最新科技动态

最扁的恒星天文学家用两个大型望远镜组成角分辨率较高的干涉望远镜阵列 (VLTI) ,确定了Achernar星是人类研究过的最扁的恒星 .Achernar在南方天空 ,距地球 14 5光年 ,质量为太阳的 6倍 .VLTI并没有提供这颗星的实际图像 ,但从侧面对这颗星提供了一个精确的估计 ,证明了Achernar的赤道半径比它的极半径大 5 0 % .这与其他天体相比显得非常扁平 ,比如说我们的地球的赤道半径只比两极半径大 0 .3% .理论家还不知道如何解释这样一颗星星转得如此快仍能保持这样的形状而不会在飞行中四分五裂 .(EuropeanSouthernObservatoryPressrelease ,…     

临界转动恒星Achernar的斜压结构与引力昏暗的精细研究

转动和潮汐效应是影响恒星结构和演化的非常重要的物理因素. 根据对Achernar的观测数据, 用扰动理论推导了临界转动恒星Achernar分别作为单星和双星的斜压结构的特征, 给出Achernar等压面上的密度等物理量的分布. 利用考虑转动和潮汐及形变效应的单、双星模型研究了Achernar的引力昏暗现象. 结果表明正剪切增强离心力、减小赤道的重力加速度和温度, 反剪切结果则与之相反. 反剪切和刚性转动情况并不符合对Achernar的引力昏暗观测结果. 发现转动双星模型比单星模型虽更符合Achernar赤道和极半径之比的观测值, 但理论计算的角速度比观测值小. 对比理论计算和观测结果发现, 当Achernar的自转角速度为4.65× 10^-5 s^-1, 正剪切率Ω/Ω_s为0.7851时, Achernar的极点温度为16041 K, 赤道温度为12073 K. 所有理论计算与观测值的相对误差不超过7%.     

空间目标的地基红外辐射特性测量技术研究

提出了一种基于望远镜内部定标黑体与大气层外已知光谱特性的红外自然星体作为参照基准的地基大口径望远镜联合定标方法,在此基础上建立了相应的辐射度测量数学模型,以实现对空间目标的高精度红外辐射特性测量。内部定标黑体用于得到大口径望远镜后半光路系统对应探测器的各个像元响应度,外部标准红外自然星体用于估算大气层外目标附近大气与望远镜前半光路系统的等效透射率。在地基1.2m口径望远镜上对大量特性已知的红外自然星体辐射强度测量实验表明,当目标附近具有较强能量红外参考星情况下,如红外参考星在3~5μm波段大气层外辐照度高于1×1016 W/cm2量级,目标红外辐射强度测量不确定度能够优于15%。该方法能够克服大气程辐射、消光及高质量大口径辐射定标源对大气层外目标红外辐射强度测量不确定度的影响,适合于地基大口径望远镜红外光电测量系统的辐射定标与大气层外空间目标红外辐射特性高精度测量。     

宇宙射线引起的地球正电荷积累

宇宙射线是从宇宙空间射来地球的微观粒子流,其中质子占原初宇宙射线的荷电粒子的90% 左右,其余是α粒子和其它原子核,电子仅为质子流的1 % .因此,宇宙射线可以看作是从宇宙空间不断流向地球的正电荷流.在太阳活动最大年,由于行星际磁场的调制作用,赤道面上宇宙射线强度比高纬度区域小.由人造卫星得到的测量结果表明:太阳活动最大年在大气层顶赤道面上宇宙射线的强度为[1] 0.56粒 子/厘米～2 ·秒.取上述值的一半,i=0.28 粒子/厘米～2 秒,地球的半径 R= 6.4 × 10～8 厘米,地球的表面积S=4πR～2 = 5.1×10～18厘米～2 ,则流向地球的宇宙…     

星体为什么会发射X射线?

太阳是我们最先观测到的发射X射线的星体.由于地球大气对X射线的强烈吸收,所以直到1948年火箭带着仪器离开大气层后才测量到太阳的X射线.1960年4月得到了第一张太阳的X射线照片[1].几年后,轨道高能天文观测台1号及荷兰天文卫星发现,天空布满了明亮的X射线星,有的甚至比太阳的X射线强好几个量级,随着技术的发展,1978年发射的轨道HEAO-2爱因斯坦观测站发现,几乎每一颗星,不论是年老的还是年轻的,大的或是小的,热的还是冷的,都能发射X射线[2-4],只有冷巨星、超巨星和白矮星例外.可见星体发射X射线并不是一种异常现象,而是正常现象. 深入的…     

大质量分子云核和恒星形成活动

用国家台紫金山天文台13.7米望远镜的三谱线系统对23个有线翼特征的大质量恒星形成区进行了观测.获得了12个云核,发现其中5个具有外向流,2个有系统的速度变化,1个可能有塌缩,这些核的质量分布在9.4*10e2到2.2*10e5个太阳质量,氢分子密度从每立方厘米3.4*10e2到1.2*10e4.外向流的质量大于3.5个太阳质量,动能高于9*10e37焦耳,比低质量年轻星体附近的外向流大很多,每个核往往包含着几十个2mass源,其色指数和亮度各不相同,但最红的那个总是在IRAS源的误差椭圆内,可能就是IRAS源的对应体.     

测量哈勃常数的技术革命

望远镜的口径越大 ,它的角分辨能力就越强 .据悉 ,我国将于 2 0 0 1年在贵州南部利用那里天然球面状喀斯特洼地建设一座直径为 5 0 0ｍ的超大型静止射电天文望远镜 .根据 1993年国际射电望远镜委员会的决定 ,这座中国境内的望远镜将与其他国家的几十座大型射电望远镜组成一个网阵 ,进而利用原子钟和计算机控制的干涉测量手段 ,将可以实现望远镜等效口径扩大到数千公里的高分辨观测 .基于射电望远镜阵列的长基线 (80 0 0ｋｍ)关联测量 ,早在 1995年已在北美洲地区实现 .不过 ,在那里每一台方位角可调的射电望远镜的口径只有 2 5ｍ .可以预计 …     

拉孔达明（La CondamiRe，Charles Mariede，1701-1774）法国地理学家（Geographer，France）

拉孔达明一生中最主要的活动是在南美进行的考察，目的是确定地球的形状。粗略地说，地球是球形的。但牛顿已经指出：地球表面的旋转速度由两极的零值逐渐增加到赤道的每小时一千多英里。因此离心力也相应增大，所以在理论上地球应该是个扁椭球体，赤道地区鼓起来，两极地区是扁平的。于是他决定对地球的不同地区进行精确地测量，以确定地球表面曲率的变化。     

原恒星和恒星形成

在冬天的晴夜里,抬头望南天,很容易认出 猎户星座中三颗并排着的星,如果仔细观察中 间一颗星的南边,还可以看到一个模糊的发光 体.在望远镜拍下的照片上,这个发光体象是一支展翅飞翔的蝴蝶,这就是有名的猎户星云.猎户星云不仅以它的漂亮的图象,也因在它的 周围发现了与恒星形成有关的很多现象,从而吸引了天文学家们的注意.比如,在猎户星云周围看到了很多青白色的亮星,这是一些大质量的年轻星,猎户星云本身就是其中一些星辐射出的强紫外线使周围气体发生电离时的产物.在猎户星云旁有用肉眼看不到星的区域,叫暗星云区.这是尘埃和气体密集的区…     

月球的形成

天文学家认为 ,月球是由一个像火星般大小的物体撞入地球 ,将物质溅射到围绕地球的轨道上形成的 .这一撞击还把地球上一天的时间延长到现今的 2 4小时 .月球中的物质一部分来自地球 ,其余部分来自撞击体 .科学家们对撞击体的物质在月球中所占的比例做了估计 ,结果分歧很大 .进行地球化学研究得到的估计值从小于 1%到大于 5 0 % ,而大多数地球物理模型则预言这一比例在 5 0 %到 90 %的范围 .在德国的天文学家通过将月球与地球岩石样品的成分进行比较 ,计算出月球上来自碰撞物体的物质不超过月球的三分之一 .此外 ,他们还估计 ,月球至少是在 4…     

已知最像地球的外星世界

<正>天文学家最近发现一个外星世界,无论是大小还是位置都更像地球。不过,由于太靠近其恒星,因此酷热如炼狱一般,更像是地球的恶魔表弟而不是孪生兄弟。该天体被命名为Kepler-78b,是美国宇航局开普勒太空望远镜发现的数百颗日外行星之一,开普勒望远镜监测银河系15万余恒颗恒星的亮度变化,以搜寻围绕其运转的行星。这些日外行星多为气体行星,由气体和尘埃构成,半径比地球大几倍。     

放射性衰变和地球年龄

人类所赖以生存的地球的年龄是无限的还是有限的?对于这个问题,人们在天文观测中发现宇宙中存在着新生的、成年的和衰老的星体.地球当然也不会超出这一规律,所以它的年龄应该是有限的。但地球的年龄有多大呢? 关于地球的年龄的概念,一个是天文年龄,即从地球开始形成到现在的时间;另一个是地质年龄,这是指地球已开始有了地质作用,如沉积、侵蚀、构造等运动后到现在的时间。对于天文年龄,由于地球形     

宇宙速度与发射速度

我们知道当物体的发射速度足够大时 ,使物体所受引力恰好等于物体环绕地球运转所需的向心力 ,物体就可以成为人造地球卫星 .而发射速度与宇宙速度有什么联系与区别呢 ?设地球的质量为Ｍ ,卫星的质量为ｍ ,轨道半径为ｒ,地球半径为Ｒ ,环绕速度为ｖ .环绕速度指的是卫星绕地球作     

基于AR模型搜索迭代算法的望远镜跟踪误差分析

在大口径光学望远镜观测星体目标时,其跟踪误差主要由风载引起的望远镜跟踪抖动误差和大气湍流引起的跟踪误差组成.建立了望远镜跟踪误差的简化分析模型,提出了一种采用AR模型迭代算法将风载引起的望远镜跟踪抖动误差和大气湍流引起的跟踪误差分离的新方法,并在1.8 m望远镜上进行了实验验证.结果表明,风载引起的望远镜跟踪抖动误差与风向和风速直接相关,实验结果与理论分析比较符合.     

地基光电望远镜对空间碎片探测能力的评估模型

为了提高地基光电望远镜观测空间碎片的运行效率,建立了地基光电望远镜探测能力评估仿真模型.综合考虑碎片几何过境、碎片信号辐射量、背景源信号辐射量、光信号在传感器平面的投影等影响,获得碎片信号的探测信噪比,并作为过境碎片能否被探测到的依据.采用1m望远镜进行地球同步轨道碎片观测实验,并对模型进行验证.结果表明:仿真观测的第谷2星表中4颗背景亮星与观测实验结果一致;由于碎片形状等光学特性不同,碎片辐射量星等值的实验值与仿真值最大相差1.58倍,误差值在合理范围内.基于信噪比探测原理的地基光电望远镜探测能力评估仿真模型合理有效,可为观测设备建设、观测策略制定等提供参考.     

大视场纳型星敏光学系统公差灵敏度研究

通过分析光学系统结构参数变化对像差的影响,提出通过优化各光学表面的曲率进行光焦度合理分配来减小各表面产生的初级像差,从而实现降低各加工装调公差灵敏度的方法.利用该方法优化了一个小像差相互补偿的焦距为25mm,全视场角为26°,入瞳孔径为18mm,光谱范围为500～800nm的大视场纳型星敏感器光学系统,系统全长40mm,光学系统成像质量满足指标要求.与所设计的大像差相互补偿光学系统进行了公差灵敏度对比分析,结果表明:光焦度合理分配后的光学系统,第5片透镜的厚度公差对均方根弥散斑半径的影响从3.75μm降低到0.17μm;第5和第6元件间隔公差对均方根弥散斑半径的影响也分别从4.36μm和4.74μm降低到0.25μm和0.18μm.蒙特卡罗分析表明,均方根弥散斑半径小于7.59μm的概率从23%增加到了80%.实验测试结果表明,星敏感器在全视场范围内,能量集中度在Φ17μm范围内优于80%,满足星敏感器的指标要求.     

物理新闻和动态

直接探测到太阳系以外的行星最近美国NASA利用Spitzer空间望远镜第一次直接探测到了太阳系以外的行星.过去对环绕在其他恒星运转的行星的位置是利用该恒星所发射的光的微小变化推断出来的,而现在是利用Spitzer空间望远镜直接记录下行星自身的远红外光波.这些行星,一个是离开我们153光年距离的称为HD209458b星,另一个是离开我们148光年距离的TrSE1星.它们在围绕其恒星运转时的轨道要比水星绕太阳运转的轨道还要靠得近.就因为这个原因,使得其体积如木星大小的这两个行星有足够的热量发出红外光线而使Spitzer空间望远镜能探测到.(云中客摘…     

今日国外物理

 1 美学者宣称黑洞存在可望得到证实据合众国际社报道,美国天文学学会在一次会议上公布了哈勃太空望远镜拍摄的壮观照片,证实在一个遥望星系的中心处,有一个巨大黑洞正把星体吸进去,喷发出由辐射与热气组成的湍流.在这幅哈勃照片上还发现:在M-87星系中心有一个星体凝聚和象点那样的亮光源,距地球5200万光年;若其速度符合理论预测,那将最终证明黑洞的存在.     

拟议中的21世纪光学望远镜

 不论天文爱好者还是职业天文学家都渴望有一台大的反射镜或透镜,因为它能聚集更多的光,具有显示天体细节的潜能。特别是专业工作者,大仪器是研究宇宙中的暗星系和现代天文学中许多重要问题不可或缺的。可以说望远镜越大越好。现在,大地基望远镜主要是口径8～10米的反射镜,它们代表了自伽利略将望远镜用于夜空研究400年以来光学望远镜发展的巅峰。其中有建在智利的欧洲空间局的甚大望远镜(由4台8米望远镜构成),位于夏威夷的两台10米凯克望远镜和8.3米昴星望远镜,双子望远镜(两台望远镜分别装在南半球和北半球),以及德克萨斯州麦克唐纳天文台的9米大型拼镶镜面望远镜。     

一种大视场望远镜误差校正方法的研究

基于两镜反射式望远镜系统,以主镜为基准,分析了当非球面次镜由于偏心、倾斜、主次镜间距产生变化时对望远镜系统波前像差的影响。根据理论分析,提出了一种望远镜系统误差校正的方法。该方法先后以轴上视场光斑的半径和全视场光斑的平均半径作为成像质量的评价指标,利用随机并行梯度下降算法对次镜的位置进行调整,最终使全视场光斑半径的平均值收敛到极值,即认为成像质量达到最佳。针对里奇-克列基昂(R-C)结构望远镜系统进行了仿真分析。结果表明,次镜位置调整后能够使视场内所探测的光斑半径的平均值收敛到极值。该方法使望远镜系统误差的校正具有外在标准,能够使望远镜在观测过程中进行校正。