夜天光近紅外区光譜的光电研究

作者叙述了一种旋轉光柵的单色器,用以观測夜天光近紅外区的光譜（0.7至1.1μ）。我们所用的光电接收器是一种拉耳茫（Lallemand）的Cs-Ag-O式、19級放大的光电倍加管。記录的时間是10或45分鐘。在描迹記录上,我們观測到OH的振动-轉动光带,它們的位置一般是和由理論所推得的波长相重合的,此外还有强度很有变化的大气里的氧的光带（0-1）。因为仪器的分辨率相当高,可以部分地观測到OH光带的結构。这些光带的相对强度,經我們加以測量。     

銀河星雲的偏振和連續光譜的顏色

銀河星雲的偏振曾經被人透過阿黑曼(Ohman)或李約(Lyot)的偏振計去做攝影觀測。在分析器(analyseur)的位置相差π/4所拍的兩張照片,就足以决定星雲各區偏振光的百分數和偏振面的方向。我們對於蟹狀星雲作了29個區域的偏振觀測,每個區域的直徑是8″。在那些“無定形”物質的纖維結構不太混淆的區域里,偏振面的方向和巴德(Baade)所發見的纖維的方向是相合的(圖4)。據4000—5000埃和5200—5800埃兩光譜區所得的相同的結果,表現偏振度很强(>40％),這是和席克洛夫斯基(ShMovsky)与奧特(Oort)的理論相合的。瀰漫星雲,因其光輝微弱並有夜天光陪襯,觀測是困難的;雖然這樣,我們在10個星雲的117區里,做了偏振的觀測。偏振化最强的區域,按所研究過的星雲,偏振度可由20％變至40％。如果NGC 7023的徑向偏振真是這團星雲物質的主要特徵,那么觀测到的偏振面的方向和可見的發光細絲相重合,更像是確定的事實了。有些星雲的偏振,不能說是徑向的;但仍能證实偏振面的方向跟隨比較顯著的星雲亮絲。由色餘的测定,基本上表明:瀰漫星雲比較照耀它的星,更藍一點,這和星的距離的函数有系統的變化。觀测的結果和与可見光波長相近的固體質點對於光所生的漫射的情况,是相合的。     

實驗室裏氨的光譜和它的變化用輕微激發得出的光譜至8900埃的描述

研究在各種情况下所觀测得的氨的光譜的變化,表明這光譜的譜線組成幾羣,其出現依靠激發的强度。在低壓下由輕微激發所得的光譜,對於天體物理學有很大的興趣,我們在本文里將要加以敘述。這光譜里波長的测定一直達到8900埃。     

星表的编製和苏联的微星星表

這篇文章先敘述星表编制的歷史,以編製星表所用的仪器,分為三个時期,即牆仪漏壺時期,子午仪恆星钟時期与赤道仪照相时期;且說明天文學上許多重要发見均由编制星表得來。其次對重要星表如B.D.,A.G.C.,C.d.C.耶魯等星表,基本星表如鮑斯星表,FK3星表,以及開普泰因選面積計划均加以簡單的介绍。本文第二段對苏联在第八届國際天文學會提议要编制的微星星表加以详细的敘述,并說明佘山觀象台可能参加的項目和我們的希望。     

盾牌座FR星的光譜觀測

我們在1956年6月和8月所拍的盾牌座FR星的光譜證實了比德曼(W.P.Bidelman)和斯蒂芬孫(Ch.B.Stephenson)的觀測,並且表明這光譜有Fe Ⅱ,[Fe Ⅱ],[O Ⅲ]和[Fe Ⅲ]的發射譜線。TiO的吸收譜線很顯著;我們還找着來源不明的星際吸收谱帶,這些譜帶是常在銀河面熱星的光譜裏所觀测得到的。     

行星状星雲的电子温度

电子温度,和電子密度同是气体星雲的基本物理因素之一。我使用握特-蒲若方斯天文台的120厘来口徑的望远镜,对于可能觀测得到的行星状星雲,作了它们的电子温度的决定。本文第一段內,我利用席董(Seaton)由理论推出的電子温度和禁戒谱线的強度间的关系式,对[OIII]的強度作譜线光度的测量,定出電子温度。本文第二段內,我利用6个行量状星雲,对它們的連續光譜和巴尔末(Balmer)跳变加以研究,以验证第一節内所得的结果是正確的。     

三峡库区低等级土质道路侵蚀研究

以三峡库区界垭小流域内不同交通荷载土质道路为研究对象,通过自然降雨观测研究其侵蚀规律和污染物流失特征。研究结果表明,交通荷载大的干道产流率和侵蚀率均高于交通荷载低的支道,对产流率影响显著的因子主要为降雨量,对产沙率影响显著的因子为降雨量、雨强。雨型对污染物的流失特征影响显著,前期集中型降雨下,污染物流失过程线与降雨过程线同步性较好,泥沙、总氮、铵态氮、泥沙结合态磷和溶解态磷均发生了较强的初始冲刷效应;中期集中型降雨下,污染物流失浓度峰值优先于雨强峰值,且氮和磷等初始冲刷强度低于前期集中型降雨,泥沙无初始冲刷效应。     

彗星光谱的证认与氨的光谱的分析

我们使用氨的光谱来研究彗星光谱的谱线,这些谱线的成因是氮与氢所构成的分子,特别是 NH_2。我们从低压下,轻微激发所得的氨光谱,比较从别的氨光谱,能更完全地证认彗星的光谱。从彗星各种光谱里所证认出的谱线的情观的研究,得知这些光谱更可利用来研究氨的光谱的细节。由我们所得的谱线的分群表现氨光谱的 NH_2光带的结构;有些彗星的光带还分裂为二,这种分裂现象是在实验室里所观测不到的。     

三、任何厚度的同心球層所成的大气辐射在太阳大气的情况下的应用

在這個工作的第一段里,我求得對於任何厚度的球層大氣在表面上昏暗的定律,表为吸收與發射兩種係數的函數。這個公式比通常所用的多項式更要普遍一些,應用到太陽的情形,改進了日輪中心附近昏暗的計算法。第二段因討論到球面的曲率和輻射在這球層內的折射,對於星輪邊綠的影響,听引出的修改,我們討論了一般的情形和對於太陽辐射的特殊情形。這個修改數,即使在太陽的情形,也是不可忽略的,雖然折射的効應,因缺乏實驗的數據,尚难算出,可是球層的曲率的効應(純粹是一個幾何學上的问题),是可以算出的,縱然有時须得使用一些外插。我研究了這個効應對於表面層的溫度和在這些層裹的“能源函數”(fonction-source)的变化所生的影響。最後在第三段里,我舉出在里昂天文台使用的色度學的方法,對於太陽求出的色温度的結果,更用一種光譜法,證明赤道帶和極區有一種色温度的差異的存在,這差異是在第一方法里已經表示明白了的。     

五个银河星团的照相研究

一.银河内疏散星团的研究 1.天空中恒星密集于一个小的区域,成团集状出现,离日系较近者,肉眼望去,有如薄雾,下细视察,始觉有星可数,称为疏散星团。如金牛座内的毕星团(亦称牛面星团)和昴星团(亦称七姊妹星团)便是显著的两个例子。因疏散星团常在银河内出现,故又称为银河星团。其密集甚紧,拥挤一团者称球状星团。属于星团中的恒星皆作集体运动,经相当长的时期而不离散,是其特征。但以这些星团距离颇远(130至20,000光年),故为肉眼所能望见之数极少,其大多数皆需相当大的望远镜始能观测。