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直到最近以前,幾乎都認为觀测到的宇宙電波是來自銀河系的。1950年Brown和Hazard用60米的拋物面無線電望遠鏡發現了M31的λ=1.89米的宇宙電波。以后,天鹅座和室女座的兩個強力的射電源也被證實是河外星雲。1952年Brown和Hazard系統地测量了幾十個分立的射電源的輻射強度,證實了它們都是可以观 相似文献
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銀河星雲的偏振曾經被人透過阿黑曼(Ohman)或李約(Lyot)的偏振計去做攝影觀測。在分析器(analyseur)的位置相差π/4所拍的兩張照片,就足以决定星雲各區偏振光的百分數和偏振面的方向。我們對於蟹狀星雲作了29個區域的偏振觀測,每個區域的直徑是8″。在那些“無定形”物質的纖維結構不太混淆的區域里,偏振面的方向和巴德(Baade)所發見的纖維的方向是相合的(圖4)。據4000—5000埃和5200—5800埃兩光譜區所得的相同的結果,表現偏振度很强(>40％),這是和席克洛夫斯基(ShMovsky)与奧特(Oort)的理論相合的。瀰漫星雲,因其光輝微弱並有夜天光陪襯,觀測是困難的;雖然這樣,我們在10個星雲的117區里,做了偏振的觀測。偏振化最强的區域,按所研究過的星雲,偏振度可由20％變至40％。如果NGC 7023的徑向偏振真是這團星雲物質的主要特徵,那么觀测到的偏振面的方向和可見的發光細絲相重合,更像是確定的事實了。有些星雲的偏振,不能說是徑向的;但仍能證实偏振面的方向跟隨比較顯著的星雲亮絲。由色餘的测定,基本上表明:瀰漫星雲比較照耀它的星,更藍一點,這和星的距離的函数有系統的變化。觀测的結果和与可見光波長相近的固體質點對於光所生的漫射的情况,是相合的。 相似文献
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本文叙述1948年巨蛇座新星和天鹅座新星的光谱:前一顆已经達到星雲階段,后一颗尚很接近爆發時期.我们做了一些分光光度测量,因而一方面,利用氧的禁線的相對強度,定出这两顆新星的电子温度,另一方面也定出天鹅座新星的色温度. 相似文献
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高温簡併性發生在密度極大的恆星中,此時恆星中心溫度極高,一般平均值為10~7度;其密度隨質量而变,由10~5克/立方厘米到10~(14)克/立方厘米,若以原子數計,則約為10~(28)/立方厘米到10~(35)/立方厘米。 這種簡併性和金屬中的電子簡併性的區別在於它的高溫。因為它的溫度高,若具有簡併性就必須有極大的密度,因此,它的平均電子運動速度亦極大,近於光速,所以一般也稱為相對論性的簡併性電子氣。 相似文献
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1.發射星雲的主要特點是它在外方的物質運動与散逸。在獵戶座NGC1976的詳細研究中,我們测出了星雲与激發星θ′Ori之間的相對運動(ΔV=-11.5±1公里/秒)。而在許多大的發射星雲中,星雲周圍的廣大地帶都現出有含着弱光的物質。(這在NGC 1976中直徑達3°以上)而這可以看作星雲物質散逸的證 相似文献
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一.引言四十多年前漢次勃隆和羅素分別獨立發現了恆星的絕對星等和它們光譜型間的關係。這項統計關係的重要性,愈來愈顯著,它關係到恆星的結構,年齡,化学成分和恆星總體的演化。把恆星的絕對亮度當做縱坐標,它們的光譜型,或相當的有效溫度,作横坐標,幾千顆恆星在這圖上的分佈並不是散漫不規則,絕大部分,六分之五以上的星,都密集在沿左上到右下的狹條,所謂主星序的範圍内。當初的發現只是一個經驗關係。之後,伏脫-羅素定理在理論上給以解釋。這定理說,若是星内的壓力,不透明度和產能的速率是溫度,密度和化學成分的函數,那末星的 相似文献
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1962年紫金山天文台用60cm 反光镜及附属有缝摄谱仪进行了飞马座 AG 星的分光光度观测,色散度于 H_γ处为153(?)/mm. 得到了下列一些参数:色温度,发射线的等值宽度和相对强度,电子温度. 把这些参数同近十年来别人的结果作了比较,得到了下面一些结论:①近十年来,色温度总的说来在逐渐下降;②同时,高电离电位的发射线强度相对于低电离电位的发射线是在逐渐增强;③一些禁线的强度也在增强;④特别是,我们注意到在氢巴尔末发射线等值宽度的变化和色温度的变化之间存在着一定的联系:当氢巴尔末发射线等值宽度增加时,色温度下降,而等值宽度减小时,色温度上升. 相似文献
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在這個工作的第一段里,我求得對於任何厚度的球層大氣在表面上昏暗的定律,表为吸收與發射兩種係數的函數。這個公式比通常所用的多項式更要普遍一些,應用到太陽的情形,改進了日輪中心附近昏暗的計算法。第二段因討論到球面的曲率和輻射在這球層內的折射,對於星輪邊綠的影響,听引出的修改,我們討論了一般的情形和對於太陽辐射的特殊情形。這個修改數,即使在太陽的情形,也是不可忽略的,雖然折射的効應,因缺乏實驗的數據,尚难算出,可是球層的曲率的効應(純粹是一個幾何學上的问题),是可以算出的,縱然有時须得使用一些外插。我研究了這個効應對於表面層的溫度和在這些層裹的“能源函數”(fonction-source)的变化所生的影響。最後在第三段里,我舉出在里昂天文台使用的色度學的方法,對於太陽求出的色温度的結果,更用一種光譜法,證明赤道帶和極區有一種色温度的差異的存在,這差異是在第一方法里已經表示明白了的。 相似文献
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1963年天文学报11卷1期发表了龚树模先生的“现代恆星演化学说评介(以下简称‘评介’)”一文,其中有些內容值得商確,如下: 一、该文在引论中断言,“恆星由体积大、密度小、温度低的气体尘埃物质凝聚而成,巳为一般所公认。”并从安巴楚勉在文献中之一语“形成正常恆星之前的物态是和体积较大、密度较低的天体象赫比格-哈罗天体、彗状星云有密切联系”,得出“所以恆星形成之前的、至少在快形成正常恆星之前的状态,大家的看法是一致的。”的结论。事实上不能认为,‘评介’所引述的文献[2]和[3]的作者安巴楚勉(当然更不用说其他作者了)真的确认上述“恆星形成之前,至少在快形成正常恆星之前的状态,大家看法 相似文献
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我们在有些恒星上观测到它们的光亮骤然发生变化,例如和太阳隣近的红矮星(鲸鱼UV型)和属於某一星協的星(金牛T型). 本文先列出20颗确定为鲸鱼UV型的星(表1),然後讨论它们的光变情况,如躍变的幅度,光变曲线(表2),闪光的速度(在上昇到极亮时,速度可达0.25星等/秒),躍变的频率等.跟着我们更讨论这些星不在闪光的时候的变化(表3). 这些星的光谱内常有发射线(H与CaⅡ),闪光的时候,光谱上的连续背景加强,并且出现HeⅠ和HeⅡ的谱线,表示温度增加很高,但是这仅限於星的很小的表皮层(1至3％). 鲸鱼UV型星自身亮度很弱(M_(pg)13),数目很多,属星族Ⅰ. 本文内提到几颗御夫RW型星的迅速变化,并且讨论了金牛区(表5),猎户星雲区(表6)和NGC2264里(表7)的闪光星. 我们研究了光变的情况,特别说明鲸鱼UV型星和金牛T型星之间的关系:例如在光曲线、光谱型和同属星族Ⅰ几个方面.我们也讨论了这两型星在绝对星等、光谱和赫-罗图上的位置三者的差异. 最後我们断定鲸鱼UV型星和金牛T型星实在是相同的一群;我们由观测得到的它们之间的差异,其原因一则由於“观测上的选择性”,再则由於这两型星的演化阶段有所不同. 许多恒星的光亮表现突然的增加,或者说很迅速地发出“闪光”,在几分钟、有时在几秒钟内,星光有显著的增加,跟着变暗,初迅速而渐缓慢. 这种星光的躍变在许多型星都观测到,特别是在绝对亮度微弱的星上面.我们现在只讨论下列的主要两类恒星: 相似文献