掩星驿站

本月适合观测的月掩星仅有一次,小行星掩星有5次。掩食时间超过2秒钟的有两次,其中值得注意的是2364号小行星掩星,这次2364号小行星掩的恒星是一对双星系统,两颗子星都将被掩。     

超短周期系外行星研究进展

超短周期(ultra-short-period, USP)行星是指轨道周期小于1 d的系外行星,是近年来系外行星研究领域中一个新的前沿目标。USP行星的搜寻与确认需要借助傅里叶变换(Fourier transform, FT)和盒最小二乘法(the box least, BLS)等光变曲线分析算法,以筛选和确认精准的周期信号。利用统计方法可得到目前USP行星的轨道周期、行星半径、宿主恒星类型等分布特征。大部分USP行星半径小于2R⊕,受行星质量限制,大多数USP行星无法通过视向速度信号测得精确的行星质量。根据已有的观测结果可算出,部分USP行星的质量小于10M⊕,由此推测这些USP的组成更接近金属与岩石混合的类地行星。由于密近轨道可能发生光致蒸发等物质损失过程,USP行星大气的存在情况尚不明确。目前,USP行星被认为起源于热木星(hot-Jupiters)或亚海王星(sub-Neptunes),但USP行星与热木星的主星金属丰度的分布存在较大差异,亚海王星的光致蒸发起源理论可能性更高。USP行星轨道演化机制包括低偏心率轨道迁移和潮汐耗散的原位起源模型等。     

系外行星上的生命线索

近十年来,天文学家已经新发现了将近3000颗系外行星。将来,随着更多用于搜寻系外行星的新卫星发射升空,这一数字还会增长得更快。研究者最初关心的主要是尽可能多地发现系外行星,并且确定它们的质量和轨道。近年来,人们的关注点已经更多地转向行星更为特殊的性质,如化学组成、自转周期和大气特征(如,系外行星上的云).     

由南北朝以前171个月掩星记录所得到的地球自转长期变化

应用“实际可见时间段”方法研究中国古代只有日期而无观测时刻的月掩星记录,文中讨论了这些记录的真实性及其含义,由南北朝以前的58个月掩行星和113个月掩恒星记录分别得到公元1,4,5,6世纪的地球自转参数△t和ω平均值为ω=-66.8秒/世纪~2。     

新近发现几个系外行星

从观测者的角度,当一颗行星穿越太阳表面时,这一现象就叫做“凌日”。对于探测系外行星来说,“凌日”现象称作”凌星”,这是发现系外行星的方法之一。行星出现“凌日”现象可稍微改变恒星的亮度,大约只有一万分之一的亮度变化,“凌星”现象大约可持续2～16个小时。如果“凌星”现象完全是由行星自然运行而导致的,那么这种运行变化将完全具有周期性。此外,相同行星产生的所有凌日现象都应当具有相同的亮度变化,持续相同的时间。因此,行星“凌星”探测方法具有较强的可重复性信号且十分有效。     

寻找系外行星——中国在跟进

千百年来,人们有着这样一个疑问：“我们在宇宙中是孤独的吗？”天文学家正在努力回答这个问题。探测类太阳恒星周围是否存在行星系统是非常有意义的,它是人类迈向寻找地外生命的重要的一步。这些行星系统有可能也孕育着与我们相同的智慧生命和文明,另外研究行星形成所需的物理条件以及他们的存在对银河系乃至星系演化的影响具有十分重要的天体物理学研究意义。     

上海天文台GPS/LEO掩星反演地球大气模拟软件(SHAOOS)介绍

由中国科学院上海天文台和温州师范学院数学系联合开发的上海天文台GPS/LEO掩星反演地球大气模拟软件SHAOOS(ShanghaiAstronomicalObservatoryOccultationSimulation)是根据大气折射定律和射线追踪原理设计的 ;其目的是为GPS/LEO掩星反演地球大气技术的理论研究提供多功能的模拟程序 ,并为上海天文台将来的GPS/LEO掩星技术综合科学计算软件包作技术准备。简单介绍了SHAOOS的基本物理原理、数学方法、程序结构和功能以及在此软件基础上可进一步开展的应用研究工作     

狐狸座BW星脉动周期变化的再分析

本文收集了BW Vul迄今已知的全部光度极大发生时刻,在认真分析不同资料来源可靠性的基础上,只选用那些观测精度较好的光电测光资料共166个光度极大时刻实测值。对这些数据进行周期分析后求得该星的光度极大时刻可用公式(按日心儒略日计算): T_(max)=HJD2428802.7250+0.201027291E+9.35×10~(-11)E~2 ±16 56 ± 5来很好地加以描述。以前所认为的周期突变或长周期性变化,完全是可信度极差的观测资料引入的假象。按上述公式处理后的(O—C)值仍有±0.007天左右的无规起伏,可能主要是由观测误差引起的,但也不排除一部分是真实的,即说明脉动周期不是绝对严格的。     

太阳系外行星系统构型的形成与动力学

自从Maryor和Queloz于1995年在51Pegb周围发现了第1颗主序恒星系统内的行星以来,人类已经利用越来越精密的探测方法获得了更多的太阳系外行星系统的信息.截至2010年3月,人类已经探测到了431颗太阳系外行星,其中包含了45个多行星系统.从统计结果来看,系外行星系统的构型以及行星的特点与太阳系存在很多差异.研究这些系统的形成过程可以对太阳系的形成有更深刻的理解,并将推进行星系统形成理论的发展.     

银河系卫星星系研究进展

对银河系内卫星星系进行全面的"人口普查"具有重要的意义。目前已经发现了二十几个卫星星系,其光度范围分布很广,最暗的矮星系比球状星体还暗。叙述了卫星星系的光度分布、空间分布和动力学性质。总结了观测和理论研究进展,并讨论了星流和伽玛射线在研究银河系结构和暗物质性质方面的贡献。表明了卫星星系的统计分布能用来很好地限制冷暗物质理论和星系形成的相关物理过程,同时指出当前研究的局限性和可能的发展方向。     

Observation and Research of the Transits of Extrasolar Planets

In order to make more accurate estimates of the physical parameters of extrasolar planets, the observation and research on the phenomena of transits of the 7 known stars with the planetary systems TrES-1, TrES-3, XO-2, WASP-1, WASP-2, WASP-3 and HAT-P-7 are carried out with the 1-m reflecting telescope at Shandong University Weihai Astronomical Observatory/Weihai Municipal Astronomical Observatory. The fundamental conditions of the observation and data processing are introduced, and the transit light curves as well as the parameters of some planets derived from them are given. At the same time, when the results are summarized and analyzed, the prospects for the more in-depth and detailed researches which will be further carried out are also described.     

毫秒脉冲星计时观测进展

在评述国际上毫秒脉冲星长期计时观测成果的基础上，比较了由毫秒脉冲星自转定义的脉冲星时PT与原子时AT的长期稳定度。毫秒脉冲星PSR B1855 09 15yr的长期稳定度优于原子时TAI—USNO，而接近原子时TAI—PTB；其短期稳定度主要受到计时观测误差的限制。毫秒脉冲星PSR J0437-47 1yr以上的稳定度明显优于上述两原子时系统。毫秒脉冲星PSR B193T 21和PSR J1713 07的长期稳定度受到低频噪声影响，但仍能对综合脉冲星时PTens的建立与保持作出贡献。另外，介绍和评述了国际上脉冲星计时阵的现状及发展。随着脉冲星计时阵的实旅，在脉冲星时间标准研究、原子时误差、太阳系历表误差研究和引力波探测方面将会取得重要成果；展望了国际上平方公里望远镜(SKA)在毫秒脉冲星计时观测方面的发展前景。     

Photometric Follow-up Transit (Primary Eclipse) Observations of WASP-43 b and TrES-3b and A Study on Their Transit Timing Variations

Two photometric follow-up transit (primary eclipse) observations on WASP-43 b and four observations on TrES-3 b are performed using the Xuyi Near-Earth Object Survey Telescope. After differential photometry and light curve analysis, the physical parameters of the two systems are obtained and are in good match with the literature. Combining with transit data from a lot of literature, the residuals (O ? C) of transit observations of both systems are fitted with the linear and quadratic functions. With the linear fitting, the periods and transit timing variations (TTVs) of the planets are obtained, and no obvious periodic TTV signal is found in both systems after an analysis. The maximum mass of a perturbing planet located at the 1:2 mean motion resonance (MMR) for WASP-43 b and TrES-3 b is estimated to be 1.826 and 1.504 Earth mass, respectively. By quadratic fitting, it is confirmed that WASP-43 b may have a long-term TTV which means an orbital decay. The decay rate is shown to be P? = (?0.005248 ± 0.001714) s·yr^?1, and compared with the previous results. Based on this, the lower limit of the stellar tidal quality parameter of WASP-43 is calculated to be ${Q^{\prime }}_{*}\ge 1.5\times {10}^5$, and the remaining lifetimes of the planets are presented for the different ${Q^{\prime }}_{*}$ values of the two systems, correspondingly.     

Timing results for the binary millisecond pulsar J1640+2224 obtained on the RT-64 radio telescope in Kalyazin

We present the timing results for the binary millisecond pulsar J1640+2224 obtained with the RT-64 radio telescope (TNA-1500, Special Design Bureau, Moscow Power Engineering Institute) at the Kalyazin Observatory (Astrospace Center of the Lebedev Institute of Physics) in 1997–2002. We obtained Keplerian and post-Keplerian parameters of the binary system, which allowed us to estimate an upper limit for the energy density of the stochastic gravitational-wave background radiation at very low frequencies.     

日冕中无衰减振荡的研究进展

日冕中冕环的无衰减横向振荡(简称无衰减振荡)自2012年被发现以来,受到了广泛的关注.无衰减振荡具有在日冕中广泛存在以及振幅无明显变小的特性,使之在解释日冕加热和冕震学诊断上都具有相当的潜力.总结了日冕中无衰减振荡的研究进展,包括观测研究得到的一系列结果、提出的理论和数值模型以及基于无衰减振荡进行冕震学诊断的一些尝试,并且展望了未来可以进一步开展的研究.     

M31的观测与研究进展

介绍了本星系群中最大的旋涡星系M31(仙女星系)的基本观测性质。与银河系结构类似，M31的基本成分包括：核、核球、盘和晕。对以上各个成分的观测和研究进展分别作了综述，重点是盘的星族成分和恒星形成历史，以及球状星团的分布和晕的形成历史。同时与银河系的各种观测特征和形成机制作了详细的比较。     

New Trends in Numerical Simulation of the Motion of Small Bodies of the Solar System

A brief survey of the results obtained by the authors in the development and investigation of the algorithms of numerical simulation of the motion of solar system small bodies is given. New approaches to the construction of the algorithms of high-accuracy numerical simulation of the dynamics of small bodies and the methods of the determination of the domain of their possible motions are presented.     

双地下物质变化区参数解算方法研究

经典天体测量仪器以铅垂线为基准测量本地的天文经纬度,因而能探测到本地铅垂线的偏转.本地铅垂线的偏转代表着测站周围重力场的变化,而这一变化与地下物质的再分布相关,由此有望帮助了解地下物质变化的情况.将本地的铅垂线偏转(Plumb Line Variation, PLV)与地下物质变化联系起来,建立了双质量体模型.在97°E–107°E和21°N–29°N范围内,考虑了3480个包含正、负质量变化(相对地质背景)的质量体组合算例,并利用差分进化(Differential Evolutionary, DE)算法进行了解算.解算得到的质量体相对于模拟值的位置误差小于米量级,质量误差小于10¹¹kg,结果精度较高.     

Numerical Experiments Base on the Catastrophe Model of Solar Eruptionstwo

On the basis of the catastrophe model developed by Isenberg et al., we have used the NIRVANA code to perform the magnetohydrodynamics (MHD) numerical experiments to look into the various behaviors of the coronal magnetic configuration that includes a current-carrying flux rope for modelling the prominence levitation in the corona. These behaviors include the evolution of the equilibrium height of magnetic flux rope with the background magnetic field, the corresponding interior equilibrium of magnetic flux rope, the dynamic properties of magnetic flux rope after the system loses equilibrium, as well as the impact of the reference radius on the equilibrium height of magnetic flux rope. In our calculations, an empirical model of the coronal density distribution given by Sittler & Guhathakurta is used, and the physical dissipation is included. Our experiments show that a deviation between the simulated equilibrium height of magnetic flux rope and the theoretical result of Isenberg et al. exists, but it is not apparent, and the evolutionary features of the two results are similar. If the magnetic flux rope is initially located at the stable branch of the theoretical equilibrium curve, the magnetic flux rope will quickly reach the equilibrium position after several rounds of oscillations as a result of the self-adjustment of the system; when the system is located at the critical point it will quickly lose equilibrium and evolve to the eruptive state; the impact of the variation of reference radius on the equilibrium height of magnetic flux rope is consistent with the prediction of the theory; in the eruptive state, the kinetic properties of magnetic flux rope are consistent with the results given by the Lin-Forbes model and observation, and the fast-mode shock in front of the magnetic flux rope is observed in our experiments; furthermore, because that the dissipation is included in our numerical experiments, the energy conversion from the magnetic energy to other forms of energy is very apparent in the eruptive process.     

小行星主带上单个行星的质量上限

介绍了N体模拟的Hermite算法,并利用该算法研究了不同质量行星在小行星主带上轨道的演化情况．采用的演化模型是太阳系N体模型(N=7),即把水星、金星、地球的质量加到太阳上,忽略冥王星,同时在小行星主带附近增加一个假想行星,系统演化时间为1亿年．数值模拟显示能够稳定存在于小行星主带上的单个天体的质量上限其量级为10~(25)kg．模拟同时还显示在某些情况下,假想行星与木星之间的低阶共振可以增强系统的稳定性．