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     

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     

太阳长分米波致密源

太阳的长分米波现象是尚未充分研究的领域。Cole等和Little分别用Mills十字进行408MHz太阳高分辨率观测(分辨率3′)。他们观测到两类源。一类大(半功率点角径约7′)而弱,辐射较稳定,通常与谱斑相联系。另一类则角径小(不超过1′—2′),亮温度为1.5—7.5×10~6°K。它们可能是与黑子群相联系的。Abrami使用简单相关干涉仪研究了408兆赫的Ⅰ型爆发,发现Ⅰ型源具有复杂的结构。     

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     

中国大气本底站2000～2009年CO2浓度变化模拟:Carbon Tracker模式应用

CO2作为产生温室效应最主要的温室气体,所带来的全球变暖问题正日益受到人们的关注.但由于我国区域本底站稀少,观测时间较短,因此目前的分析只能局限于表观,尚无法完整描述我国温室气体浓度变化状况及地区间的差异,也难以测算不同地区温室气体排放源和吸收汇的动态变     

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。     

太阳活动区推迟演化的一种可能的解释

太阳活动区通常以黑子群为标志.对活动区的光学,射电观测表明,在不同层次(高度)上,太阳活动区的活动有不同的表现.例如,黑子的转动、耀斑活动、厘米波射电现象(缓变辐射和爆发)、米波Ⅰ型源等,分别属于光球、色球、低日冕和高日冕这些不同层次上的太阳活动现象.观测表明黑子转动与耀斑产生率有推迟相关.Kai指出,在厘米波缓变源与米波Ⅰ型源之间存在着时延1—2天的推迟演化相关.我们通过对1972年8月(McMath 11976)活动区的研究,证实了Kai的结论,并且指出这种相关不仅表现在Ⅰ型源强度极大时,而且还有演化曲线上更为细致的相关.我们对于1970—1972年共计三年的米波Ⅰ型源的统计研究     

大犬座VYCMaOH1612MHz脉塞辐射分布特征的研究

一、引言从长基线干涉仪观测,可得一些M型超巨星脉塞源的特征速度区的分布图。例如对大犬座VYCMa,天鹅座NML Cyg OH1612 MHz脉泽辐射的长基线干涉仪的观测。对于特征速度区的分布图的解释是一个一直引人注意的问题,至今虽然提出了一些解释,但这些解释并未能令人信服。本工作的目的在于找到一种新的观点和方法,来解释长基线干涉仪观测得到的特征速度区的分布图。     

我国日食射电观测与研究

直到目前,人们对太阳射电缓变分量和宁静分量的了解比起射电爆发来说知道甚少.尽管大型射电望远镜、多种干涉仪和综合孔径射电望远镜已问世多年,但是投入太阳射电观测与人们的要求相差甚远.而日食射电观测的机会又不多,因此太阳射电天文学家总是抓住日食观测机会,采用多波段、高空间分辨率观测来不断了解和认识射电太阳的大小和形状,宁静太阳的亮度分布特性,缓变源的大小、高度、结构以及它们的频谱特性等等.下面介绍日食射电观测特点及我国日食射电的观测与研究.     

米波段射电望远镜——作用、结构、发展及我国的研究

射电天文手段,是现代天文学研究的三大手段之一,另两种手段是空间天文手段和地面上的天文手段.这三种手段相互配合又竞相发展,促成了当前天文学突飞猛进的局面.1984年10月,我国天文学工作者在密云成功地研制出我国第一架用以观测银河系以及遥远星系的“密云米波段综合孔径射电望远镜”,使我国在天文观测手段和技术方面又取得一大成果.《米波段射电望远镜》一文结合这一成果从射电天文技术和方法的角度介绍了米波段射电望远镜的作用、结构、设计思想和发展计划.     

我国光学干涉仪对中高层大气风场的首次观测

子午工程光学干涉仪安装在河北省境内的国家天文台兴隆园区(40.2°N,117.4°E),于2010年4月开始观测运行,探测峰值高度在87,98和250km的OH892.0,OI557.7和OI630.0nm的气辉辐射.设备从4月5日到5月12日共38d的观测运行表明,光学干涉仪成功地进行了中高层大气风场的地基观测,获得了大气风场的观测数据.分析结果表明:风场数据具有非常明显的逐日变化,观测期间内,在87,98,250km高度区域内的经向风和纬向风的平均值分别处在-16.5～8.7和-5.4～7.6m/s,-24.4～15.9和2.3～23.0m/s,-43.6～1.5和-22.6～49.3m/s之间.与HWM93模式结果比较,87和98km峰值高度的气辉反演风场的平均分布与模式之间存在较好的一致性,半日潮变化相当明显;250km高度的热层大气风场的探测结果与经验模式有较大的差异.观测结果表明,子午工程光学干涉仪是一个适合观测中纬地区中层顶和热层风场的地基探测设备.     

太阳高能粒子的日冕逃逸时间与日冕加速源

太阳高能粒子事件爆发的初期, 太阳高能粒子的加速地点在日冕. 由于太阳高能粒子的观测主要在1 AU附近, 因此, 太阳高能粒子的日冕加速源只能依靠综合观测的资料来推测. 目前太阳高能粒子日冕加速源的研究主要通过研究太阳高能粒子的谱、太阳高能粒子的电荷态、太阳高能粒子的日冕逃逸时间, 并结合多波段的观测资料等方法来开展. 太阳高能粒子日冕逃逸时间的计算是研究太阳高能粒子日冕加速源的重要方法之一, 也是常用的方法之一. 结合大量的太阳高能粒子观测与研究事例, 该文详细介绍了太阳高能粒子日冕逃逸时间计算得到的一些重要研究结果, 同时也介绍了每一种方法的特点. 结合典型的相对论太阳高能粒子事件的研究事例, 讨论分析了利用太阳高能粒子日冕逃逸时间推测得到的几个相对论太阳高能粒子事件日冕加速源和可能的实际加速源, 指出了利用太阳高能粒子的日冕逃逸时间推测太阳高能粒子日冕加速源时可能存在的问题.     

NGC1275是一个双核星系

NGC1275在许多方面都很值得注意.它是一个13等的射电星系,在英仙座大星系团中是最亮的一个.用氢光拍摄的光学照片表明,它有一个纤维状结构,且正以每秒几千公里的速度在膨胀.已经得知它还是一个塞佛特星系,其核小而亮,核的光谱中有强而宽的发射线. 今年4月,由瑞典、西德、苏联克里米亚和美国马萨诸塞州的大型天线组成的洲际射电干涉仪,在短波1.35厘米处观测了NGC1275.观测分辨率非常高,可以在NGC1275中分辨出小至0.0002弧秒的特征.美国弗吉尼亚州国立射电天文台的波利尼-托斯(Ⅰ.     

对于开展天体物理学研究的意见

天体物理学工作的任务是通过观测和理论计算来推知天体的化学成份、物理状态、运动规律,从而阐明天体的起源和演化以及宇宙间物质的组合情态。天体物理学在数理科学中是较年轻的一门。在我国,这门科学的基础很是薄弱。要想在几个五年计划之内将天体物理学的研究赶上国际先进水平,必须有计划地开展各项     

中国大陆现今地壳运动速度场的最新观测结果

“中国地壳运动观测网络”是国家“九五”期间投资建设的一项重大科学工程,其中GPS观测由27个连续观测的基准站、55个年复测的基本站和近1000个不定期复测的区域站组成[1,2].自1998年该网络开始观测以来,基准站一直连续观测,基本站已观测7期,区域站于1999,2001和2004年观测了3期.中国大陆地域广阔,地质构造复杂,地震活动强烈,故GPS观测点密度越高越能准确地反映中国大陆现今地壳运动的总貌和细部特征,因此,目前区域站的观测数据是刻画现今地壳运动速度场之关键所在.据1999和2001年两期GPS观测,前人已给出过中国大陆速度场的初步结果[3~5…     

南美SLR 监测的2010 年智利8.8 级大地震产生的地面位移

2010 年2 月27 日, 智利发生了8.8 级特大地震, 该地震使震中附近的地面产生了较大位移. 德国与智利合作的卫星激光测距系统SLR-7405 距震中仅约130 km, 其观测受到地震的影响. 中国科学院国家天文台与阿根廷合作的SLR-7406 系统距震中约600 km, 利用这两个SLR 站的观测资料并结合全球SLR 站的观测资料, 在ITRF2000 下解算了这两个SLR 站点的地心坐标, 发现两站的坐标都发生了不同程度的变化. SLR-7405 站整体向西南方向发生了较大移动, 在X, Y, Z 方向上的位移量分别约为3.11, 0.52 和0.49 m, SLR-7406站在3 个方向上的位移量分别约为0.02, 0.03 和0.02 m. 由SLR 这一独立的观测手段得到的结果可以为其他定位观测提供必要的外部检核.     

Orion—IR_c2 SiO脉泽谱的拟合

自从Snyder和Buhl在1974年首次发现Orion-IR_c2 SiO脉泽辐射以来,人们在理论上和观测上都做了大量的工作。因为Orion-IR_c2SiO脉泽源长期以来一直是恒星形成区的唯一的SiO脉泽源(直到1985年Ukita等发现了     

南极臭氧洞

南极春季大气臭氧明显减少,这种现象1984年忠钵繁根据日本南极昭和站的观测资料和1985年J.C.Farman根据英国南极哈莱湾站的观测资料就已经发现。美国南极阿蒙森一斯科特站的地面观测和国家宇航局的卫星观测也发现南极大气臭氧从七十年代后半期开始减少,并确认八十年代南极春季上空     

下一代光学望远镜

目前世界上有两台口径最大的光学望远镜。一台6米的在苏联斯密洛德尼克山,另一台为5米,在美国的帕罗玛山天文台。但它们满足不了日益增长的观测需要。人们需要深入探索新发现的天体,诸如光学脉冲星、远红外源、冷简并体、暗弱星系;需要研究恒星的磁场、表面活动区和临边昏暗;需要了解行星大气运动规律等等。这些都离不开更为庞大的观测手段。如果继     

利用小波技术检测重力亚潮汐频段的特征信号

基于武汉国际重力基准站超导重力仪长度为5年的重力潮汐观测资料, 利用小波分析技术检测和研究了重力亚潮汐频段与地球内核平动振荡有关的特征信号. 对观测信号扣除合成潮和气压效应 后得到的重力残差实施分析, 结果表明在4~6 h频段上存在着nGal量级的重力振荡信号. 但发现这种振荡信号的频率和振幅具有随时间变化的特征, 分析表明这些信号可能被某种小幅度的非连续源激发所致.