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本文对具有初始几何形状及维里系数相同,但初始速度弥散度分布不同的三轴椭球进行了数值模拟。四个模型的最后质点分布及等密度轮廓的图象表明,三轴椭球的塌缩是与初始弥散速度的分布密切相关的。而不同的初始弥散速度分布可能与原星系在薄饼中不同的碎裂时刻有关。 相似文献
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本文导出了磁偏轴椭球在坍缩时磁轴的变化公式。计算结果表明,磁轴和自转轴重合的情况在坍缩时是不稳定的,稍有偏离,磁轴与自转轴间的夹角就要增大。这有助于说明脉冲星磁轴与自转轴偏离的原因以及通常在研究中假定两者相互垂直的合理性。 相似文献
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本文提出了一种三轴小行星光变曲线理论计算的新方法.文中采用三轴椭球形小行星模型,仅考虑自由惯性转动,直接从刚体自由转动的欧拉方程出发进行数值计算,得到了三轴小行星的自转轴在本体内部和空间的位置变化和计算光变曲线.结果表明,历来在小行星光变理论研究中认为自转轴在空间指向不变的基本假设是不尽合理的。由不规则小行星的自由转动而引起它的自转轴位置的变化,是造成小行星实测光变曲线与理论光变曲线之间存在偏差的不可忽视的因素. 相似文献
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天琴RR型变星的速度椭球和空间速度 总被引：1，自引：1，他引：0
毛亚庆 《中国科学院上海天文台年刊》1995,(16):150-161
本文使用上海天文台编制的“天琴RR型变星自行星表”并利用空间速度的方法，确定天琴RR型变星的速度椭球，计算表明是三轴速度椭球，分析认为，子样中还包含着圆盘星族和中介星族Ⅱ的成员。本文还同时给出了在银心柱面坐标系中变星的柱面坐标和空间速度，为进一步作银河系动力学提供精确的资料。 相似文献
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熊永清 《中国科学院上海天文台年刊》1999,(20):91-97
与Geiger和Santerre的简单的均匀分布假设进行比较,本较严格地考虑了GPS卫星天空分布密度随赤纬和轨道倾角的变化,研制了SIMSKY软件,采用模拟计算的方法研究了GPS星座对精密定位误差椭球大小和三轴指向的作用;还研究钟差与测站坐标的相关程度。这种方法可以用于研究不同纬度的测站网络对误差椭球和z-t相关性的影响、不同截止高度对误差椭球和高程与时间相关性的影响。 相似文献
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黄松年 《中国科学院上海天文台年刊》1989,(10):134-136
本用了一个均匀密度的三轴椭球晕，对沉浸在其中的非轴对称盘星系受到的扭矩作了一级近似计算。这个扭矩虽然量级很小，但对盘星系的角动量演化是一个长期的效应。 相似文献
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在漠河１９９７年３月９日全食期间,使用３°测量视场的光电光度计,测量了日冕总光通。仪器的光谱响应符合Ｖ（λ）函数。测量结果,太阳黑子极小期日冕的总光通φｃ与太阳总光通φｓ之间的关系为φｃ＝０．６９×１０＾－６φ。 相似文献
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本文讨论在考虑恒星速度椭球分布情形下旋涡星系的性质。由分析可知:旋涡星系的运动是恒星“气流”的紧卷旋涡式轴对称基本运动与密度波扰动的迭加,也即既有物质运动也有波的传播。当旋涡星系的旋臂为曳式时,它是旋闭的,并且恒星速度的椭球分布能导致星系密度波模式的不稳定。这种不稳定性提供了激发并维持星系密度波的一种机制,得以使且系旋臂长期维持。 相似文献
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Chandrasekhar等和Sunder等讨论了具有局部各向同性速度分布的旋转椭球星系的短期（远小于哈勃时间）演化,本文运用Laskar的频率分析方法研究这种星系的长期（大于哈勃时间）演化．得到的新结论主要有：（1）这种星系存在唯一的平衡态（球对称平衡态）,它是临界线性稳定的;（2）其半轴一般在平衡态的半径邻近作拟周期或近拟周期（这种近似在远大于哈勃时间后仍可行）振动,从而是长期稳定的;（3）存在一个半轴趋于零,另一个半轴趋于有限值的情形,且一般趋于零的是对称轴的轴长（从而星系趋于扁平）,这意味着某些盘星系可能来源于具旋转棉球构形的星系前物质． 相似文献
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本文讨论了密度不均匀性对椭球引力坍缩的影响。如果椭球初始存在一个从中心到边缘的微小密度梯度,就会产生一个在坍缩后期不可忽视的压力。这个压力起抗衡引力坍缩的作用,作用的大小受热力学过程影响。满足多方过程pocp~v(v～5/3)的非均匀椭球会出现振荡。但对于初始偏心率很大的长椭球,反而会加强Lin,Mestal & Shu于1965年提出的不稳定性。 相似文献
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本文叙述了VLBI系统对时频的要求和上海天文φ6米天线VLBI实验系统（徐家汇）的时频基准，并介绍了上海天文台φ25米天线VLBI（佘山）时间基准的建立以及开展时间工作的初步设想。 相似文献
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本文介绍为适用于观测哈雷彗星而制作的云南天文台HAφA—3四轴望远镜的跟踪电路。跟踪控制电路采用高抗干扰、低功耗的CMOS集成电路;采用步进电机作为驱动器,使跟踪速度方便、连续可调,减少了复杂的机械转动系统,跟踪稳定。实际使用表明,电路可靠、操作灵便,达到预期要求。 相似文献
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本文讨论了目前广泛采用的三种用于地波传播时延计算的大圆距离计算公式,在椭球体面上,这三种公式在一定的近似下被统一起来,并给出了考虑高程时的简单近似公式及忽略高程影响的条件。 相似文献
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唐泽眉 《中国天文和天体物理学报》1984,(1)
观测指出,盘状星系有两个主要组成部分,中心椭球和外盘.在早型的以发光天体为主体的盘状星系中,根据光度分布规律可以得到面密度分布.本文根据中心具有核球的盘状星系面密度分布曲线和旋转曲线,用数值方法求解流体力学方程组和泊松方程,得出盘状星系中心区域的三维质量分布和弥散速度分布.结果表明,盘状星系的中心椭球为一高密度区,此区中的恒星或星团与椭圆星系的成员具有近似的动力学特征.这些结果与观测是一致的. 相似文献
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利用长波定时,要求距离计算达到来级精度。本文提供了坐标系统的变换公式,以达到在同一椭球面上进行距离计算。换算到WGS—72椭球面上的坐标值与直接测定的坐标值(在WGS—72椭球面上)相差甚微,两者分别计算到Y台的时延仅有0.017μs的差异。可以满足Loran—C地波传播距离和时延的计算精度。 相似文献
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刘步林 《中国天文和天体物理学报》1998,(3)
本文用树形法,模拟试验由一种星系相互作用模式产生椭圆星系的可能性．并用惯量张量分析方法和曲线拟合对椭球体进行结构分析,得到椭球体的半长轴相对长度． 相似文献
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对月球形状的估算 总被引：1，自引：0，他引：1
1799年,Laplace发现月球的3个主惯量矩,与月球的轨道和自转状态并不相符.有些学者认为,这可能是现在的月球仍保留了早期的"化石"形状.大约在三十多亿年前,月球曾经离地球很近并且转得较快,然后月球逐渐迁移远离地球并且转动得慢了下来.在此迁移的较早时期,月球受到了引潮力和自转离心力的作用,成为一个椭球体.并且很快凝固.所幸的是,固态月球的岩石圈较为稳定,使我们现在仍然能够看到很早时期月球的形状.文中利用月球天平动参数以及引力场系数,计算了椭球体3个主向径a,b,c的长度和月球的平衡潮形状,得到如下3个结论:(1)开始时月球离地球是非常近的,大约在三十亿年前月球可能已经冷却和固化,现在的月球基本上保留了凝结时的形状.(2)证明了液态月球的潮汐形变是月球平衡潮高度的1.934倍.因此用月球引力场推算月球形状时,必需考虑到流体勒夫数hf=1.934的影响.(3)根据月球三个主轴a,6,c的长度之差,推算了月球临凝固时的月地距离为1.7455×1O8m,自转周期为3.652 day.从而推算出月球临凝固时的恒星月长度为8.34day.因此在月球凝结时,月球被锁定在与自转速率比为2:1的共振轨道上. 相似文献