一个可能的黑体温度的指示参量

Malkan和Sargent曾对赛Seyfert Ⅰ型星系和类星体的连续谱用三个谱的合成来拟合。这三个谱是:(1)斜率α为1.1左右的幂律(f_vαv~(-a));(2)温度在23000—30000K之间的黑体;(3)Balmer连续。因此,若类星体中黑体成份温度改变,其峰值必定会移动,这就改变了合成谱的斜率。从文献[1]的图5,我们可以清楚地看到,在紫外波段,Balmer连续对合成谱的贡献已相当小,可以忽略。此时,黑体温度的改变对于紫外波段连续谱斜率便有相当敏感的影响。因此我们自然想到紫外波段的谱指数可能是类星体黑体温度的指示参量。本文将以类星体3C273为例作讨论。     

弱包类星体是边向源?

连续谱的紫外大包是类星体能量分布的最显著特征之一,大包从可见光波段延伸到远紫外及软X光波段。这种特征一般认为是由于离中心致密天体几十个Schwarzschild半径的吸积盘的热辐射所致。McDowell等人在研究31个类星体能量分布(100μm—4keV)时,却发现了少数弱包源,他们认为包弱是源的固有性质,却没有说明起因。本文对这些源的紫外光谱进行了研究,发现弱包很有可能是由于视向效应造成的。     

类星体0916+558的紫外观测

在美国国家航空和航天局(NASA)的哥达空间飞行中心,我们利用“国际紫外探测器(IUE)”对类星体0916+558作了紫外观测,类星体0916+558是一颗低红移类星体,红移z=0.1222,星等为16.15等,适合IUE观测。我们选择该类星体作为观测对象,目的主要为获得它的L_a、CIV发射线及整个源在UV波段的连续谱资料,从而结合已有的类星体在UV     

青藏高原那曲地区夏季对流云结构及雨滴谱分布日变化特征

青藏高原对于我国大气水循环、生态环境、灾害天气产生及气候变化等均具有重要作用和影响.为进一步揭示青藏高原气象和大气物理过程,我国启动了第三次青藏高原科学试验-边界层与对流层观测(2014~2017年)重大研究项目,其中云降水物理观测试验采用了包括C波段连续波雷达、Ka波段毫米波云雷达、地面雨滴谱仪、激光云高仪等目前先进的观测仪器.本文利用2014年7月1日~8月31日期间在西藏那曲的观测数据,结合FY-2E卫星的TBB资料,分析研究了青藏高原夏季(7~8月)对流云及其降水过程和雨滴谱分布特征.研究结果表明,观测试验期间青藏高原对流活动主要集中在高原东南部和中部地区,其降水过程存在准两周的周期性;由于高原的加热效应,对流云和降水过程有着显著的日变化特征,对流活动在11:00(当地时间)由局地热对流发展,经合并增长在17:00~18:00达到最强,入夜后降水过程开始偏平流性并持续至6:00,之后逐渐消散,上午对流活动较少.高原对流云平均云顶高度为11.5 km左右(海拔高度),最大云顶高可超过19 km;平均云底高度6.88 km.降水过程主要表现为短时阵性降水,持续时间基本小于1 h,平均降水强度在1.2 mm/h左右.另外,研究发现高原雨滴谱分布相对于同纬度和季节的平原地区较宽,导致高原对流易产生降水.Γ分布相对于M-P分布更适用于对高原上的雨滴谱分布进行拟合.     

韦布空间望远镜与哈勃空间望远镜

波长 韦布的主要观测波段为红外,并且拥有4台用来拍摄天体图像及光谱的科学仪器.这些仪器提供的波长覆盖范围为0.6～28微米(1微米等于1×10-6米).而电磁波谱的红外部分处于0.75微米左右到几百微米之间.这意味着韦布的工作范围主要在电磁光谱的红外段,在可见光范围内(特别是在可见光谱的红色和黄色部分)也具有一定的观测能力.     

南极中山站紫外辐射的初步研究

南极春季臭氧减少,使到达地面的紫外辐射明显增加,对极区生物圈环境与全球生态系统都有重要影响.1993年起,我们在中国南极中山站(69°22′S,76°22′E)分别建立了辐射和臭氧观测系统,获得了紫外辐射和臭氧的连续观测资料.本文主要分析1993年2月～1994年12月紫外辐射和总辐射的变化特征,初步讨论南极春季臭氧减少与紫外辐射和总辐射的关系.1 观测仪器观测用的采样系统是RYJ-2全自动辐射记录仪,瞬时值分辨率为1W/m~2,时累值为0.01MJ/m~2,采样速率为1min,精度为0.6%.观测项目有紫外辐射、总辐射和反射辐射.紫外辐射和天空辐射表均系美国EPPLEY公司生产的适用于低温环境下的传感器,紫外辐射波长为290～385nm,灵敏度为160μV/W·m~(-2),仪器运往南极观测前在中国气象局计量中心进行了标定.同期进行的紫外辐射B波段(波长为285～325nm)和臭氧观测仪器在文献[1]中已作说明.2 紫外辐射的变化特征     

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。     

基于国际超导重力仪观测资料检测地球固态内核的平动振荡

基于全球分布的14个台站GWR超导重力仪21个高精度潮汐重力观测系列(约86年), 检测了地球固态内核平动振荡现象. 将观测数据分成G-Ⅰ组(8个较长观测系列)和G-Ⅱ组(13个较短观测系列). 首先对各台站每分钟原始观测数据实施仔细修正, 消除由地震和电脉冲等导致的错误数据和大气变化等干扰影响, 再扣除理论潮汐重力信号获得观测残差. 然后分别对各残差系列做Fourier谱分析, 最后基于多台站资料迭积技术, 求得亚潮汐频段上的积谱密度估计. 在进一步消去剩余气压效应后, 检测到8个公共谱峰. 计算了这些谱峰的本征周期、品质因子和共振强度. 数值结果说明其中3个公共谱峰的本征周期与Smith理论值间的最大差异小于1.0%, 这种一致性说明了利用高精度地表重力观测可检测到固态内核的动力学现象. 还检验了数值计算的可靠性, 对地球自转和椭率可能导致的谱峰分裂现象进行了简要的探讨.     

康普顿散射对2—5μm红外背景谱的影响

一、引言1983年,Matsumoto等人说:他们用火箭作为运载工具进行高空红外探索,在2—5μm波段探测到一个新的红外背景辐射,这个红外背景是温度约为1500K的黑体谱。大家知道,微波背景辐射被认为是大爆炸的残余。那么,这个新发现的红外背景的根源又是什么?Carr     

宇宙中的巨洞和宇宙的密度扰动波

近年来,从星系和星系团在空间中的三维分布的研究中,人们发现在一些超星系团的附近或超星系团之间有一些大尺度的空间区域,在这些区域中现在能观测到的星系非常少。这些缺少星系的空间区域,现在称为宇宙中的“巨洞”(big hole或void)。至今已发现的巨洞的尺度和超星系团(二级星系团)的尺度有相同的量级,由观测资料所估计的最大直径达到几亿光年。     

C2H3Cl的真空紫外阈值光电子谱

同步辐射光源是优良的真空紫外光源,以其波段广、方向性好、强度高、偏振等优点而被广泛应用。由于分子体系的电离阈值大部分为6～12 eV,位于真空紫外波段,所以真空紫外光电离是研究分子电子态、超激发态、离解过程等的有力手段。光电子谱是基于光电效应原理,对一定能量的光子与原子、分子或固体作用后产生的电子能量进行分析。原则上光电子谱可以直接提供物质的所有电子无论是最强键合的还是最弱键合的结合能,各种电离势,原子之间的结合能,可以给出分子的结构。随着同步辐射的应用,Schlag等人发展了阈值光电子谱(TPES)技术,它以其简单方便、得到的谱图分辨比常用的PES高一到两个数量级而倍受欢迎;与其他技术相结合,得到了越来越广泛的应用。阈值光电子谱也叫共振光电离谱或近零动能电子谱。它和普通的光电子谱(PES)不同之处是光子能量是变化的,单色化的真空紫外光作用于分子,直接测定形成母体离子和碎片离子或发射的电子所必需的最小的能量,接收到的电子能量仅仅局限于接近零的电子。     

SUSY粒子的探测

英国卢瑟福实验室(RAL)正在设计一种探测器用来观测银河“SUSY”粒子。这种粒子是超对称性理论所预期的,但至今尚未探测到。理论上预期这种粒子的质量约为10—1000GeV。很多天文学家认为,充满我们银河系的这种粒子海可能扮演他们说明星系动力学所需要的“丢失质量”的角色。RAL认为这种粒子的质量为30GeV,与体积为1mm~3的纯硅片中的硅原子碰撞可使靶核反冲     

多波段天文学

1608年望远镜问世,1609年伽利略率先用望远镜观测天体和天象,并很快做出一系列重要的发现,开创了天文观测和研究的新纪元。随着技术进步和认识上的提高,从1940年代起的几十年中,相继诞生并发展了射电天文学、红外天文学、紫外天文学、X射线天文学和 射线天文学,从而实现了对天体辐射观测的全波段覆盖,诞生了多波段天文学,人类对宇宙和宇宙中各类天体、天象的物理本质的认知迈入了全新的阶段。     

天文观测中的一个新波段

由于开拓了电磁波谱中的一个被疏忽的部分,天文学家为此感到振奋.超紫外辐射能揭示出最热星球的情况反映出空间的气体分布.     

可见光波段内连续辐射发光色域的界定

对于测量波段内表现为单调性质发射率的物体，除了继续引用黑体概念，还定义了色核体（color-kernel body）概念，由此揭示，实际物体的发光颜色是黑体颜色和色核体颜色的加权效果，指出某温度下的发光颜色在色度图上被限定为一条直线段，在考虑所有可能的温度和发射率性态后，界定连续辐射性质发光色域位于整个颜色区域的下部，占其大约17%的面积。     

拟合复杂穆斯堡尔谱的通用方法

对于分立谱或超精细参数呈连续分布的重叠谱,均已提出成熟的拟合方法。但有许多相结构复杂的材料,如部分晶化的非晶态合金,呈现由分立谱和重叠谱组成的复杂穆斯堡尔谱.对于这种复杂谱,目前主要有两种拟合方法.一种较为简单的方法是将重叠谱视为具有平均超精细参数的Lorentz或Gauss型展宽谱,再加上原有的分立谱组分,同时进行迭代拟合。这种方法的缺点之一是丢失了超精细参数分布的信息。另一种常用方法是将重叠谱离散化成若干分立亚谱,并加以光滑处理,再连同原有的分立谱,同时进行拟合。这种方法可以克服前一种方法的缺点,但在重叠谱离散化的某个亚谱与原分立亚谱具有较强相关性时,拟合的峰     

Her X-1的硬X射线谱线

Her X-1是著名的双星X射线源。它的一个子星是自转周期为1.24秒的中子星,另一个是光学子星HZ Her。近来,几个独立的观测都发现在Her X-1的X射线波段有强的硬X射线谱线。不仅在～58keV出现第一条谱线,     

解读宇宙的起源——2006年诺贝尔物理学奖简介

2006年度诺贝尔物理奖授予了在宇宙学研究领域取得杰出成果的美国科学家约翰·马瑟和乔治·斯穆特。他们发现的宇宙微波背景辐射的黑体谱和各向异性强烈地支持了大爆炸宇宙学模型并开启了“精确宇宙学”时代的大门。COBE之后宇宙学研究取得了一系列重大的进展。近年WMAP、SDSS等天文观测更加坚实有力的支持了大爆炸宇宙学模型,并对物理学提出了一些重大的、尖锐的挑战,诸如什么是暗物质?暗能量的物理本质是什么?     

宇宙X射线源

天体离开我们很遥远,人们认识和了解天体主要是通过接收和分析它们的辐射。我们知道,电磁辐射的频谱是很宽广的,它从无线电波段、红外、可见光、紫外、一直延伸到X射线和γ射线。但在本世纪四十年代以前,天体的观测只局限在可见光波段。四十年代以来,随着无线电技术的发展,开辟了天体的射电观测工作,由此引起了震动天文界的六十年代的四大发现——类星体、脉冲星、星际有机分子和微波背景辐射,使天体物理学的发展出现了一个飞跃。近二十     

类星体PKS1448—232的吸收线光谱

一、引言 在系统地进行南天射电源的光学证认工作中,Savage,Bolton和Wright于1977年发现了射电源PKS1448—232和—个具有紫外色超的16(?)4恒星状的天体的位置相符合,并给出它的光学证认图。他们利用英-澳3(?)9反光望远镜对这个天体进行了低色散光谱的观测,证实了它是一个发射线红移为Z_(cm)=2.22的类星体,并发现这个类星体的光谱存在有丰富的吸收线,其中大部分的吸收线分布在波长小于L_α的区域。因此,PKS1448-232被列入英-澳望远镜的《类星体吸收线光谱研究》的观测对象之一。该类星体的精确坐标是: