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对1995年11月和1996年3、4月间观测获得的HR5553、70Oph和εEri给出了高分辨率,高信噪比的阶梯光栅光谱资料。确定了这3颗晚型活动星的大气参数,采用谱线细致分析方法求出了铁、锂、钙、钪、钛、钒、铬、锰、钴、镍、钇、锆和钡13种金属元素的丰度。采用多重线统计方法测定了这3颗晚型活动星的磁场和磁场覆盖因子。 相似文献
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依据观测获得的5颗晚型星:λAnd,κCet,61CygA,αCas和βCet的高分辨率、高信噪比的光谱,采用谱线塞曼致宽的谱线轮廓叠加法和利用大量FeI的多重线统计分析方法,成功地测定了这些星的磁场和磁场覆盖因子,并对这两种磁场测定方法做了简述和讨论 相似文献
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本文给出了1991年11月在北京天文台兴隆观测站对仙王座β型变星ν Eri进行的b,y波段光电测光结果,及1991年12月在云南天文台观测获得的高分辨、大色散的SiIII线附近区的CCD光谱,根据光变的多重周期分析结果,计算和分析了ν Eri的理论脉动模式,并以高分辨的SiIII线轮廓为例,分析了该星的谱线轮廓变化并计算了谱线的半宽,等值宽度以及视向速度。 相似文献
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依据预测获得的5颗晚型星,λAnd,κCdt,61CygA,αCas和βCet的高分辨率、高信噪比的光谱,采用谱线塞曼致宽的谱线轮廓叠架法和利用大量的FeI的多重一统计分析方法,成功地测定了这些星的磁场和磁场覆盖因子,并对这两种磁场测定方法做了简述了讨论。 相似文献
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本文研究了具有宏观运动的膨胀恒星大气中的辐射转移过程。详细介绍如何利用线性化分离法计算运动大气谱线形成。并采用线性化分离法计算了εOri星的Hα线PCygni轮廓。 相似文献
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本文评述了自80年代以来晚型星磁场测定方面的新进展,侧重介绍了非偏振方法中的谱线塞曼致宽和谱线综合分析法及偏振方法中的塞曼-多普勒图像(ZDI)技术,并对今后我国开展类太阳型星磁场测定研究方面,提出了初步的设想和对前景的展望。 相似文献
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根据Hipparcos的资料和TD-1对εCha和HD100546的紫外观测资料讨论了εCha、HD104237和HD100546在赫罗图上的位置以及它们的演化状态. 相似文献
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根据Hipparcos的资料和TD-1对εCha和HD100546的紫外观测资料讨论了εCha、HD104237和HD100546在赫罗图上的位置以及它们的演化状态。 相似文献
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用线性化分离法计算膨胀恒星大气的谱线形成 总被引:1,自引:0,他引:1
本研究了具有宏观运动的膨胀恒星大气中的转射转移过程,详细介绍如何利用线性化分离法计算运动大气谱线形成,并采用线性化分离法计算了Ori星的Hα线 P Cygni轮廓。 相似文献
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本以线性无力场模式下边界元法(BEM)为基础,根据Carrington1733-1742周的光球磁场观测数据,计算出相应各Carrington周日冕高度(2.5R⊙)全日面的太阳磁场,计算结果同势场模式下的级数解法(即待定系数法)的相应结果对比表明,两种方法都体现了较为一致的大尺度日冕磁场特征,但在数值上存在某些差异;有些Carrington周的磁中性线形状差异较明显;另外,两都没有反映出光球 相似文献
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本文以线性无力场模式下边界元法(BEM)为基础,根据Carrington1733—1742周的光球磁场观测数据,计算出相应各Carrington周日冕高度(2.5R_⊙)全日面的太阳磁场。计算结果同势场模式下的级数解法(即待定系数法)的相应结果对比表明,两种方法都体现了较为一致的大尺度日冕磁场特征,但在数值上存在某些差异;有些Carrington周的磁中性线形状差异较明显;另外,两者都没有反映出光球磁场中原有的并在行星际空间探测到的中小尺度强磁场结构。本文最后指出了发展较精确的三维全日面磁场计算理论尚待解决的一些问题。 相似文献
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为了建立三维的太阳黑子磁场模型,必须确定横向磁场的方位角(x)及其随深度的可能变化。本文提出一种探测x随深度变化的方法,即对黑子的一定点依次用磁敏谱线的不同部分测量代表线偏振的两个斯托克斯参数Q和U,然后按由牧田提出并经我们改进的方法,给出磁场方位角图。如果x随深度呈现出扭曲结构,则方位角图上的曲线含有圆圈形,否则可是类似抛物线的较为简单的曲线。在测量仪器的灵敏度足够的情况下,本方法对黑子外面的日面弱磁场区域也可以使用。 相似文献
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本文作者首次发现了EXO 2030+375的回旋吸收线迹象.这是迄今唯一一个同时有用回旋吸收线直接测量的磁场数据和用吸积演化方法间接测量的中子星磁矩数据的X射线脉冲星.两种测量方法的结果有很大差别,本文提出了可能导致这种差别的物理机制. 相似文献
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利用均匀磁化球模型,对OrionB云中的39个分子云浓核,从它们观测的源半径和分子线线宽,推求它们的数密度和磁场.得到平均磁场110μG,平均密度为8×104/cm3.这些计算值与观测结果一致.对于R>0.2pc的分子云浓核,利用均匀磁化球模型推求磁场和数密度的方法是一种可行的方法. 相似文献
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等离子体团型日冕物质抛射的形成机制 总被引:1,自引:0,他引:1
本文在球坐标二维磁静力平衡基态下,数值研究了电阻撕裂模不稳定性引起日冕电流片中发生磁场重联的过程,结果表明发生了具有两个X线的磁场重联,形成了磁岛和高温高密度的等离子体团,等离子体团在向上运动过程中有着明显的膨胀,其上升速度和膨胀过程与等离子体β值有关,这些结果可用于解释等离子体团型日冕物质抛射的形成。 相似文献
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王蜀娟 《中国科学院上海天文台年刊》1995,(16):266-268
本文利用理论上失利的哈雷彗星OH脉泽谱线的平均流量密度公式,计算了一组结果与观测值进行比较,彼此互相符合较好,表明OH脉泽谱线理论模型是比较好的。并且根据哈雷存在星在OH脉泽谱线形态的初步分析,表明它在形态上与晚型星系统内OH源的非标准双峰脉泽谱线存在着某些定性的相似性。 相似文献
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利用均匀磁化球模型,对OrionB云中的39个分子云浓核,从它们观测的源半径和分子线线宽,推求它们的数密度和磁场,得到平均磁场110μG,平均密度为8×10^4/cm^3,这些计算值与观测结果一致,对于R〉0.2pc的分子云浓核,利用均匀磁化球模型推求磁场和数密度的方法是一种可行的方法。 相似文献