北京天文台太阳微波干涉仪本振系统的对传法方案及实验结果

描述了一个用波导传输主控信号的微波“对传法”系统.它用来给λ=6cm及λ=3cm双波段太阳相关干涉仪提供锁相本振信号.干涉仪两端处的2610.OMHz及2632.5MHz主控信号用同一根BJ-32矩形波导相向传输至各天线处相乘,再用微波锁相环产生相位稳定一致的5225.8MHz及10451.7MHz的双本振信号.模拟实验表明,该系统可在几天的期间内保持相位稳定至λ=6cm、3°以内.可用于阵长达10~4λ微波干涉仪或综合孔径望远镜系统做为本振源.实验系统是北京天文台与浙江大学无线电电子工程学系合作研制的.     

Images at 20 cm and the Spectrum Index of NGC 2997

We present total intensity maps of the galaxy NGC 2997 at frequencies 1435.1MHz (λ21cm) and 1652.4MHz (λ18cm) observed with the Very Large Array (VLA). The high spatial resolution allows us to distinguish two dominant arms. Using multi-frequency data, we separate the thermal and non-thermal contributions to the radio emission. The thermal emission is about 35% of the total emission at λ3 cm. We use it to estimate a space-averaged thermal     

γCas的光谱变化

γ Cas是一颗Be/x-ray双星.紫台于1986年冬用新安装在60cm反光镜上的Marly-Nanjing非球面光(?)摄谱仪对其作了光谱观测.本文简要介绍了观测期间Ha、HeIλ5875与HeIλ6678发射线轮廓的特征及其待值宽度在天与天之间,数小时之间变化.     

1987年9月23日沪台25米天线观测选题及方案

本文论述了1987年9月23日沪台25米天线λ=2.8cm日环食观测的学术意义,提出了观测选题及观测方案,并对预期的观测成果作了探讨。     

甘肃金塔地区大气对太阳射电辐射吸收的测量研究

2008年8月1日,在我国西北的新疆、内蒙、甘肃等地区可以观测到一次日全食的天象,紫金山天文台太阳射电团组在甘肃省金塔用两架太阳射电望远镜对这次日全食进行了观测,并成功地取得了观测资料.为了科学分析观测资料,在日全食的前两天,实测了当地的大气吸收.着重分析这些观测数据,结合太阳射电方法,测得在λ=2.4 cm和λ=8....     

有关宇宙水的近期研究进展

本文介绍有关宇宙水的研究的新进展,事实上现在振动基态6_(16)-5_(23)水脉泽(λ=1.3cm)已不再是可以用来研究宇宙水的唯一谱线了。由于科学技术的进步,振动基态的一些其他水脉泽,振动激发态的一些发射线与吸收线已变得可以探测。宇宙水除了1.3cm波段外,还可以通过在毫米、亚毫米、红外波段的多种谱线来进行研究,取得更丰富、更全面的天文信息。     

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。     

10.7cm射电流量月平均变化的动力行为和可预报性研究

本文用非线性动力系统理论探讨了10.7cm射电流量月平均变化的动力行为和可预报性,计算了该过程的分维数(D=3.1±0.1)和最大Lyapunov指数(λ_1=0.045±0.003 bit/月).结果表明,这是一个具有有限自由度的复杂的浑沌系统,可用有限个参数描述,所需的变量最少是4个,最多为6个.从10.7cm射电流量月平均变化说明了太阳活动的浑沌行为.本文还讨论了10.7cm射电流量月均值的可预报时间尺度,平均可预报时间尺度为8个月,最大可预报时间尺度是22个月,     

Polarised radio emission associated with HESS J1912+101

The shell-type TeV source HESS J1912+101 was tentatively identified as an old supernova remnant, but is missing counterparts at radio and other frequencies. We analysed the Sino-German Urumqiλ6 cm survey and the Effelsberg λ11 cm and λ21 cm surveys to identify radio emission from HESS J1912+101 to clarify the question of a supernova origin. We find a partial shell of excessive polarisation at λ6 cm at the periphery of HESS J1912+101. At λ11 cm, its polarised emission is faint and suffers from depolarisation, while at λ21 cm, no related polarisation is seen. We could not separate the shell's total intensity signal from the confusing intense diffuse emission from the inner Galactic plane. However, a high percentage of polarisation in the shell's synchrotron emission is indicated. Our results support earlier suggestions that HESS J1912+101 is an old supernova remnant. The synchrotron emission is highly polarised,which is typical for evolved supernova remnants with low surface brightness.     

关于我国甚长基线干涉网的uv复盖图

甚长基线干涉仪以它极高的分辨率,在天体物理研究方面获得了广泛的应用。本文以天体物理的要求出发,提出了长基线干涉仪的布同要求,画出了长春、北京、乌鲁木齐、蒲城、上海、昆明、宾川、拉萨、广州、南宁等十个地点在λ=3cm上,对赤纬分别为20°,40°星的u、v复盖图。     

不同谱线的太阳单色光观测

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(λ6563)、氢 H_σ(λ4202)、钠 D_2(λ5896)、氦 H_el(λ5876)(即D_线)、铁 FeⅠ(λ6302A)、钙 C_aⅡK(λ3934)等谱线以及连续光潜区的太阳单色像。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。     

光球光斑的一次分光观测

我们于1986年9月30日在日本乘鞍日冕站使用口径25厘米的折轴日冕仪与其所属的摄谱仪拍摄了CaⅡ Hλ3968、FeⅠλ5250和FeⅠλ6303邻近的光谱。分析了这些资料。我们得到:1.光斑的连续反衬度和临边昏暗因子;2.FeⅠλ5250、FeⅠλ6301.5、FeⅠλ6302.5三条线的剩余强度和半峰全宽(FWHM)。     

扩束光学系统的自动温度补偿机构设计

扩束光学系统对温度有较高的敏感度,为了减小温度对光学系统的影响,设计了一种自动温度补偿机构。该机构通过材料之间热膨胀系数不同进行相互补偿,从而保证镜间距的稳定性,并且通过ANSYS软件分析扩束系统温度从20℃升高到30℃,40℃和50℃时,主次镜镜间距的变化量,最后通过ZMAX软件对变化后的系统进行光学仿真分析。分析结果表明,未采用自动温度补偿机构设计,扩束光学系统主次镜镜间距分别变化0.027 22 mm, 0.054 43 mm和0.081 64 mm,系统波前误差均方根(Root Mean Square, RMS)从0.001 3λ变为1.389 8λ, 2.778 2λ和4.165 6λ(λ=632.8 nm),无法满足光学成像质量要求;而采用自动温度补偿结构设计后,扩束光学系统主次镜镜间距分别变化0.000 05 mm, 0.000 09 mm和0.000 14 mm,系统波前误差均方根从0.001 3λ变为0.002 6λ,0.004 6λ和0.007 2λ,仍然可以满足光学成像质量要求。因此该自动温度补偿机构可以有效地抑制大温差对扩束光学系统成像质量的影响。     

单天线双馈源的研制

本文主要介绍了云南天文台单天线双馈源(λ15厘米,λ21厘米)的结构原理,设计指标及使用结果。     

太阳活动低年太阳风的空间结构

1976年的太阳风流速行星际闪烁测量显示了一个期待的风速空间变化趋势,即在高的太阳纬度上或在大的角距离(相对于由日冕观测导出的行星际电流片)上出现高的太阳风速。仔细考察电流片偏离太阳赤道地区的风速变化,发现太阳风速相对于太阳赤道的空间分布并不对称,极小风速出现在行星际电流片附近。在1976年,平均风速u随离电流片的角距离λ变化为 u(λ)=800sio~2λ 350(公里/秒),|λ|≤35° u(λ)=600(公里/秒),|λ|>35°     

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。     

发射线星系[OⅡ]λ3727/Hα谱线流量比的研究

利用从斯隆数字巡天(Sloan Digital Sky Survey,简称SDSS)第4次释放的光谱数据中选取的10~5个发射线星系样本,研究了[O_Ⅱ]λ3727/Hα流量比与星系尘埃消光、气体电离态和金属丰度的关系.发现尘埃消光改正对[O_Ⅱ]λ3727/Hα谱线流量比影响显著,消光改正前、后的[O_Ⅱ]λ3727/Hα谱线流量比的中值分别为0.48和0.89;尘埃消光改正后,F([O_Ⅱ]λ3727)-F(Hα)的弥散显著减小.贫金属星系的[O_Ⅱ]λ3727/Hα谱线流量比随星系气体的电离度增高而减小,而富金属星系不存在这种关系.另外,[O_Ⅱ]λ3727/Hα流量比与星系金属丰度相关.当12+lg(O/H)8.5时,星系[O_Ⅱ]λ3727/Hα流量比随金属丰度增加而下降;12+lg(O/H)8.5的星系,谱线流量比与金属丰度正相关.最后,利用气体电离度参数和星系的金属丰度,给出了计算不同类型星系[O_Ⅱ]λ3727/Hα流量比的公式.LAMOST望远镜将观测到大量红移z0.4的星系光谱,利用该公式可以给出星系的[O_Ⅱ]λ3727/Hα流量比,从而可以利用[O_Ⅱ]λ3727谱线流量计算z0.4星系的恒星形成率.     

激光测月中的地球和月球参考架

本讨论了激光测月 算地面台站坐标和月面反射器的月面坐标过程中初值的影响及迭代求解的稳定性问题。并指出影响地面台站坐标中地心经度分量的精度有两方面的原因，一是平差时采用的UT1值有误差，二是月球的赤经误差，后将引起地面台站产生一个沿经度方向的系统旋转，而这是所采用的月球星历表的误差所致。通过实例迭代运算表明， 测站坐标结果可以收敛到2cm左右，月面反射器在月面柱坐标中的σ和Z分量的结果可以稳定在10cm左右，而其λ分量目前只能达到米级。     

外来能量冲击对恒星内部运动影响的数值研究

本文考察一个大质量恒星(取星体质量为15M,其中央星孩区为1.5 M质量),受到来自外界能量冲击时所发生的影响.为了数值模拟这种效应,采用一维球对称多方指数模型,在星体外人为地附加一个1.6M的外壳,并假设此外壳具有向心运动速度为u_λ(=1.4×10~9cm/sec),仿佛星体四周有活塞向心在推动。用外壳的动能来等效外来的能量.当星体内单位质量的总能量E_(tot)(包括内能、动能、引力势能)≥33×10~(50)erg时,取最外层的u_λ=0,表示从那时起停止外来能量的冲击。本文一方面给出数值实验能量向星体内部的传递过程,激波运动到达星核区界面的时间等数据结果,另一方面分析和比较了空间网格剖分和时间步长的不同选取对结果的影响。