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1980年2月16日日全食带经过云南天文台,本台的8.2厘米射电望远镜进行了观测,获得了预期的观测结果.本文对观测资料进行了处理,分析了射电局部源和光学活动的对应关系,得出了15个射电源的流量、一维角径大小、高度和亮温度.计算出谱斑上空晕的辐射标度N~2L=5.3×10~(28)电子数~2/厘米~5. 相似文献
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本文简要介绍了上海天文台与上海自然博物馆天文组用φ6米射电望远镜在6厘米波段观测1987年9月23日日环食所取得的资料处理过程，郑重于局部源的证认。 相似文献
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本文给出了1987年9月23日云南日偏食射电多波段观测结果。 1.取得了太阳活动低年射电太阳半径:在8.2厘米、10.6厘米、21.1厘米三波段分别为1.060、1.068和1.083r⊙。 2.暗条N—2上空射电源被观测到:它们在三波段立体角范围分别是0.4～1.0×10~(-8)Sr,1.2～2.0×10~(-8)Sr,4.2×10~(-8)Sr;平均亮温度分别在1.0～1.2×10~6K,1.7～2.4×10~6K,3.4×10~6K。 3.观测到日珥E—1上空射电源:立体角范围在三波段分别为0.4×10~(-8)Sr,0.3×10~(-8)Sr,0.8×10~(-8)Sr。是热源,平均亮温度分别为3.0×10~6K,5.3×10~6K,8.0×10~6K。 4.谱斑上空射电源观测到3个,三波段立体角分别为0.8～1.3×10~(-8)Sr,0.8～1.8×10~(-8)Sr,1.6～6.0×10~(-8)Sr。全是热源,平均亮温度分别为0.7～0.8×10~6K,1.0～1.1×10~6K,1.0～2.8×10~6K。晕的辐射标度分别为8.0×10~(28)电子数~2/厘米~5,6.7×10~(28)电子数~2/厘米~5,3.7×10~(28)电子数~2/厘米~5。 5.在日面西北边缘100°～115°范围内观测到日冕凝聚区,它的立体角范围在三波段分别是0.3～0.7×10~(-8)Sr,0.6×10~(-8)Sr,1.3×10~(-8)Sr。是热源,平均亮温度在三波段分别为0.8～1.6×10~6K,5.4×10~6K,7.4×10~6K。它的延伸高度在三波段分别为2.10×10~4km,3.53×10~4km,4.72×1 相似文献
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我们使用密云“4×16”复合干涉仪跟踪观测太阳(中天前后各三小时),以确定Ⅰ型源的二维位置并分析它的自行。 460 MHz Ⅰ型源通常位于相应黑子群的径向延长线上,偏差不超过0′.5。 我们发现,多数Ⅰ型源不时处于缓慢运动之中,速率为10~5—10~6厘米/秒。凡有自行的Ⅰ型源对应的活动区具有较剧烈的耀斑活动。而无自行的Ⅰ型源对应的活动区,在以源存在日为中心,前后各一天(共三天)内,不出现一级以上耀斑。 我们认为,Ⅰ型源的自行,反映了磁力线管的运动,磁场位形的变化。而这种变化可能与耀斑活动有关。 相似文献
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本文提出了1981年4月27日日面西边缘耀斑以后的爆发环珥的H_a观测资料和分析.在这事件中,我们可以清楚地看到环的缠绕过程.从这些资料可看出环的运动与缠绕有紧密的联系.我们还观测到一些有趣的现象:在08~(h)29~(m)30~(s)和08~(h)33~(m)UT时在环顶(其高度约为2.6×10~4公里)分别出现持续时间约为1分钟的奇特的“吸收结构”,同时观测到3厘米波段的射电辐射强度相应有例外的下降,而8毫米和10厘米波段的射电辐射强度无此变化. 相似文献
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利用青海站13.7 m毫米波望远镜对17个与星团成协的恒星形成区进行了~(12)CO(J=1-0)、~(13)CO(J=1-0)和C~(18)O(J=1-0)的同时成图观测.除了IRAS04547+4753,这些源均探测到较强的C~(18)O(J=1-0)的谱线发射.由于分子云的大小不同,有13个源观测到~(13)CO(J=1-0)谱线积分强度极大值的一半处,其他源因分子云延展范围较大,没有进行大面积的成图观测.基于观测数据,计算了各云核的谱线线宽、亮温度、尺度、密度和质量等,~(13)CO和C~(13)O云核的维里质量与局部热动平衡(LTE)质量之比分别为0.66和0.74,它们接近于维里平衡状态.为了从形态方面比较云核与星团,将谱线的积分强度图与2MASS的K波段图像叠加.同时,计算了与云核成协的星团的大小和质量,数据采用了2MASS的近红外点源测光结果.基于云核与星团的质量结果,计算了分子云的恒星形成效率,大致在10%～30%的范围. 相似文献
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厘米波段太阳射电的绝对定标与常规测量 总被引：1，自引：0，他引：1
北京天文台的3.2厘米波段射电望远镜(PEKG 9395)自1965年开始进行太阳流量的绝对定标及每日的相对定标.设计了一个36.1厘米×29.1厘米×240厘米的角锥喇叭作标准天线校正日常使用的抛物面天线的增益,并研制了一个沸水式热噪声源作噪声功率标准.总精度约3.6—8.0％.与日本的TYKW 9400(Toyokawa Obs.,Nagoya Univ.,Toyokawa,Ja-part)流量比值的年平均值与1的偏离不大于2％.经过把用作二级标准的太阳附近背景温度修改及大气吸收改正后,周年变化几乎完全消除.一个半以上太阳活动周内观测证明,我们的绝对定标有良好的绝对精度及良好的长期和短期的稳定性.这个方法也可用于整个厘米波段及长毫米波段的绝对定标. 相似文献
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本文的目的是研究1.42、2.84、3.67GHz的毫秒级射电尖峰在太阳22周上升段出现的频次及计算源区的有关参数。 云南天文台三波段快速采样射电望远镜于1987年初投入观测。我们选择的观测时段是1987年5月-1988年12月。为太阳22周升段。其中36个毫秒射电尖峰事件及它们的极大流量被选取了(见英文表Ⅰ)。统计结果表明,三波段尖峰出现的频次比为24:13:3;三波段最大流量分别是2530.0、1364.0和21.8s.f.u;最小流量是33.2、15.2和16.3s.f.u;平均流量是434.8、216.5和19.1s.f.u。 根据这些统计结果,我们作了尖峰源区的参数计算。 1、尖峰源的尺度。由公式(1)算得三波段尖峰源的直径分别是140km,70km和50km,同Benz给出的≤200km相符。 2、尖峰源立体角。由公式(2)算得三波段分别为2.7×10~(-12)sr,6.8×10~(-13)sr,3.5×10~_(-13)sr。 3、尖峰源的亮温度,由公式(3)算得三波段亮温度如下: 频 率 极大值(K) 极小值(K) 平均值(K) 1.42GHz 1.5×10~(14) 2.0×10~(12) 8.1×10~(13) 2.84GHz 8.1×10~(13) 9.1×10~(11) 1.3×10~(12) 3.67GHz 1.3×10~(13) 8.2×10~(11) 1.1×10~(12) 4、尖峰源的磁场强度,用公式(4)、(5)算得三波段分别为250、500和700高斯。 从统计与计算结果我们看到,毫秒级射电尖峰辐射在1.42GHz出现的 相似文献
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长时间以来被看作是典型致密双源之一的类星体４Ｃ ３９．２５,其主要成分显示坦谱,且具有特殊的视超光速结构变化,根据在１８厘米波长新的ＶＬＢＩ及ＭＥＲＬＩＮ观测,可以认为该源是一个核－喷流类星体。喷流在毫角秒尺度上旋转了大约９０度,并最终向７９度的方向角延伸,喷流中包含了几个“节”及在其终点的一个热斑。预期在更高频率的亚毫角秒观测可以证实这样的结构,并对其核本身在１８厘米,甚至６厘米波长都几乎是不可 相似文献
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吴盛殷 《中国天文和天体物理学报》1999,(1)
长时间以来被看作是典型致密双源之一的类星体４Ｃ３９．２５,其主要成分显示坦谱,且具有特殊的视超光速结构变化。根据在１８厘米波长新的ＶＬＢＩ及ＭＥＲＬＩＮ观测,可以认为该源是一个核－喷流类星体．喷流在毫角秒尺度上旋转了大约９０度,并是终向７９度的方向角延伸,喷流中包含了几个“节”及在其终点的一个热斑。预期在更高频率的亚毫角秒观测可以证实这样的结构,并对其核本身在１８厘米,甚至６厘米波长都几乎是不可见的作出解释． 相似文献
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耀斑研究的时变结构在射电波段已进入亚秒甚至毫秒级时标。微波段的尖峰辐射有高至10~(15)K的亮温度,硬X射线爆发也可能与电子加速过程有密切关系。1981年5月北京天文台第一次在十厘米波段取得微波爆发毫秒级的精细结构。1983年开始国内联合成立太阳射电爆发高时间分辨率研究课题协调组,并决定建立全国性的观测网。各有关单位设备的配置及计划见表1。该联测网将有从约2厘米波长到21厘米波长的大于10:1的波段覆盖。爆发的不同时标结构可能来自不同的机制,与光学高时间分辨的同时观测可能取得重要的结果,来间接证实精细结构尖峰源的位置。北台正在更新2840MHz的1ms采样设备;研制时间分辨率达约10微秒的十厘米波段多通道偏振计,可以轮流在2600 60MHz及2600-60MHz上相距10MHz的两点上同时接收,预计89年底至90年初投入观测;另一研制的设备为高速采样六厘米波段强度干涉仪,可发现日面上有无角径大于0.01"源的存在。云台已有1420,2840及4000MHz三波段同步观测设备,并将增加2160MHz的设备。紫台将使用13.7毫米波段天线进行高灵敏度的毫米波爆发高时间分辨观测研究。北京大学正在研制21厘米波段快速采样自相关频谱仪。各波段、各种形式的高时间分辨率的观测设备用时间同步系统联系起来。联测网的资料可进行如下研 相似文献
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《天文学报》1974,(2)
本文叙述了紫金山天文台在1968年9月22日进行的日食观测中3.2厘米波段圆偏振观测的概况及计算、分析的结果。我们的观测得到日面各射电源的圆偏振流量密度、一维角径、非常波和寻常波的亮温度之差、磁场、偏振度、高度等参数(见总表)以及下列结果:1.不仅黑子,而且小亮点和谱斑都有明显的圆偏振效应。后两者的偏振流量密度和中、小黑子的偏振流量密度在同一范围。2.利用了日食观测的高分辨特性,观测到332号黑子与其上空的偏振源有一一对应的核——半影结构。并分解了该偏振源的双核结构,得到最小细节是2.″5角距离的核间半影。3.观测现象表明,偏振源从日面后转出时偏振波的旋转方向发生反转。 相似文献
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本文对OH/IR脉泽源的银河系分布和光度函数进行了研究。所选127个OH/IR脉泽源全部是有光学或红外证认的,其中大部分是光谱型>M5的长周期变星(主要是Mira变星)。计算结果表明:OH/IR脉泽源在离银心R_0≈7.5kpc处有一个最大的空间密度,在R R_0时,空间密度下降较快,分布曲线的FWHM≈2.1kpc.以上结果与Glass等人对Mira变星所做的结果基本一致。由OH/IR脉泽源的距离、探测几率、改正后的OH射电峰值流量导出了已证认OH/IR源的光度函数.光度分布在0.6—1000Jy·kpc~2范围内,源的数目随L变大急剧下降,此特征类似于未证认的OH/IR源.由文中结果得到银河系中有光学或红外对应体的OH/IR脉泽源约2×10~5个,大部分未探测到的OH/IR源,其流量密度可能在0.1—1Jy之间.文中最后讨论了已证认OH/IR源与未证认OH/IR源之间的区别和联系. 相似文献
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依据卫星和地面的观测数据,分析了峰值流量达到或超过10 000 pfu(1 pfu=1proton.cm~2.s~(-1).sr~(-1))的超强太阳质子事件相伴的太阳耀斑、曰冕物质抛射(CME)驱动激波的曰地传播速度、源区的曰面经度、卡林顿经度以及相伴的磁暴等现象.研究表明,超强太阳质子事件源区的曰面经度范围为E30°Longitude≤W75°.超强太阳质子事件源区分布在2个卡林顿经度带,分别为130°~220°的区域和260°~320°的区域.超强太阳质子事件都伴随着强烈的太阳耀斑和快速CME,CME驱动的激波从太阳到地球的平均速度超过1200 km/s.除一个超强太阳质子事件相伴的磁暴略低于强磁暴外,其余8个都伴有Dst≤-100 nT的强烈磁暴. 相似文献