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1.
叶式辉同志的“日珥的生长曲线”一文提出后,曾经过多次讨论.今将笔者个人对这篇文章的一些意见写在下面:1.本文第二节理论生长曲线的计算实际上是早已存在的,其图形和本文一样(见A.Uns ld:Physik der Sternatmosph ren,2~(te) Auflage,Kap.X,§73,SS288-293,1955).这是很普通的一条生长曲线.过去是对吸收线作的.叶文的发射线轮廓形式[文中(1) 相似文献
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本文提供了日珥发射线光谱分析的一种新方法。它允许源函数随光学深度变化,采用非线性最小二乘拟合,直接从观测轮廓同时确定线心光学厚度τ_0、Doppler宽度△λ_D和源函数变化因子α。 本文用这个方法给出了对文献[1]十个日珥早 Balmer 线的分析结果。这些结果表明,自反变H_α线源函数向日珥内增加,中心源函数是边缘的1.2～2.5倍;忽略源函数的这种变化,将使H_α线τ_0的确定明显偏大;日珥的自吸收减弱亦与源函数变化有关。 对日珥源函数变化的讨论,支持关于日珥辐射激发的主要机制是散射太阳入射辐射的论点。 相似文献
3.
朱灿生 《中国天文和天体物理学报》1981,(1)
P_λ(T,△E_j)_G即能源函数P_λ(T)= (jλ)/(kλ),通过对日珥氢光谱线的研究,其形式和性质已获揭示。P_λ(T,△E_j)_G可按线系(标记为G)分开描写,是物态温度丁和定态级j的函数。j=0,1,2,…,n,j的取值不同,表示物态可能处于不同定态,这证实了普里高津学派关于开放系统会有条件地建立起各种定态的光辉思想。定态级不同的物态,性质完全不同,例如,从j=0过渡到j=1的定态时,各线系的第一条线成为受激辐射线(即激光线),表示物态已发生质变,想用某一级定态下的物理概念去描写另一级定态是不可能的。各级定态将导演出丰富多采的天体辐射现象,从而使现行的宇宙图像面目全非。 相似文献
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张子进 《中国天文和天体物理学报》1983,(2)
本文提供一种新方法、以求某天体的引力红移、速度红移和质量,只要事先知道它的红移观测值和偏转角观测值(指的是它的发射线掠过折射天体如太阳所弯曲的角度或者引力透镜中的有关数据)。 所要用的基本公式如下:(一)光线弯曲与光谱频移关系式式中φ为偏转角,GM/c~2R为折射天体无量纲表面引力势,z_(v1)和z_(v2)分别为射线掠过折射天体之前和之后的引力红移。(二)引力红移相加法则 z_v=z_(v1) z_(v2) z_(v1)·z_(v2)。式中Z_r为总的引力红移。(三)引力红移变换式△c/c=z_λ z_v z_λ·z_v。式中△c/c为光速变化率,只要它为已知,则引力红移的两种表示式z_λ和z_v可以相互交换得到。通过这种变换,式(二)可以变成z_λ=z_(λ1) z_(λ2) z_(λ1)·z_(λ2),而形式完全相同.我们叫它为引力红移相加法则是变换不变的。(四)光速变化率。它是根据广义相对论的公式c=c_0(1-2U)(1 2U)~(-1)推得的。式中c_0为真空中光速,c_A、c_C和U_A、U_C分别为场中A、C两点的光速和无量纲引力势。(五)引力红移和速度红移相加法则。Z_λ=z_(λ0) z_λ z_(λ0)·z_λ 式中z_(λ0)为速度红移,Z_λ为红移观测值。我认为波λ和频率v在描述自然规律方面应有同等作用,即通过类似的红移变换,此红移相加法则的形式仍然不变。 相似文献
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小行星基本物理参量(周期、形状、自转)对于理解小行星起源、演化和碰撞具有重要意义.利用测光手段可以获得小行星的光变曲线,通过光变曲线可以确定小行星基本参数.利用云南天文台1 m望远镜在2000和2015年对小行星(58) Concordia进行观测,结合前人测光观测数据,通过凸面体光变曲线反演模型获得该小行星的周期、形状和轴指向.(58) Concordia的恒星周期为9.894541 h,在黄道坐标系下,极轴指向为λ_1=15.3?±0.7?,β_1=-4.2?±2.6?,另外一组解为λ_2=195.9?±1.0?,β_2=4.8?±1.2?. 相似文献
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讨论了HeI
10830 A的Doppler和Stark加宽机制以及各种加宽参数的计算,并得到以下一些结论辐射阻尼对HeI
10830 A的加宽作用与Doppler效应相比可以忽略;在公认的耀斑电子密度(Ne=3.2×1013
cm-3)的情况下,所有阻尼项均不可能产生可以觉察的加宽;直到Ne=1015
cm-3,各种阻尼对线心半宽的增加都不起作用,其值最多在10-aA的量级,因此,线心都可以看作是Doppler加宽;当Ne＞1014
cm-3时,Stark加宽,特别是电子碰撞的Stark加宽将在HeI 10830 A的加宽中起主要作用;如要Stark加宽谱线的线翼比纯Doppler加宽大1-2倍,则阻尼加宽半宽与△λD可以相比拟;如果用Stark加宽来解释1989年边缘耀斑的观测轮廓,则电子密度将达1017cm-3;与氦原子的碰撞阻尼(γ3)造成的加宽对I12和I3两分量明显不同,它们对I12的影响比对I3的影响大近一个量级.我们的观测显示I12和I3线翼的延伸基本一样,因而我们的观测轮廓不可能是γ3造成的. 相似文献
8.
汪洵浩 《中国天文和天体物理学报》1988,(1)
近年来,谭徽松等人以所选用标准星的观测轮廓与Gray的转致轮廓直接卷积,再与被测星观测轮廓比较,由此来测量了一些恒星的自转。在这种方法中,当所选标准星自转速度不严格为零时,将引入误差。本文在标准星速度(vsini)_s较小的条件下,进行函数展开,先后给出了轮廓修正关系式R_0(λ)=R(λ)-α_2(△λ_L)_s~2R″(λ),及速度修正关系式(vsini)_0~2=(vsini)~2+(vsini)_s~2。并估算说明,当标准星速度(vsini)_s<5km/s,而被测星速度vsini>20km/s时,该误差可不考虑。 相似文献
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《时间频率公报》1997,(12)
十+一一,上八J J.i心.10‘1997年 12月 日 01 0l 02 2l 2l 开始START (UT) 0028 0233 0534 0150 0345极大MAX(UT)00320239053801530400结束E卜D(UT)001玉SU0410D06《)50210U05:玉OD级别IMP SPA LF△甲(拼s)△甲。(拌s) 一1 .2一2.2 一7。6一10.9 一0.4一0.6 一0.5一0.7 一3 .6一5.0 SPA SFA VIJF IJF△甲(拌s)△A(dB) _一0.6 一一14.7,+8.8 一一0.3 一一1.0 一一1.1一一十一八J f.l 11今白0152034005580523022304050608053303;弓504:3006450620D一4 .8一0 .4一1 .3一2 .5一6 .6一0 .5一2 .1一3 .7一一1.5,+3.7一+0 .9一… 相似文献
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本文利用四次冲的观测资料,计算了(16)Psyche小行星的自转.结果如下: (1)极点坐标是λ_(P1950)=225°,β_(p1950)= 5°; (2)顺向自转; (3)恒星周期为P_恒=0.~d17483120±0.~d00000010 =4~h11~m45.~s42±0.~s01. 在1955、1965和1980三次冲期间,太阳、地球和该小行星的空间相对位置几乎一样,且观测曲线也大体相同.因此,可认为,该小行星的自转轴至少在20年的观测期间内是无进动的。这个结论和小行星自转轴不进动的假定是一致的. 相似文献
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Markarian 478是典型的窄线赛弗特I星系之一。本文展示了在 2 0 0 1年 1月利用远紫外光谱探测卫星 (FUSE)观测到的Markarian 478的远紫外光谱。我们的光谱覆盖了 91 5Å ;— 1 1 85Å的波长范围 ,分辨率约为 2 0km/s。我们在连续谱上探测到OⅥλλ1 0 3 2 ,1 0 3 8、NⅢλ989和CⅢλ977强发射线。在高电离双线OⅥ以及Lyβ的蓝端线翼上出现了成协吸收线 ,而在NⅢ和CⅢ发射线上没有出现内禀吸收线。这些吸收线被分解成 5个动力学成分 ,它们相对于系统红移zem=0 .0 774的静止坐标系速度覆盖了从 -2 3 0 0～ 3 70km/s的范围 相似文献
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对于极早型星的连续光谱的性质,如巴耳末跃变、可见区和紫外区的梯度……要去加以测定,须先知道星际吸光的规律;反过来说,要想决定这个规律,就须预先明瞭星的那些固有的性质.我们在这篇文章里将要说明怎样解决了这个困难,测定了天鹅星区的吸光定律,并且证明这个定律在天上别的星区仍然有效.同时我们且得着和甚至红化很厉害的星的连续光谱,相联系的参量的数值,特别是巴耳末跃变 D 和紫外区与可见区两种梯度的差异△_( 0)这样就可以将两参量λ_2和 D 的分类法推广到 O 型和 B 型星去,并且提供藉△_( 0)和 D 两参量,对于 O 型星的一种新的分类方法. 相似文献
15.
用上海天文台光电等高仪(Ⅱ型)1975年9月至1978年的观测结果,计算了恒星的星位改正以及星表的系统改正△α_δ、△δ_δ. 相似文献
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基于斯隆数字化巡天(Sloan Digital Sky Survey,SDSS)第12期数据(data release 12,DR12)的光谱,分析引力透镜类星体SDSS J1001+5027的A, B两个像的光谱。两个像光谱的红移分别为1.84132±0.00024和1.84545±0.00012,透镜天体红移约为0.415。通过证认可靠的CⅣλλ1548, 1551或Mg Ⅱλλ2796, 2803窄吸收双线的方法,证认出A, B两个像的光谱中红移分别为1.60677±0.00012, 0.87140±0.00007和0.41455±0.00006的3个吸收系统。从3个吸收系统共证认出27条窄吸收线。测量27条窄吸收线的等值宽度,再通过分析、比较3个吸收系统在A, B两个像光谱中吸收线的数量及等值宽度的差异,给出了3个吸收系统在引力透镜类星体SDSS J1001+5027视线方向可能的分布示意图。 相似文献
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蒋世仰 《中国天文和天体物理学报》1981,(2)
本文指出,由于高效率,中、高分辨本领(R_p=λ/(△λ)≥4000)分光工作的入射狭缝的宽度和高度均要受到一定限制,当望远镜口径D介于D_0=9.4米及D_0~’=55米之间时,聚光本领并不能超过口径为D_0的望远镜;当D>D_0~’时,也仅与D成正比,且并不比D_0强多少。 相似文献
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曾琴 《紫金山天文台台刊》1992,11(4):255-258
本文介绍有关宇宙水的研究的新进展,事实上现在振动基态6_(16)-5_(23)水脉泽(λ=1.3cm)已不再是可以用来研究宇宙水的唯一谱线了。由于科学技术的进步,振动基态的一些其他水脉泽,振动激发态的一些发射线与吸收线已变得可以探测。宇宙水除了1.3cm波段外,还可以通过在毫米、亚毫米、红外波段的多种谱线来进行研究,取得更丰富、更全面的天文信息。 相似文献
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