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本文利用文[1]中所求得的扰动引力势的严格解,当此解由无旋臂区向有旋臂区连续过渡时,在解中出现一非波动项,对此项作出估计,可得出厚度(H=2/α)与开始形成旋臂处的半径的r_0关系:αr_0=7(α为星系半厚度的倒数).我们由[2]选出了50颗旋涡星系,并测定了它们的r_0,由此定出了星系盘的平均厚度. 相似文献
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哈雷彗星的轨道演变的趋势和它的古代历史 总被引：4，自引：1，他引：3
本文讨论了哈雷彗星三千多年中轨道演变的趋势。所根据的资料是利用TQ-6型电子计算机,计及大行星摄动而求得的在这三千多年中的运动轨道。本文的中心内容是将我国历史上各次可能是哈雷彗星的纪录,加以分析考证,以断定其是否果属哈雷彗星。对于几个有关年代学的问题,也提供了解决的线索。 相似文献
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利用66个OH megamaser的光度和它们的宿主星系的红外光度之间的相关关系,得到log L(OH)=1.71log L(IR)-17.67,即L(OH)α[L(IR)]1。71.这个结果介于Baan所得到的L(OH)α[L(IR)]2和Kandalian所得到的L(OH)α[L(IR)]1.38的结果之间.由于统计时所取的样本数最多,因此结果更能反映实际情况.进一步,可把这66个OH megamaser分为两类;第一类为L(OH)<102L(?)的小光度OH megamaser,小光度OH megamaser包含了14个OH megamaser;第二类为L(OH)≥102L的大光度OH megamaser,大光度OH megamaser包含了52个OHmegamaser.研究结果表明,小光度OH megamaser的光度和它们的宿主星系的红外光度之间相关关系为L(OH)α[L(IR)]1.43,与Kandalia所得到的结果相接近.大光度OH megamaser的光度和它们的宿主星系的红外光度之间的相关关系为L(OH)α[L(IR)]2,与Baan所得到的结果相一致. 相似文献
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吴连大 《紫金山天文台台刊》1981,(4)
本文讨论了人造卫星观测中卫星位置与测站位置所对应的时间不一致问题,证明了,对于方向观测,这种改正等价于卫星视位置到真位置的周日光行差的改正,并给出了其它观测的改正公式。经过这些改正后,在轨道改进时,星历表计算就可用最简单的时间对应的公式计算,不必进行迭代,也无需加任何附加项。 相似文献
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为了探索对较暗目标进行成像的新方法，我们在TI公司生产的带有增益寄存器的EMCCD（Electron Multiply CCD）芯片基础上，构建了一套成像系统，主要用于对此芯片进行性能测试，为将来构建天文观测用相机做准备。本文主要介绍了EMCCD的结构特点、工作原理，并且详细介绍实验室采用TI公司的EMCCD搭建的成像系统，以及在此系统基础上对EMCCD进行地评测。 相似文献
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本文利用双星轨道的追星点进动的新近观测值和Cowling给出的理论公式推测了四颗双星的物理模型的多方指数。四颗双星的多方指数n值的范围多数在3相似文献
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这是哈勃望远镜拍摄的一幅令人惊叹的照片(图1)。几个巨大的球状椭圆星系坐落在距离地球10亿光年以外的致密富星系团Abell 2218中央,周围是一些明亮的盘状(大多为旋涡)星系。以这个星系团为中心分布着120段纤细的光弧,排列得好象掷镖板上的靶环。这是宇宙中最奇妙的幻影之一。大质量星系团的作用象一个巨型透镜,它的巨大引力场使穿过其中的光线偏转,并使背后遥远的天体大大增强。暗弱的蓝色光弧实际上是比这个星系团远5至10倍的遥远星系的扭曲了的鬼像。起初,人们只把这类事例当作一种宇宙奇观,但过去10年中,引力透镜已发展为人们研究宇宙中暗物质含量,测定哈勃常数(从而决定宇宙大小和年龄),探索星系形成和演化历史等重大科学问题的有力工具。 相似文献
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From Einstein Observatory, we know most nearby dM flare stars have X-ray emissions. X-ray flare energy of dM stars is far larger than that of large flares of sun. The corona temperature of dM stars is higher than that of sun. The X-ray flare time scales are several minutes to hours. Star corona heating model for X-ray flares is loop model, which provide a mechanism to convert magnetic energy to heat energy in star corona.Within identification of ROSAT X-ray sources, we found that X-ray source: RX1102.0 4347 corresponds to WX UMa, a dM5e flare star, which is in a nearby visual binary: Gliese 412A B. The binary is very near to earth, 5.38pc, and has high proper motion, 4".54/ year. The binary is also an Einstein X-ray source: 1 E1103.0 4346.In March 27, 1993, we observed WX UMa by CCD BVRI photometry at BAO 2.16m telescope. Magnitudes of the star are: V = 14.56, B-V = 1.95, V-R = 0.97, R-I = 2.06, which are similar to previous observations.From the ROSAT X-ray survey data in November 7-17, 1990, average X 相似文献
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分析了与日冕物质抛射(CME)有关的太阳微波爆发(SMB)的特征,包括持 续时间、峰值流量、爆发类型、谱指数等．选取了从1999年11月至2003年9月的136 个事件,包括60个部分晕状CME(120°<宽度<360°)／晕状CME(宽度=360°)和 76个正常CME(20°<宽度<120°)／窄CME(0°<宽度<20°)． 研究发现: (1)与正常CME／窄CME有关的微波爆发持续时间较短,与部分晕状 ／晕状CME有关的微波爆发持续时间有长有短; (2)与慢CME有关的微波爆发持续时 间较短,与快CME有关的微波爆发持续时间可长可短;(3)与正常／窄CME有关的微 波爆发峰值辐射流量比较小,与部分晕状／晕状CME有关的微波爆发峰值辐射流量有大 有小;(4)与慢CME有关的微波爆发峰值辐射流量较小,与快CME有关的微波爆发峰 值辐射流量可长可短; (5)与正常／窄CME有关的微波爆发绝大多数为简单(simple) 型,与晕状CME有关的微波爆发绝大多数为复杂(C)／大爆发(GB)型; (6)与CME 有关的事件在频率,f相似文献
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本工作对213个星系的质量和角动量值进行了分析。175个质量值是射电方法得出的,其余38个由光学方法得出。由星系的极大自转速度V_m及其相应处的半径r_m 计算了183个盘星系的角动量J,得到了关系式J∝M~(1.66)。本文按质量值把星系分为超巨系(5×10~(11)—10~(13)M_⊙、巨系(10~(10)—5×10~(10)M_⊙)、中系(10~3—10(10)M_⊙和矮系(10~3—10~3M_⊙)。E型星系的质量范围最大,其中矮系和超巨系都最多。S型星系超巨系很少,矮系也没有。对此,本文进行了讨论。从S0到S系的各个次型到Ir型星系,星系质量M、角动量J和角动量密度j的平均值都是先增加到Sb型达极大值,然后减少。以M~(7/4)除J,以消除M的影响,剩余角动量J/M~(7/4)也不随类型变晚而增大。但SB系的J/M~(7/4)值却比SA系大,表示角动量大的星系较可能成为棒旋星系。 r_m处单位质量的惯性离心力k-V_m~2/r_m的平均值也是Sb处极大,Sb以后减小。本工作为进一步研究星系形态分类的演化意义提供了资料。 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
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月球激光测距的现状及可能的改进方法 总被引：1，自引：0，他引：1
月球激光测距（LLR）代表了单光子探测技术的高峰，是国际激光测距界奋斗的目标。本文回顾了月球激光测距的现状以及它所持有的技术难度，同时介绍了我们为增加月球激光测距回波光子数所提出的一些可能的改进方法。特别介绍了在月球激光测距中利用月面反射器近旁的月面扩展源探测与计算大气倾斜量，进而对测月的激光束实施大气倾斜量实时改正这样一个全新的概念，最后介绍了云南天文台的激光测距系统以及它的近期工作目标。 相似文献
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磁重联被认为是太阳耀斑的产生机制,本文数值模拟在日冕中发生在磁重联过程,结果表明耀斑环的表观运动是磁重联的自洽结果;由重联点发出的慢激波对耀斑环的加热有贡献;耀斑环的上升并不意味着重联点的上升。 相似文献