1963年武仙座新星的光谱和光度观测

1963年紫金山天文台对1963年武仙座新星(NHer 1963)~(++)作了三色(紫外、蓝、黄)照相测光和光谱观测.照相测光从2月17日开始到11月9日为止,用照相方法独立测定了星等,列出了新星和比较星的星等.用对数曲线法讨论了新星光变曲线.光谱观测自2月21日开始至8月8日结束.文中叙述了光谱的特征和变化,列出了壳层膨胀速度的测量结果,以及照相区和目视区的新星光谱描记图各6张,4月24日到25日的“氮闪”光谱描记图一张.     

武仙座1963年新星星云阶段的分光光度

本文叙述了以下内容: (1)对在1963年5月18日到8月8日拍摄的7条武仙座1963年新星的光谱作了发射带相对强度的测定(表2)。 (2)按新星光度变化的统计规律得到上述新星的距离模数值(10~m),用平均消光法求得目视总吸光值A_v=0~m.23,距离900秒差距,井由此得到改正星际选择吸光后的谱带的相对强度(表3)。 (3)由新星绝对星等M_B和发射带的相对强度求得了谱带的绝对强度(表4)。 (4)对于一些发射带的绝对强度作Δm-lgt图,发现发射带绝对强度的变化也存在Δm=blgt的线性关系。对于不同的谱线,系数b是不同的。 (5)根据测定的相对强度,用安巴楚勉和斯托伊两种方法求得核星温度,它们分别在150000°—160000°和30000°—60000°之间,由于前者是上限,后者是下限,真实的核星温度应当在两种方法求得的值之间。 (6)用H_β的绝对强度和[OⅢ]5007+4959对[OⅢ]4363的强度比两种方法分别求得不同电子温度T_e相对应的电子密n_e。并且用由上述两个方法求得的T_e—n_e曲线的交点,同时求得了T_e和n_e的值。由此法求得的结果是:在所讨论的期间内,T_e由10800°K逐渐上升到17500°K,然后又下降至13000°K。n_e则单调的由5.0×10~7cm~(-3)逐渐下降到7.0×10~6cm~(-3)。 (7)求得壳层质量约为2.3×10~(-5)M_⊙。 (8)初步分析了一些壳层物理参数变化的原因。     

1963年武仙座新星“氮闪”光谱

本文对1963年武仙座新星的一次“氮闪”光谱作了分光光度测量.表2—表4列出发射带等值宽度、相对强度和连续谱能量分布的测量结果.分析测量结果发现“氮闪”谱同“氮闪”前光谱相比有如下特征:(1)“氮闪”时,容许跃迁的谱带强度高电离的比低电离的明显增强;禁戒跃迁的谱带强度高电离的比低电离的明显减弱.(2)“氮闪”耐,连续谱的强度相对发射带有所增强;并且连续谱的蓝区比红区增强得厉害,即色温度增加.根据上述“氮闪”谱的特征,我们对“氮闪”现象的解释提出如下意见:(1)“氮闪”的主要特征,NⅢ 4640 波长处谱带的增强与变漫乃是由于 NⅢ 4640、CⅢ4647和 CⅣ 4659等高电离谱带的加强与重叠的结果.(2)“氮闪”现象的产生是由于“氮闪”前新星发生了一次小的爆发.随后,这个被抛射的小壳层逐渐膨胀和稀薄,于是在某个时候出现了“氮闪”现象.     

御夫座ζ星1963—1964年食的光电观测

在北京用15厘米反光望远镜作了御夫座ζ星1963～64年食的三色测光。表1给出了观测结果。表2是食外和全食时的V,B—V和U—B的平均值。两个子星K星和B星的V,B—V和U—B值列于表3。从光变曲线得出的食甚时刻为J.D.2438386~d.70,d=37~d.10。我们认为极小时刻定在J.D.2432553.66+972.176E(1947～48年)较好,并且认为d不随时间而逐渐增长。     

天鹅座1975年新星的光谱观测

北京天文台自1975年8月30日起至1976年1月24日止对天鹅座1975年新星进行了照相光谱观测。本文给出该新星主要光谱的证认结果,简述了光谱的特征和演化。极大刚过的一段时期内主要是宽的H Ⅰ和Fe Ⅱ发射线,在10月9日看到[Fe Ⅶ]6086和3760A,可见这颗新星的电离度是非常高的。根据光谱的吸收分量测得的膨胀速度在8月31日-9月3日约为2000km/S。光谱的吸收分量较弥漫,未看出表征一般新星的弥漫加强吸收系和猎户吸收系。 1975年9月2日在H_β,H_r,H_δ发射带上可看到叠加在上面的四子峰结构,以后陆续地在其他发射带上也发现四子峰结构。我们还对新星进行了目视星等估计,并绘出了光变曲线。从光变曲线可看出,该新星星等上升的幅度之大,速度之快,极大后下降3~m的速度之快都是新星纪录史上空前的。我们得到M_v=-10.~m0,这是光度最强的一颗银河新星。     

变星的光电观测

变星的光电观测刘学富随着我国科技事业的进步,天文爱好者队伍日益扩大,观测设备和水平也有很大改进。一些青少年天文馆、天文台,甚至私人都拥有光电光度计等望远镜终端设备以及相应的微机软件。所以在这里,我们以食变（双）星、脉动变星的光电测观为例,谈谈光电测光...     

1978年天鹅座新星(V 1668 Cygni)的观测研究

本文给出新星极大后的照相星等m_(og)光谱成份、发射带结构、发射带相对强度比和核星温度。由10月11日至30日在3500—6700波长范围内它的主要光谱成份为H,FeII,NIITiII,[OI],[NII],NIII。从11月10日开始,陆续出现[OIII],HeI和HeII等谱线。H_a发射带由3个子峰构成,红移最大的子峰强度最大,每个子峰又各分成几个小子峰。核星温度随新星亮度的下降而升高,其温度上限可能为120000K左右。     

光电中星仪观测误差分析

一、引言上海天文台光电中星仪工作已将近六年之久,其观测的精确度无论是观测组内的内部符合或组与组之间的外部符合均逐年有所提高.尤其是对于可以检查内部符合的平均单星误差而言,已经从1957年的±降低到1962年的±.这样的观测精确度与目前世界上的光电和目视测时仪器相比是不差的.为了寻求进一步提高精确度的途径,我们在该光电中星仪(蔡司型号 No.14968)上进行了一些研究;对引起单星误差的     

Ⅱ型光电等高仪一年观测资料的分析

上海天文台用国产的Ⅱ型光电等高仪和丹容等高仪进行了一年平行试验观测,比较了两种仪器的观测精度,证明Ⅱ型光电等高仪的各项精度指标均优于丹容等高仪.文章还用试验观测资料分析了气温的短期波动对测时结果的影响,计算了月亮潮对观测的影响,给出单架仪器所订出的FK4星表的△α_δ型和△δ_δ型系统差.     

1975年天鹅座新星

1975年8月30日晚上,我国许多天文爱好者和北京天文台兴隆站独立发现了这颗新星.从8月30日北京天文台所拍底片估计该新星的坐标为赤经21~h10~m,赤纬 48°.0(1950.0).自8月31日起,北京天文台用90厘米折反射式镜的光栅摄谱仪对它进行了系统的光谱观测.8月31日所拍色散50(?)/mm 的光谱中呈现强而宽的氢巴尔末发射线、星际 NaI 的 D 和 CaII 的 H 和 K 的锐吸收线,红区连续谱很强.由 H_β粗略估算壳层膨胀速     

恒星光电测光观测数据的处理

简要地阐述了恒星光电测光工作中的常规数据处理方法及应该注意的一些问题。对食双星光电测光这一领域的观测数据处理进行了概述,给出了ＢＶ双色光电测光观测数据处理软件包的编程思想及具体实现。最后介绍了这个软件包的使用情况和结果。     

掩星观测用的光电光度计

本文介绍一种简单的掩星观测用的光电光度计.并对几个设计问题作了讨论,包括可测星等,信噪比与累积时间的关系,背景亮度的影响及对系统频带宽度的要求.该仪器已在1979年10月28日小行星(65)Cybele 掩恒星 AGK3 19°0599事件中试用,得到成功的结果.     

变光小行星的光电观测Ⅲ

一、前言小行星在短时間的光度变化是一个普遍的現象。有时也往往观測到某个小行星几乎没有明显的光度变化(变幅很小),这可能只是那时观測者恰好处于它的极向位置。例如(9)Metis,在1962年3月26日—30日,它的光变幅只有0.~m06,而現在所发表的观測(1964年11月19日),变幅增大到0.~m31。因此,对小行星經常地进行光电测光,得到尽可能多的优貭光变曲綫,能为了解小行星的自轉、形状以及其他物理特性等提供資料。     

Alcock 彗星(1963b)的照相观测及轨道计算

Alcock 彗星是英国人 Alcock 于1963年3月19日在天鹅座星附近发现的,本台在3月20日用口径15公分、焦距1.5米的折光望远镜对它进行了照相观测.观测时均以彗星为导星,露光10—20分钟.至目前已有13次观测资料列于下表.     

上海天文台光电等高仪观测资料的重新整理

根据IAU重新归算地球自转参数的要求，对上海天文台光电等高仪自1974年以来的观测资料作了重新整理，并录成机器可读的形式。本文概述了IAU工作组的有关要求，仪器的观测和资料整理的基本情况。     

光电观测的星等差(摘要)

在近几年的星表工作中,几个天文台都发现,用光电测微器代替目视依然有星等差存在,且几个天文台的统计结果表现出相同的趋势。我们初步分析认为这是由于随星等变化的光电倍增管的视在输出电阻所造成。我们知道光电装置对讯号的时延θ=θ_1+θ’(1) 式中θ’为静电计管后面三级放大电路对讯号的时延,是一个仅与其电路参数有关的而与讯号强弱无关的小量;而     

室女座Ax的光电观测及光度解

我们观测得到Ax Vir的一条由686个测点组成的黄光光电光变曲线,获得了该星的一个主极小时刻和两个次极小时刻。用Russell——Merrill模型对该星进行测光解分析,得到了一组轨道要素。     

中星仪光电测微器与观测自动化试验

本试验在邦贝中星仪上进行。光电测微器由原接触测微器、光电检测器和伺服跟踪机构组成,能自动对准和跟踪星像。由穿孔纸带指令操纵机械传动装置执行:转置水平轴、安放望远镜天顶距和确定伺服电机跟踪每颗星的速度、操纵望远镜扫描来实现光电寻星和导星。用光电测微器记录星过时刻和实现观测自动化后,能从天文观测结果中消除人差和光电装置的迟滞差;减小大气抖动、天空背景和光电装置的噪音、导星和操作仪器引起的误差,提高测时的准确度和精度。     

1961—1963年耀斑光度测量

一、引言本文叙述对1961—1963年紫金山天文台观测到的84个耀斑进行的光度测量,为太阳活动和地球物理的研究提供参考资料。测量方法和张和祺等同志采用的“亮点跟踪法”大体相同,但为了适应于大规模的测量和归算,我们在具体方法上作了一些改变,并估计了各种误差的数量级,以便使用。