晚型星拱星包层的多壳结构

通过长基线干涉仪观测,可得到一些M型超巨星拱星包层脉泽源的特征速度区的分布图。我们在解释长基线干涉仪得到的特征速度区分布图时提出了拱星包层的膨胀的多壳结     

Mira变星拱星包层的多壳模型

Mira变星拱星包层有着复杂的结构。现在有许多工作是研究Mira变星拱星包层的。对于Mira变星拱星包层结构的研究更引人注目。 从长基线干涉仪观测,可得到一些M型超巨星拱星包层脉泽源的特征速度区的分布图。我们在解释这些特征速度区分布图时提出一种新的观点和方法,即膨胀的多壳模型,分别对大犬座VY CMa和天鹅座NML Cyg OH 1612MH_2脉泽特征速度区分布图进行了分析、统计和     

类星体3C273的超光速膨胀

本期封底是四幅类星体3C273高分辨率的射电图,它是加州理工学院的一组射电天文学家,用长基线射电干涉仪网,在1977年5月～1980年5月三年间观测到的。它表明,这个类星体以9.6倍光速的速度在膨胀着。     

天鹅座NMLcyg OH 1612MHz脉塞辐射特征速度区分布图的研究

在《科学通报》1983年第12期241页中我们曾提出一种新的观点和方法(即根据p_i~2-(v_i-v_0)~2图来划分壳层的膨胀的多壳模型)来解释M型超巨星脉塞源的特征速度区的分布图,并提出这种新的观点和方法具有普适性。本文利用这种新的观点和方法来解释天鹅座NML cyg OH 1612MHz脉塞辐射特征速度区分布图。我们所选取的NMLcyg OH     

银河系中心的黑洞

据英国《新科学家》杂志报导,已找到新的证据揭示出在我们的银河系中心可能存在着质量是太阳一亿倍的巨大的黑洞。美国国立射电天文台的凯勒曼(Kellermann)等使用安置在不同地点的射电望远镜,组成基线达4000公里的甚长基线射电干涉仪,并以4厘米的波长对银河系中心进行观测。结果,正如以往所说的那样,发现位于中心核的射电源结构的大部分是在     

地球到银河系中心距离的新估计值

凭借距离接近地球直径的射电望远镜进行联合的射电观测,方向的准确性可达亚毫弧秒范围.甚长基线干涉仪(VLBI)的这种精密度,就被用来给出地球到银河系中心距离的新估计值.被国际天文协会采用的这个距离的原估计值为8.5千秒差距(一秒差距是这样大的一个距离:在这个距离上看     

类星体3C147的射电观测结果

类星体3C147是一个致密的陡谱射电源,在厘米波段,是天空最强的射电源之一.它的红移是0.545,星等为17等.早先的干涉仪观测和星际闪烁观测已指出该源的射电发射来自(?)1.”0的区域.在高频波段,它的大部分辐射来自一个(?)0.”2的结构复杂的区域;在低频波段((?)100MHz),主要的辐射区大小为～0.”7.这里我们所报道的是一次应用甚长基线干涉(VLBI)技术观测所得到的该源的复杂射电结构图像。     

倾听宇宙秘密的“大耳朵”

正像夏威夷莫纳克亚山上的凯特望远镜和其他大型设备使光学天文学引发了一场革命一样,美国最新研制的甚长基线阵和格林班克望远镜也为射电天文的观测展现了更为广阔的前景。由10面抛物面天线构成的甚长基线阵将使射电天文学家以空前的分辨率观测星系和类星体的核心,被称为格林班克望远镜的单抛物面天线的大“耳朵”,会让射电天文学家倾听到其他射电望远镜接收不到的射电源。     

Ⅰ型源的自行与耀斑活动

在太阳活动21周中,法国墨东天文台和北京天文台密云站分别在169MH_2和460MH_2观测到Ⅰ型源的自行。密云站的观测是根据Ⅰ型源通过一维干涉仪栅瓣时刻确定源的位置,因而在源存在自行时,只能在一些合理的假设下推测其运动。另外,我们干涉仪的时间分辨率太低,只能用于研究噪暴的连续成份。在文献[3,4]中所涉及的源的运动仅指连续谱成份。     

关于漩涡星系密度波的演化

由林家翘及其合作者在六十年代发展起来的漩涡星系密度波理论,在解释天文观测事实上取得了不少成绩。这个理论的基本观点是认为典型的漩涡星系是一种准稳态的结构,有确定的不随时间变化的图样旋转速度和幅度分布。按这样的假设提炼的数学问题是否严格有解,现在并不清楚。而由于星系的特征时间很长,也难于直接从观测上证实这种假设。从辩     

振动波在小提琴琴体上的瞬态传播

音乐家们认为,一个音乐单音的最富特征的部分,在于声音发生的开始阶段:如果一个单音失去了它的初始波形,许多乐器将变得不可区分。为此,声学家们对小提琴在发音开始瞬间的振动波形进行了研究。他们用一个摆轻轻地打击了一下琴马,并用激光干涉仪观测了     

鞭子响声中的秘密

拿起一根皮鞭快速甩动,它就会在空中发出脆响,美国科学家最近为这一司空见惯的现象提供了新的解释。他们认为,鞭子甩动中环状结构的形成速度达到音速而产生声震,是鞭响的真正来源。 此前的研究大都认为,产生声震的是鞭子的鞭梢部位。但近年来的一些观测结果却显示,在鞭子甩动的     

致密砂岩层系多尺度波耗散规律及双重分形结构模型

了解地层岩石的多尺度非均质性特征对不同频率弹性波响应的影响,对基于地震资料解释与反演地下介质属性至关重要.本文联合采用超声波实验(550 kHz)、声波测井(约10 kHz)和地震勘探(约30 Hz)手段,对鄂尔多斯盆地延长组致密岩石开展观测,估算了不同频率下致密砂岩中的纵波传播速度和衰减.超声波观测结果显示,随着围压增大,孔隙度对衰减的影响有变小的趋势,而黏土含量的影响随围压增大而增大.不同频率范围内,波速和衰减随孔隙度或黏土含量的变化趋势基本一致.测量结果中值及分布特征显示,从超声波到地震频段,纵波速度趋于下降,而衰减却有增大趋势.从超声波到声波频段,速度减小更为显著,中值减小了362 m/s;而测井速度与地震观测结果较为接近.衰减在声波和地震频率之间的差异更为明显.为解释多尺度观测数据,提出了描述孔隙介质中裂隙和黏土尺寸具有自相似分布特征的双重分形结构模型.模型预测与实验结果对比揭示了相关储层黏土包体和裂隙的分形特征.本研究可为进一步解释复杂岩石宽频带波频散和非弹性现象提供理论模型.     

太阳活动低年附近等离子体质量、动量和能量全日面输出流量的速度谱分析

自1958年Parker预言行星际空间存在太阳风等离子体流以来,它的源区及加速机制一直是空间物理学界面临挑战的难题之一。30多年来人们在观测和理论两方面都作了大量研究。最近我们借助由行星际闪烁观测推算的太阳风速度和K日冕亮度观测来获取日冕高度全日面等离子体质量、动量和能量输出流量(F_M、F_P和F_E)的二维大尺度平均结构,并和同期光球磁场的平均结构相比较。本文以此为基础,针对不同磁结构区太阳风等离子体的质量、动量和能量输出流量与速度的关系进行了分析,获得了一些发人深思的新结果。     

全息宇宙假说的验证——华裔实验物理学家周思庭访谈录

<正>俯视图(左图)显示了两只真空容器,里面放置了"全息干涉仪"项目的两台干涉仪的分光镜。分光镜确保相同的激光信号被送至每台干涉仪,于是它们的测量值是相同的。周思庭(右图)与他的团队花费了许多时间对仪器进行手工调整。"我个人觉得与仪器一道工作更加有乐趣,而后来坐在办公桌后,与处理后的数据打交道就无趣得多。"周说道。照片由费米实验室提供●到底存不存在一种空间的基本单位,由是产生宇宙的基线颗粒值?假如事实如此,那一极限就是宇宙所能存储的全部可能信息的总量     

密云460兆赫太阳复合干涉仪

由北京天文台射电天文研究室研制的密云460兆赫太阳复合干涉仪(以下简称“4×16”系统),于1980年8月完成并正式投入太阳观测工作。此系统是在我们完成146兆赫太阳干涉仪后着手进行的。在相继完成450兆赫16面干涉仪及“2×16”系统后,于1979年底完成     

国外宇宙线高山乳胶室获取的反常事例

原初宇宙线能谱“以上能区，强子相互作用显示出新的特征。本文介绍Ｃｈａｃａｌｔａｙａ和Ｐａｍｉｒ交室实验观测列的反常事例和特性，它们不能用现行理论和标准模型解释。这析现象为探索超高能强于相互作用的新规律提供了重要资料。     

恒星大气磁流静平衡结构

在太阳大气可见层中观测到的长寿命结构绝大多数与磁场的某些空间不均匀性有关,故寻找磁流静平衡方程分析解或数值解,以解释宁静日珥、日冕环和宁静区磁场的研究一向受到重视。然而,太阳与恒星大气中磁流静平衡场的结构是复杂的。目前已找到的解尚不能对它     

关于W UMa型双星中以较差自转为机制的能量转移过程研究

一、引言 解释WUMa型双星的光变曲线,其实质在于理解系统内部的能量转移过程。近年来,人们对这类双星进行了许多偏振观测,发现许多系统有其固有的偏振,而且Stokes参量随相位变化。据XY Leo和VW Cep的EXOSAT、VLA的同时观测,估计磁场约为20×10~(-4)T。为此,我们提出了一个磁流体模型,并解释了一些重要观测事实。     

甚长基线干涉测量技术在深空导航中的应用

甚长基线干涉测量技术(Very Long Baseline Inteferometry,VLBI)就是将几台分布在不同地点的射电望远镜联网同时工作,通过无线电波干涉的方法,综合成一个巨大口径的望远镜,以提高天文观测的角分辨率和测量精度.