形式,即天线后端温度定标和天线口面温度定标.还介绍用于天线口面温度定标和天体辐射温度定标的微波黑体噪声源的辐射特性及其应用等.     

Geminga 多波段研究的新进展

简要介绍了特殊天体Ｇｅｍｉｎｇａ的发现、证认、定位和距离测量等工作,详细综 了近年来有关Ｇｅｍｉｎｇａ低频射电辐射和高能辐射的观测进展以及人们对这些结果的理论解释。Ｇｅｍｉｎｇａ是否代表一类没有射电辐射的射电脉冲星（辐射能由转动能量而来的非吸积型脉冲星）,理论上具有重要意义,以前人们在高于１０３ＭＨｚ的射电波段对Ｇｅｍｉｎｇａ做过多次高灵敏度观测,都没有测到有意义。以前人们在高于１０３ＭＨｚ的射电     

四波段太阳射电快速同步观测系统的试观测及其意义

本文主要介绍该系统(波长21.1cm、15cm、10.6cm和7.5cm)的试观测资料及其观测的目的。     

TM65 m射电望远镜低频段系统噪声温度测试和分析

首先介绍了天马65 m射电望远镜(简称TM65 m)接收系统,包括L、S、C、X 4个频段各部分的噪声指标.然后对系统噪声温度的几种测试方法进行了讨论;对影响系统噪声温度测量的若干关键因素进行了分析,包括非线性误差、馈源网络插入损耗和失配误差等.采用Y因子法对试验室的噪声源定标值进行了校核,校核后偏差达到0.2 K左右.最后给出了TM65 m 4个低频段系统噪声温度的实测结果,并进行了分析.     

射电望远镜天线增益测量方法的综述

本文对射电望远镜天线增益Ｇ的几种主要实测方法：包括用标准角锥嗽叭增益理论值的“过渡法”和用已知流量的射电源作校准源的“射电天文法”进行了综述和评价。给出了应用这些方法对云台射电望远镜天线增益的实测结果和精度     

基于FS系统对乌鲁木齐VLBI射电望远镜进行天线测量

在天文观测中射电望远镜性能参数的好坏直接影响到观测数据质量,为了保证观测质量,提高观测效率,需要对天线性能进行测量.当前进行天线测量的方法有场地测量法和射电天文法,不同的方法应用范围和效果不同.对于大型天线而言采用射电天文法进行天线测量高效快捷.针对VLBI射电望远镜,介绍了使用终端FS系统对天线参数进行测量（基于射电天文法）的方法和过程,以乌鲁木齐南山25 m天线增益和指向精度测量作为范例,重点叙述了测量的方法和步骤,并对该方法进行了讨论.     

乌鲁木齐南山站25m射电望远镜在6cm波段对地面辐射的总功率响应

利用乌鲁木齐南山站25m望远镜6cm系统对观测站周边的地面辐射做了仔细的观测。发现该系统对地面辐射的响应在天空的不同方向有显著的变化。望远镜俯仰为8°时,南方由于高山的影响,对地面辐射的响应已经饱和;甚至在望远镜指向高俯仰(60°)时,总功率响应随不同方位的起伏也可达到0.3K,大于银道面0.01~0.1K的响应,因此它对射电天文观测有显著的影响。根据这些观测数据,建立了6cm系统在不同方向处对地面辐射的响应模型。此模型能够大致描述地面辐射的特征,但尚不能用来完全消除地面辐射的影响。     

太阳和月球射电辐射对40m天线数据接收影响分析

利用标准射电源和标准噪声源,对宁静太阳和月球射电辐射的噪声温度进行了测量,估计它们对40m天线接收绕月卫星信号的影响,结论是:(1)40m天线指向偏离太阳超过2°时,能够满足正常数据接收要求;(2)40m天线指向月球时,系统接收的噪声温度增加值为87.1K, 此时系统的总噪声温度能够满足正常数据接收要求.     

2130MHz太阳射电望远镜中频放大器的调试

本文介绍云南天文台２１３０ＭＨｚ太阳射电望远镜中频放大器的结构原理，技术指标及测试结果。     

Thirty-Element Active Antenna Array as a Prototype of a Huge Low-Frequency Radio Telescope

An effective wide-band (10 to 60 MHz) active antenna element has been developed. The cost of one short (3 m), thin dipole with built-in amplifier and metal construction is less than 45 euro. It was shown both theoretically and experimentally that the upper limiting frequency is at least 60 MHz, the dynamic range is 90 dB/V and the share of the amplifier noise to the background antenna temperature is about 10%. The developed active dipole was tested by building a 30-element antenna array and comparing its parameters with one of the subpart of the UTR-2 radio telescope having passive dipoles of 8.6 m in length and 1.8 m in diameter. The 3C461 ionospheric scintillation spectra observed in the experiments show that the sensitivities and noise-immunities of both antennas are close. This proves the availability using of a short cheap active dipole in new generation giant radio telescopes.     

2000Mc太阳射电望远镜本机振荡器改造

本文介绍了２０００Ｍｃ太阳射电望远镜本机振荡器改造的基本原理，以及本机振荡器的主要技术指标进行检测的结果，结果表明主要技术参数达到了原设计指标。     

云南天文台40米射电望远镜河外射电源观测

为了在云南天文台40 m天线上开展射电天文研究,使用它进行了河外射电源流量试观测。通过对河外致密源进行ON/OFF跟踪观测,得到射电源的流量变化曲线。但数据质量并不理想,说明系统存在一些问题。随后,根据对该望远镜系统的稳定性及其无线电环境干扰现状的考察,以及对现存问题的分析,提出了相应的解决方法。     

Using large radio telescopes at decametre wavelengths

With the aim of evaluating the actual possibilities of doing, from the ground, sensitive radio astronomy at decametre wavelengths (particularly below ), an extensive program of radio observations was carried out, in 1999–2002, by using digital spectral and waveform analysers (DSP) of new generation, connected to several of the largest, decametre radio telescopes in the world (i.e., the UTR-2 and URANs arrays in Ukraine, and the Nançay Decametre Array in France).

We report and briefly discuss some new findings, dealing with decametre radiation from Jupiter and the Solar Corona: namely the discovery of new kinds of hyper fine structures in spectrograms of the active Sun, and a new characterisation of Jupiter's “millisecond” radiation, whose waveform samples, with time resolution down to 40 ns, and correlated measurements, by using far distant antennas (3000 km), have been obtained. In addition, scattering effects, caused by the terrestrial ionosphere and the interplanetary medium, could be disentangled through high time resolution and wide-band analyses of solar, planetary and strong galactic radio sources. Consequences for decametre wavelength imaging at high spatial resolution (VLBI) are outlined. Furthermore, in spite of the very unfavourable electromagnetic environment in this frequency range, a substantial increase in the quality of the observations was shown to be provided by using new generation spectrometers, based on sophisticated digital techniques. Indeed, the available, high dynamic range of such devices greatly decreases the effects of artificial and natural radio interference. We give several examples of successful signal detection in the case of much weaker radio sources than Solar System ones, down to the intensity level.

In summary, we conclude that searching for sensitivity improvement at the decametre wavelength is scientifically quite justified, and is now technically feasible, in particular by building giant, phased antenna arrays of much larger collecting area (as in the LOFAR project). In this task, one must be careful of some specifics of this wavelength range—somewhat unusual in “classical” radio astronomy—i.e., very high level and density of radio interference (telecommunications) and the variable terrestrial ionosphere.