月面反射器观测位置的高精度预报

本文利用JPL的DE303/LE303星历表建立了一套预报月面反射器相对于地面观测站位置的计算机程序,并对预报精度作了估计,结果表明预报精度达到毫角秒级。     

秒差距

秒差距是天体距离的单位,由视差（parallax）及角秒（arc second）两个英文字合成,简称PC,是周年视差（P）的倒数（1／P）。天体的周年视差为1角秒时,它距离我们为1秒差距。1秒差距等于206265天文单位,等于3．26光年。计算方法如下：     

在6厘米波长对类星体3C454.3的九站VLBI观测

3C454.3是近几年引起广泛注意的一个强活动射电类星体,它有毫角秒尺度的核——喷流结构,其核在1981年的一次流量密度大爆发之后,显示出“超光速增亮”现象,在6厘米波长,用包括欧洲、美国及南非的9个射电望远镜,于1983年10月对3C454.3进行了甚长基线干涉网观测。观测结果除了证实其核——喷流结构,显示了从毫角秒到角秒尺度上该类星体结构的系统弯曲外,还清楚地揭示了“超光速增亮”所预期的,在1981年8月到1983年1月期间,核的超光速膨胀现象。     

掩星情报站

在星空中除了我们常见的月掩星和小行星掩星以外,还有一种我们极少看到的一种掩星现象——行星掩星。行星掩星之所以非常罕见,就是因为行星的角直径通常都在几角秒至几十角秒左右,而且视运动速度又比较慢,所以我们很难观测到行星掩星现象,尤其是行星掩较亮恒星的现象就更为罕见。     

人造卫星目视跟踪打印经纬仪的改造

对云南天文台人造卫星目视跟踪打印经纬仪进行了改造。在望远镜的两轴上加装了高分辨率的园感应同步器，数显表，实现了数字显示。经过改造后的望远镜测角精度由原来±３０角秒提高到±１角秒；分划板刻线由原来２角分改进为１５角秒；静态定位精度优于２０角秒，比改造前的仪器提高了一个数量级。     

在18及6厘米波长对4C 39.25的VLBI观测

在18及6厘米,以基线长分别达15及23兆波长的欧洲长基线干涉网(EVN),对类星体4C 39.25作了VLBI观测,试图搜寻该类星体的中等尺度——10到100毫角秒(mas)的结构。 观测未曾检测到这种尺度上超过核峰值亮度5％的明显结构。但核自身看来有2到4毫角秒的延伸,而且其流量可变。     

电容式气泡水准器及其在中星仪上的应用

本文介绍了利用电容传感原理研制的电容式气泡水准器。其传感器是由粘于水准管玻璃表面上的四块铝箔组成。它们构成两个差动电容,测定两电容之差,即可得到气泡的位置。本装置测量范围为12角秒,精度为±0.1角秒.测量结果实现数字化及自动打印记录,并与目视兼容。应用于中星仪观测时,大大压缩了人差,提高了测时精度。     

类星体4C39.25是否在收缩?

具有毫角秒量级射电结构的类星体4C39.25是诸类星体中比较引人注目的一个。自七十年代以来,人们已在2、2.8、3.6和6cm上对该类星体的精细结构进行了充分的研究,证实了它内部有两个子源,相距为2毫角秒。1979—1982年,D.B.Shaffer在2.8和3.6cm波长上对该源进行了观测和研究,结     

致密陡谱源1150＋497的VLBI偏振性质

利用美国甚长基线干涉阵对致密陡谱源1150+497进行双波段全偏振观测,获得该源在5GHz和8GHz波段的偏振流量和偏振矢量分布结果,发现该源偏振主要集中在核心处,并通过对三个频率偏振角的拟合,首次获得了源1150+497毫角秒尺度的旋转量约为66 rad/m2.移去旋转量后,获得该源毫角秒尺度的内禀磁场分布,显示磁场矢量与喷流方向一致.     

81.5兆赫上天鹅座A射电星系中热斑的视角径

本文讨论了在81.5兆赫频率上天鹅座A射电星系的闪灼观测的结果,得出热斑视角径的下限为6角秒,它比5000兆赫上的热斑角径2角秒大得多。一种可能的解释是,银河系星际介质不均匀性所引起的散射导致热斑视角径随波长增大,这意味着,在沿着天鹅座A的方向上存在着强烈的星际介质湍流,其电子密度起伏要比从脉冲星观测所得到的典型数值约大二个数量级。     

The H.E.S.S. central data acquisition system

The High Energy Stereoscopic System (H.E.S.S.) is a system of Imaging Atmospheric Cherenkov Telescopes (IACTs) located in the Khomas Highland in Namibia. It measures cosmic gamma rays of very high energies (VHE; >100 GeV) using the Earth’s atmosphere as a calorimeter. The H.E.S.S. Array entered Phase II in September 2012 with the inauguration of a fifth telescope that is larger and more complex than the other four. This paper will give an overview of the current H.E.S.S. central data acquisition (DAQ) system with particular emphasis on the upgrades made to integrate the fifth telescope into the array. At first, the various requirements for the central DAQ are discussed then the general design principles employed to fulfil these requirements are described. Finally, the performance, stability and reliability of the H.E.S.S. central DAQ are presented. One of the major accomplishments is that less than 0.8% of observation time has been lost due to central DAQ problems since 2009.