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"title": "保 丹 中"
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馆的现状有了一个比较全面的了解，从而为后来规划北京天文馆的建设方案奠定了基础。 耶拿蔡司公司的这些努力，促进了二战后大型天文馆的相继兴建和复兴。1949年12月斯大林70岁寿辰时，耶拿蔡司决定把战后恢复生产的第一台大型天象仪，作为斯大林的生日献礼，赠送给前苏联的斯大林格勒市(现为伏尔加格勒市)。1954年9月19日，战后第一座大型天文馆——斯大林格勒天文馆(UPP23/1s型）开幕。1955年12月4日波兰霍茹夫市(Chorz6w)哥白尼天文馆(UPP23/2型）开幕。1957年9月29日中国北京天文馆(UPP23/2型)开幕。1959年11月1日前苏联列宁格勒天文馆(UPP23/2型)开幕。 进入20世纪60年代，又有日本明石市立天文科学馆（UPP23/3型，1960年6 月10日）、捷克布拉格天文馆（UPP $2 3 / 2$ 市伯拉天文馆（Birla Planetarium,UPP23/2型，1961年9月29日）、乌克兰基辅天文馆(UPP 23/3型,1962年）、拉脱维亚里加天文馆(Riga Planetarium,UPP 23/3型1964年7月）、葡萄牙里斯本市卡洛斯特·古尔班基安天文馆（LisbonGul-benkian Planetarium,UPP 23/4型，1965年6月20日）、埃及开罗天文馆（UPP $2 3 / 5$型，1967年1月）、加拿大卡尔加里市百年纪念天文馆（CentennialPlane-tarium,UPP $2 3 / 6$型，1967年7月1日）、加拿大温哥华市麦克米伦天文馆（H.R. MacMillanPlanetarium，UPP 23/6型，1968年10月26日）、加拿大多伦多市麦克劳林天文馆（McLaughlin PlanetariumUPP $2 3 / 6$型，1968年10月26日）、印度尼西亚雅加达天文馆（UPP23/5型，1969年3月1日）、哥伦比亚波哥大天文馆（Bo-gotaPlanetarium，UPP23/6型，1969年12月22日）等耶拿蔡司型的大型天文馆相继成立。 到了20世纪70年代,又有伊拉克巴格达天文馆(UPP23/5型，1970年8月）、阿塞拜疆巴库天文馆（BakuPlanetariumUPP23/6型，1972年3月）、印度孟买市尼赫鲁天文馆（Nehru Planetarium,UPP 23/6型,1977年3月3日）、匈牙利布达佩斯天文馆（UPP $2 3 / 6$型，1977年8月20日）等进入耶拿蔡司大型天文馆的行列。 “西德"蔡司公司于20世纪50年代的中期也恢复了大型天象仪的生产，随后不久，在日本也出现了两个能够生产物美价廉的天象仪的生产商。以后天象仪的性能越来越好，品种也越来越多，世界天文馆事业进入了人类进入太空时代以后的全盛发展期。耶拿蔡司天象仪在这一转变过程中的率先作用和促进作用，是母庸置疑的。
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"title": "耶拿蔡司天象仪的品种和型号"
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从第二次世界大战之后建立，,到1989年德国统一后结束,耶拿蔡司公司在其存在的四十余年期间,研发和生产了各种品种和不同型号的天象仪。 按尺寸大小来说，有适于天幕直径大于18米的大型天象仪，有适于天幕直径12至18米的中型天象仪和适于天幕直径5至12米的小型天象仪。若按功能和用途来说，有用于公开展示、科普以及寓教于乐的普通天象仪；有服务于学校，专门用于教学活动的教学用天象仪,有专用于航海类院校及宇航员培训的天文导航训练用天象仪。以上这些都属于机械模拟·光学投影式天象仪。1984年以后还研制开发出太空型天象仪——UNIVERSARIUM,并于1989年4月28日在芬兰万塔市科学中心投入使用，此是后话，我们将在以后的有关专节另行叙述。 大型天象仪一直是蔡司天象仪的最主要的品种，对于耶拿蔡司公司也是如此。与“西德"蔡司的大型天象仪沿用老蔡司的型号（由I型、Ⅱ型发展到Ⅲ型、IV型、V型、VI型、VI型)不同,耶拿蔡司把鲍斯威尔德发明的天象仪称为原型天象仪（Protoplanetarium）,而把1926年开始售往世界各地的蔡司Ⅱ型称为宇宙投影天象仪(Universal projection planetarium）,视为第一代大型天象仪，具体型号为UPP：23/1型。把战后恢复产生的大型天象仪也称为宇宙投影天象仪,这种情况一直延续到1975年：其中 1949年至1967年之间开发的UPP23/1s型、UPP 23/2型、UPP23/3型、UPP23/4型、UPP23/5型，称为“战后型”，被视为第二代大型天象仪;1967年至1975年开发的UPP 23/6型、UPP23/7型和UPP 23/8型，被视为是第三代大型天象仪。1984年推出全新的大型天象仪，被视为第四代大型天象仪，定名为COSMORAMA。 耶拿蔡司的小型天象仪的型号名为ZKP。其中ZKP1型，销售于1954至1976年；ZKP2，又称为“空间主人小型天象仪”（SPACEMASTER Small-sizeplanetarium）销售于1976年以后。 耶拿蔡司的中型天象仪的型号名为RFP，又称“空间主人宇航天象仪”（SPACEMASTER Spaceflight planetarium），发售于1967至1977年；1976年至
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"title": "不断改进的宇宙投影天象仪"
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耶拿蔡司的宇宙投影天象仪，一个型号接着一个型号，每一个型号都有所革新和改进，累计起来形成许多显著的新特点。 总括起来说，“战后型"的早期阶段，有如下显著的改进。首先，对于周日和周年运动的变速采用两个直流电机，能在1:20范围内无极调速，而战前机型是使用五个交流感应电机做差动分档变速，只能选择几种固定的转速。这是一项很成功的改进。第二，从战后第二台机(波兰霍茹夫馆)开始，对于行星机构中的土星和木星也加了三偏心圆的中心差校正（而战前机型只对轨 二战后出现的第一批大型天文馆和耶拿蔡司最早的大型天象仪：(上)斯大林格勒天文馆，UPP23/1s型天象仪，这是二战后的第一台天象仪。（中）波兰霍茹夫市哥白尼天文馆,UPP23/2型天象仪。（下）北京天文馆是二战后建立的第三座大型天文馆，使用的也是UPP23/2型天象仪（画家沈左尧绘）。 （上排)20世纪60年代出现的蔡司大型天文馆和耶拿蔡司第二代大型天象仪，依次为：日本明石天文科学馆、明石馆UPP23/3型天象仪、印度尼西亚雅加达天文馆（馆内为UPP23/5型天象仪）、葡萄牙里斯本市卡洛斯特·古尔班基安天文馆、古尔班基安馆UPP23/4型天象仪（右）。（下排)20世纪60年代中至70年代出现的蔡司大型天文馆和耶拿蔡司第三代大型天象仪，依次为：加拿大温哥华市麦克米伦天文馆、麦克米伦馆UPP23/6型天象仪、加拿大多伦多市麦克劳林天文馆、莫斯科天文馆于1977年将1929年安装的战前机型的天象仪更换为带程序控制装置的UPP 23/8型天象仪。 道偏心率较大的水星和火星做了校正），从而提高了位置精度。第三，星板在直径23米天幕上所放映的恒星光斑直径，由战前机型的2.3毫米至75毫米提高为2.3毫米至45毫米，最大光斑直径减小，提高了星空表演的逼真性。第四，设计了新的多纳提彗星放映器，采用回转棱镜一光栅系统，比战前机型的、用20张幻灯片轮换放映的方案，小巧得多，也避免了轮换中的跳动现象。第五，设计了新的操作台，把继电器、开关、调压电柜和变压器等设备集中到电源箱中，安排在天象厅外，而把辅助投影器安排在操作台周围，比原设计更符合当时（即20世纪50年代中期）的电器发展水平。第六，在极高、赤道和黄道电刷环外围加了外罩，改变了外形。 对于战后型后期的天象仪，有如下改进：首先，自1961年起取消了陈旧的桁架式支架，改为立柱式，从而使天象仪在风格上更加协调。其次，把原来的昼夜照明移至底座平台周围，28盏照明灯排成一圈，采用白色加红、蓝、绿的变色光，可以 照到观众席和圆顶。1965年采用了极高运动的自动复位（葡萄牙里斯本馆）；1967年采用了岁差运动的自动复位（埃及开罗馆）。新的辅助幻灯机，可以使天象仪的表演更加多样化。模拟人造卫星在天空中运动轨迹的表演，是耶拿天象仪为人类进入太空时代所奉献的一份新礼物。 随后推出的第三代天象仪（型号23/6至$2 3 / 8$ )，为适应实际需要，又有了经过许多精心设计而搞出的革新：增加了一个新轴，即垂直轴，从而可使整个天象仪做$\pm$ $2 7 0 ^ { \circ }$旋转。岁差传动装置也进行了改装，这样，呈现出的太阳和行星在天空中的运动的景象，就如同观众在月亮上看到的一样。增加了亮星放映器（共21颗）。地平运动和极高运动也改为能够在1：20范围内无极调速。还有，恒星加了闪光装置；银河能从操作台调光；变星能够按照不同规律自动变光；增加了一套地图放映器，天象仪做极高运动时，可以表演“环球旅行”的情景。 耶拿蔡司公司在20世纪70年代的 最后一台大型天象仪(UPP23/8型)是为莫斯科天文馆生产的，该机是用来替换那里的一台早在1929年就开始的老天象仪。这台天象仪有了实质性的重大改进一一对天象仪的所有功能都实现了自动控制。
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"title": "完美的COSMORAMA天象仪"
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1984年7月1日，加拿大埃德蒙顿空间科学中心开幕，人们第一次在那里领略了当时最先进COSMORAMA天象仪的精彩表演，令人难以忘怀。这是耶拿蔡司研制的第四代大型天象仪，它不仅使用了机械和光学上的一些新成果，还根据当时电子学和计算机技术所达到的水平，在操作控制等方面，采用了全新的概念。 对投影器的全套设备的基本结构做了修改，一方面在光学系统中增加了新的精密机械，另一方面，计算机技术的广泛应用，使得传动技术和控制技术有了显著的进步。 计算机所支配的驱动控制装置使主 要传动装置的速度范围有了显著改进（调节范围为1:80或1:100),能按时间真实地模拟卫星环绕地球的飞行。新设计的恒星球光学投影目镜被命名为 COSMOGON,包括6片目镜，比之过去的4片，光的损失少，从而所投影出的星点更加清晰，尤其是各片星区边缘附近的星星，结果人造星空更加明亮，更加逼真。 除周日、周年、极高和岁差几个重要运动外，天象仪还有两种运动——垂直圈投影器可借助微计算机自由定位，整个天象仪可绕垂直轴作水平旋转。由于这些旋转轴与自然界的实际情况比较符合，因此可以毫不逊色地演示和模拟任何天体的运动。几种运动的组合，还可演示从宇宙飞船上或其他行星上所看到的天空景象。 在主机周围那些辅助投影器，大多数是新安装的，在负载功能上有了明显的改进。臂如，星座投影器 一个多路控制的投影器，能够单个、成组或者一起显示星座图形。 多一微计算机控制装置，不仅可以控制天象仪主机和能进行多种变化的辅助投影器，而且也可以控制空间照明、效果亮度、电声装置以及任何数量和种类的专 20世纪80年代的蔡司大型天文馆和耶拿蔡司的第四代大型天文馆：加拿大埃德蒙顿空间科学中心（左）及COS-MORAMA天象仪（右） 业投影器。通过国际标准同步编码，天象仪的所有功能和辅助投影器，都是相互同步的，精度远小于1秒。说明词、音乐盒和表演内容，都能达到准确同步的效果。 专家凭借自己多年经验，把控制原理安排得十分恰当。用最少的元件，再加上预选、功能和记忆钮很好地组合，可以毫无问题地使仪器操作过程与或长或短的文字相适应。 多一微计算机控制装置由6台微计算机按主从方式组成，并能和外界其他计算机相连接。天象仪安装在一个水平升降平台上，这样进行维修时比较方便。1986年德国耶拿天文馆，1987年德国柏林蔡司大型天文馆，也相继安装了COSMORAMA天象仪。A （责任编辑陈冬妮）
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"title": "2011年全国中学生天文奥林匹克竞赛预赛试卷"
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试卷类型：A 准考证编号 姓名 出生日期： 年月日 2011年3月19日14:00-15:30
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"title": "注意事项【请务必仔细阅读！】："
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1．每位考生都会拿到一张双面的预赛试卷和一个答题卡。试卷和答题卡都需要逐题填写，并且填写的内容应该完全一致。试卷和答题卡填写内容不一致的题目每题得一4分。 2．低年组（1996年1月1日以后出生，并且没有参加过国际天文奥赛的考生）只做本卷的01-30题，高年组做06-35题。 3．本卷为闭卷考试,请答卷人按照自已的真实水平独立完成答卷，并认真、完整地用签字笔在试卷上填写有关信息、答卷并签字，用2B铅笔在答题卡上按要求签名（应与试卷上的签名一致；签名明显不一致的取消参赛资格）,填涂试卷类型（见本注意事项上面一行)、准考证号（在空格处写数字,并填涂每个数字下面对应的部分）、年级组（每种未涂或涂错扣20分）、以及每道题的答案（不会做的题不要填涂)。未在试卷或答题卡上签字的考生每缺一项扣10分。考试开始30分钟之后,才可以交卷,并在不影响其他考生答题的情况下安静离开考场，在该考点儿所有考场结束考试之前不得在考场附近讨论考试题目，不得影响正在考试的同学。在监考老师宣布考试结束时间到的时候,该考场所有考生应停止答卷,将试卷和答题卡放在桌上，保持安静离开考场。 4．每题选择一个最接近正确的答案。将对应的字母(A, B，C，D之一）填在试卷上并填涂在答题卡该题号下方的对应处。不会做的题目不选。每道题答对得4分,答错或多选得一4分,不选得0分。满分120分。草稿可写在试卷的题目旁边空白处或试卷其他部位。 5．本试题、答案和入选决赛的名单将在北京天文馆网站和天文在线论坛天文奥赛讨论区公布。决赛将于2011年4月底5月初举行，详见《天文爱好者》杂志和北京天文馆网站的通知。
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"title": "【试题】"
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01．梅西叶天体M42位于（)座。 (A）金牛（B）猎户（C）大熊（D）仙女 02．太阳黑子数的变化周期大约是（）。 (A）25天（B）360天（C）11年（D）60年 03．水星大距时离太阳的角距离大约是（ )度。 (A)10 (B）20 (C)30 (D)40 04．4月12日是世界上第一艘载人航天器邀游太空（ )周年纪念日。 (A)20 (B)35 （C） 50 (D)76 05．以下流星雨中极大日期出现在每年10月份的是(流星雨。 (A)天龙座(B)牧夫座(C)宝瓶座㎡(D)象限仪座06．2010年在中国举办的国际天文比赛是（)。 (A）CNAO（B）APAO（C）IAO（D)IOAA 07.．2011年在中国境内可以观测到的日食和月食总数为（）次。 (A) 2 (B) 3 (C) 4 (D) 6 08．不久前刚刚执行完最后一次任务返回地球的航天飞机的名字是（）)。（A）发现号（B）挑战者号（C）哥伦比亚号（D）亚特兰蒂斯号09．几个月前，天文学家宣布在M100星系里观测到了一颗年 09．几个月前，天文学家宣布在M100星系里观测到了一颗年龄约为（ )岁的黑洞。 (A）1１（B）30（C）3千（D）5千万 10．目前在南极冰层下建造的“冰立方”属于( )探测装置。 (A）射线（B）X射线（C）中微子（D）引力波 11．下一次金星凌日将发生在（)年。 (A）2012 (B） 2035 (C)2036 （D）2117 12．我们最不可能在以下哪个星座中观测到月球？（） (A）蛇夫座（B）后发座（C）天秤座（D）猎户座 13．2011年内肯定观测不到回归的周期彗星的编号是（）。 (A)1P(B)9P（C)130P （D)P/2006U1 14．2009年和2010年全年没有太阳黑子的天数分别是260天和51天。2011年到今天为止没有太阳黑子的实际天数是(）。 (A）1天（B）5天（C）10天（(D）15天以上 15．在地球上观测，以下哪个天象最不可能发生？（） (A）水星凌日（B）金星凌日（C）火星凌日（D）国际空间站凌日 16．天鹅座距离我们有多远？（） (A）约230光年（B）约1100光年（C）约16万光年(D）另外三个答案都不对 17．家住北京的小明某天晚上21点看到猎户三星在正南方，一个月后也是晚上21点，他看到的猎户三星最可能在哪个方向？（） (A）正东（B）东南（C）西南（D）正西 18．下列星座位于大熊座和小熊座天区之间的是（）)。(A）天龙座（B）仙王座（C）御夫座（D）猎户座 (A）天龙座（B）仙王座（C）御夫座（D）猎户座19．以下关于月全食错误的说法是（）。 (A）月全食食分不可能小于1（B）月全食全食阶段的持续时间可以短于一小时（C）月全食前后可以没有月偏食阶段（D）北极也可能观测到月全食 20．“坐地日行八万里"指的是在（ )。
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"title": "关于2011年全国中学生天文奥林匹克竞赛决赛的通知"
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（第一号通知） 由中国天文学会普及工作委员会、北京天文馆、北京师范大学天文系、《天文爱好者》杂志社等单位主办的2011年全国中学生天文奥林匹克竞赛决赛定于2011年4月29日-5月3日在北京举行。4月29日报到，30日上午开幕式，5月3日上午闭幕式。
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"title": "1．预赛情况"
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在2011年3月19日全国13个城市的15个考点同时举办的全国中学生天文奥林匹克竞赛预赛中，总共有2122人实际参加比赛。收到没有填涂错误的答题卡1936份。根据全国预赛成绩，入围全国决赛的名单（预赛成绩低年组40分及以上，高年组48分及以上，其中低年组58人，高年组68人)已在北京天文馆网站的天文在线论坛(bbs.bjp.org.cn)发布。
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"title": "2.决赛参赛和组队"
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达到2011年全国中学生天文奥林匹克竞赛决赛及格线的 (A）赤道上（B）南、北回归线上（C）南、北纬40度地区（D）南、北极上21．今年3月20日月亮过近地点并且是满月。这种月亮在农历满月那天过近地点的现象平均大约每（)发生一次。 (A）两三个月(B）两三年（C）二三十年（D）二三百年 22． 行星合月指的是( )。 (A）行星和月球在黄道上的投影相重合（B）行星和月球在天球上的角距离最近（C）行星和月亮的实际距离最近（D)行星和月球的赤经相等 23．去年是人类探索地外文明( ）周年。 (A) 20 (B) 30 (C) 50 (D)80 24．未来几年将要启用的下一代空间望远镜的名称是（空间望远镜。 (A）哈勃(B）斯皮策(C）开普勒(D) 詹姆斯韦布25．世界上最大的变星观测组织是()。 (A）AAVSO (B)MIRA(C)UGSS （D)VSP 26．开展深空天体摄影所需要的最合适的装置是( )的跟踪设备。 (A）地平式(B）赤道式(C）黄道式(D) ）银道式27．天琴座流星雨极大时辐射点所在的星座是( )。 (A）金牛座(B）天鹅座（C）天鹰座（D）武仙座 28．今年媒体上发布的以下天文相关信息中最靠谱的是（)。(A）2011年2月14日凌晨将出现两个月亮（B）参宿 选手需选择组队参赛或个人参赛两种方式参加决赛，也可以选择不参加决赛。报名参赛的选手应保证全程参加比赛，包括开幕式和闭幕式，个别在比赛开始之后临时出现的特殊情况，需经过组委会的批准。同一学校或同一地区入围并参加决赛的选手超过2名(不含)时，可以通过组队参赛的方式报名参加决赛。组队单位必须是学校或者其他具有正式法人资格的单位，每队由组队单位指定的13名领队及至少3名入围决赛的选手组成，其中不足8名选手的队伍只能有1名领队，有8-16名选手的队伍可以有1名或2名领队，超过16名选手的队伍可以有2名或3名领队。各组队单位应指派经验丰富的专人担任领队（年龄一般不小于25岁，一般不得为在校大学生），并负责收缴代表队成员的参赛费用。各组队单位和领队必须保证本代表队参赛选手在整个比赛期间的安全，组织本代表队的选手按规定参加比赛。同一个学校或单位只组一个队。决赛选手应参加所在学校的组队，所在学校没有组队时可以参加其他单位的组队，或者直接以个人参赛的方式报名，由主办单位根据情况编队。2011年预赛 四今年爆炸或现“两个太阳”（C）一周之内三颗小行星与地球“擦肩而过”（D）月球引力“摇歪"地球轴心，出现第13个黄道星座蛇夫座 29．中国没有在2011年计划发射的项目是（）。 (A）天宫一号（B）萤火一号（C）娣娥三号（D）神舟八号 30．现在与月球角距离最近的行星是（）。 (A）水星（B）金星（C）火星(D）土星 31．今年一月和三月每个月都分别出现过的天象不包括（）。 (A）一次水星大距（B）一次金星大距（C）两次金星合月（D）至少一次海王星合月 32．考试地点所在地每个月会有一天没有月出（月亮从地平线升起)。这一天发生在农历的()前后。 (A）初一（B）上弦（C）十五（(D）下弦 33．欧洲空间局的普朗克探测器工作的波段是（）。 (A）可见光（B）X射线（C）红外(D）微波34．在刚刚过去的2010年里，没有发生日食或者月食的日期是()。(A）1月1日（B）1月15日（C）7月12日（D) 11月22日35.．下述流星群中在2010年观测条件不太好的是( )流星雨。 (A）天琴座（B）双子座（C）英仙座（D）猎户座A
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"title": "MATEUR ASTRONOMER"
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考点承办学校没有选手进入决赛时，该学校可以指定一名在该考点参加了2011年预赛但未达到决赛及格线的选手参加决赛并可以派出一名老师作为观察员（需单独填写组队单位报名表）。国内参赛选手、领队和观察员的参赛费用（含竞赛期间食宿费用）为800元／人。所有参赛选手及领队应自行解决往返比赛地点的交通费用。境外参赛代表队的组成和有关要求另行通知。
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"title": "3．决赛比赛形式"
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决赛的比赛方式包括笔试（类似预赛形式的10道单选题，每题4分：4道简答题，每题15分）和实际观测（目视观测和望远镜观测各40分），总得分满分180分。根据成绩评选出个人奖项，由组织者向获奖选手颁发奖状（奖牌赛后另行发放），其余选手获得参与证书。向各领队和观察员颁发参赛证书。个人奖项的确定办法为：高低年组分别将所有选手的个人总成绩由高到低排序，各以前三名总成绩的平均值作为100分，相应地得到各参赛选手的相对成绩，并根据各奖项的分数线分别确定两个组别的奖项。一等奖、二等奖、三等奖、鼓励奖的分数线分别为90、78、65、50分。组委会有权根据实际成绩的分布情况在公平合理的基础上适当调整各奖项的分数线（上调不超过2分，下调一般不超过5分）。
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"title": "4.国际比赛选拔事项"
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鉴于2011年的主要国际天文奥林匹克竞赛需要较早确定参赛人员以及时办理申请和签证等手续，今年参加三项国际比赛的选手将直接在决赛期间通过附加选拔进行确定。附加选拔测试于5月2日下午分高年组和低年组进行一轮笔试（4小时），题型和内容类似近几年国际比赛的理论和实测部分，由符合国际比赛报名条件的决赛选手（1997年12月31日之前出生）自愿报名参加。根据附加选拔测试和全国决赛的个人成绩以及有关国际比赛对参赛选手的年龄规定等要求，并综合考虑选 手在决赛期间在团队精神和生活自理能力等方面的表现，按照各不同赛事的具体要求，从2011年全国决赛获奖选手中选择代表国家队参加第十六届国际天文奥林匹克竞赛（哈萨克斯坦，2011年9月22-30日；高年组2人，低年组3人）,第五届国际天文学和天体物理学奥林匹克竞赛（波兰,2011年8月25日-9月3日；高年组5人）)和第七届亚太地区天文奥林匹克竞赛（时间地点待定；高年组4人，低年组4人)的选手。每位选手同一比赛年度（从本次全国决赛到下次全国决赛期间)最多只参加一项国际比赛。考虑到国家队选手的代表性，参加同一项国际比赛的国家队选手中来自同一学校的选手一般不超过2名，来自同一省市的选手一般不超过3名（亚太赛不超过4名）。组委会有权根据选手地区结构的实际情况对国家队选手的组成进行适当的调整。
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"title": "5.．报名截止时间"
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有关比赛的具体日程安排以及决赛报名等详细情况请见北京天文馆网站和天文在线论坛的通知。组队单位在网络提交电子版报名材料之后，请打印报名表并盖章，以传真（010-51583312）或者特快专递（【100044)北京市西城区西外大街138号北京天文馆张金博，电话010-51583314)方式正式报名。国内代表队和个人的报名截止日期为2011年4月18日下午18时（收到时间）。任何晚于该截止时间的报名必须提前经过组委会专门的同意，并在原报名费基础上额外交纳每人200元和每队1000元的补报名费用。参赛代表队和参赛个人的资格需要经过主办单位的审核同意（满足本通知对组队的要求）,正式经批准参赛的代表队和参赛队员名单应以比赛之前在北京天文馆网站(www.bjp.org.cn)上的发布和通知为准。 北京天文馆全国天文奥赛组委会2011年3月25日 2011年全国天文奥赛预赛河北科技馆考点
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"title": "我爱读《文科天文》"
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李元 《文科天文》是一本成功的专为非理科学生编写的天文学教科书。它是南开大学讲授天文学课程的苏宜教授凭籍近二十年的教学理论和实践相结合之下精心编著的好教材。在本书诞生之前,苏宜教授为大学理科生编著的《天文学新概论》一书从2000年出版以来风行全国，在2009年国际天文年来到之际已经有第四版(增订扩大版)问世，得到天文学界与教育界的高度评价与推荐。可以说这是近十年来我国大学天文学教程中最受欢迎的教材之一。但是苏宜教授并不以此为满足而停笔,他更想到的是大学非理科的为数更多的文科学生中也有很多人对天文学感到莫大的兴趣,对宇宙的奥秘也想进行探索,然而为理科生使用的天文学教程 类。就是指把天文学的发展和成果用综合叙述的方式表达出来的天文学,文科天文正是类似这样的天文学著作,但是它又不同于一般的通俗天文读物。这本《文科天文》的特点在于它是一本正规的教科书，章节分明,定义明确，内容全面,叙述明白并且有中国特色。它的前九章是:地球和月亮;太阳和太阳系;恒星;银河系;银河系天体的演化;星系世界;黑洞;地外文明；宇宙的创生和终结。第十章是具有中国特色的“中国古文献中的天文知识”。这一章对文、史方面的学生更为有用。比如《滕王阁序》中的“星分翼轮”;《前赤壁赋》中的“月出于东山之上,徘于斗牛之间"都涉及中国古代星宿的划分。我国现代著名文学家中也有曾因为不了解中国天 内容多而且有大量的科学数据,有许多数学物理的公式计算等等,使文科生望而却步,难道现代的天文成果和宇宙探索只能为理科专业享用吗？不,不,不是这样。21世纪的大专学生同样需要有广阔的视野和享有太空时代众多诱人的新闻和知识,这些对于文科专业来讲在文史哲理探讨方面也是十分重要的。本来宇宙万物是一个整体,知识是没有疆界的,科学新知是大家共享的，因此苏宜教授更进一步要为文科领域的学生，甚至更广泛的读者们编写一本没有数理公式和推算,大专文科生能够读懂的教科书，这就是这本《文科天文》。 在天文学发达也相当普及的美国,为非理科专业的文科学生编写的天文教科书为数不少,也颇为畅销,但是我国却不多见，而苏宜教授的这本《文科天文》不但是补上了这个欠缺，而且是一本佳作。过去在天文学的分类中曾有过“叙述天文学”一 文史而把斗、牛误解成是北斗星和牛郎星的笑话,后经懂天文的人指点才改正过来。书中的11个附录也十分有用。还应该特别说明的是所附的光盘中有931 幅彩图,反映了现代天文学所展示的壮丽宇宙以及星座详图。书中都注明了这部分文字和对应参考的图片,图文对照不但可以深入了解科学内容,而且是极大的视觉享受。 《文科天文》一书，不仅可供大专院校文科师生学习参考，也可供社会各界人士为了解当代天文学前沿，享受最新天文探测成果来阅读。 笔者是一位老科普工作者,在工作中也经常参考《文科天文》,免去许多查找其它图书的时间,所以它是我爱读的一本好书!A 春夜 朱开远作
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"title": "邮购信息"
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Jp2 $7 \times 3 5$ 300元 Jp2 $8 \times 4 0$ 325元 天文望远镜60/700 ·消色差透镜系统·物镜镜片直径：60mm ·焦距：700mm ·3个目镜（$2 0 \mathfrak { m m } / 1 2 . 5 \mathfrak { m m } / 4 \mathfrak { m m } )$ ·放大倍数：35-262倍·90度天顶镜. $5 \times 2 4$寻星镜·铝合金脚架·1.5倍正像镜·指南针·便携手提箱包装·天文学软件光盘 以上物品请通过邮局汇款，邮购地址：邮编100044，北京西城区西直门外大街138号《天文爱好者》杂志社收。请务必写上您的可靠、有效通邮地址、邮编，将所购图书的详细信息填写在汇款单附言处，可致电51583320查询。 Jp2 $7 \times 5 0$ 350元 Jp2 $1 2 \times 5 0$ 400元 Jp2 $1 6 \times 5 0$ 425元 Jp2 $2 0 \times 5 0$ 450元 天文望远镜70/700 ·消色差透镜系统·物镜镜片直径：70mm ·焦距：700mm ·3个目镜（$2 0 \mathfrak { m m } / 1 2 . 5 \mathfrak { m m } / 4 \mathfrak { m m } \, )$ ·放大倍数：35-262倍·90度天顶镜. $5 \times 2 4$寻星镜·1.5倍正像镜. $K 3$赤道式经纬仪  
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{
"title": "maxvisiOn R MessierSeries"
}
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晶华光学荣誉出品 产品咨询：4006-459779 kmsu@kmjoc.com.cn 氢的李生兄弟：氛“爆炸未遂”的超新星载人探月：回顾与前瞻单色CCD的行星摄影天文爱好者草原星空大会七月召开
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"title": "星特朗赤道仪系列"
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销售总部：浙江省余姚市城东新区名邦科创中心2号楼3楼电话：0574-62882377传真：0574-62882378
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"title": "SIGHTRON美国赛特龙"
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请用赛特龙望远镜享受天体观测的乐趣吧 赛特龙 是1994年成立在美国佛罗里达洲迈阿密市,专营射击用的瞄准器,狩猎用的枪瞄镜的厂商。公司不仅拥有瞄准镜类产品，也销售和生产双筒望远镜。在狩猎领域，居住在险峻的高山地带这样的残酷环境中几周的时间,并不是一件很罕见的事情。能长时间的经受这种环境,具备高耐久力和优良光学性能的赛特龙产品,不仅在狩猎领域，在天文观测、观鸟、林业、电力等行业,包括军队在内的很多领域中，都受到了很高的评价。如今，不仅仅在美国、还有欧洲、俄罗斯、非洲、澳大利亚、日本等世界各国，都受到了青睐和广泛地使用。
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"title": "Contents"
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中国天文学会北京天文馆 主办 日录 总第361期2011年第5期 2011年5月1日出版
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"title": "星空有约"
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6 2011年6月重要天象预告 李昕8 2011年6月日、月及行星动态 13 点彗台 寇文14 掩星情报站 张学军16 每月变星 浩淼18 每月双星 任大勇72 2011年6月2日中国各城市可见日偏食时间 万里雪飘
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"title": "宇宙信息"
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首次发现紧贴黑洞视界的磁场“开普勒”揭开红巨星的内部秘密新生并合黑洞会狼吞虎咽恒星WISE发现马蹄形轨道小行星第一代星系比预期更早形成众望远镜协同观测空前爆发彗星上曾有液态水超级计算机确认短$\upgamma$射线暴形成机制年轻恒星周围的时延喷流绕转周期最短的双白矮星 谢天 6~19 对黑洞天鹅X-1的新观测，首次发现在黑洞视界的周围存在磁场，而且磁场强到能够让粒子挣脱黑洞引力的束缚并把它们向外输运，形成了射向太空的物质喷流。
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"title": "20~23"
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"title": "宇宙奥秘"
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24 氢的李生兄弟：氛 谢懿／编译28 “爆炸未遂"的超新星？ 易轩30 搜寻系外行星的“开普勒卫星” 李开封34 探索恒星的物质、能源与演化（续二） 净梵38 彗星群咆哮着跳进太阳 吴光节42 空间天气纵横谈（续） 闻科明
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"title": "P88"
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1961年苏联宇航员加加林首次成功往返太空极大地刺激了美国人。1969年7月至1972年12月，美国先后有六艘阿波罗系列载人飞船在月球静海、风暴洋、雨海、澄海着陆考察。2004年，美国总统布什发布“新太空探索计划”，内容包括重返月球内容。2010年2月1日，奥巴马向国会提交2011年财政年度政府预算报告，取消了重返月球计划。美国人何时再登月？目前看来遥遥无期。 24~45 在不到煮熟一个鸡蛋所需的时间里，宇宙大爆炸之后的核反应便产生了化学元素周期表中最轻的原子核。在所有的这些元素里，质量是普通氢原子两倍的氢的同位素氛，引起了天文学家的浓厚兴趣。因为氛对于全面了解早期宇宙、星系演化乃至生命都起着至关重要的作用。 尊敬的读者 如发现本刊有印刷、装订等质量问题，请与北京博海升彩色印刷有限公司售后服务部联系退换，谢谢合作。 地址：北京市通州区中关村科技园通州园金桥科技产业基地环宇路6号 邮编：101102电话：010-60594509
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"title": "呼唤星空特使博冠有礼送！"
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有多久没走出过这钢筋水泥的城市？有多久没闻到青草的味道？有多久没听过星星的声音？博冠呼唤星空特使，带上望远镜，带上亲爱的人来一次星空下露营吧，让我们静静的，听听久违的星星的声音 召集星空特使所有的星空特使，有拍下满天繁星的义务，更有得到礼物的权利。5月1日一6月30日，把你拍摄的星空照片发到zengj@bosma.com.cn，就有机会获得博冠送出的80/500Z，全国共计20台，赶紧行动吧。所有作品将在中国国家天文论坛集中展示。更多详情，请见www.bosma.com.cn营销活动专区。
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"title": "博冠β系列天罡折射80/500Z可以拍照的望远镜！"
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采用SEMI-APO（准高级复消色差）光学系统，全面超越普通设计的色差稳定性控制力，可直接接单反相机拍照！ 全新设计的90度正向天顶镜实现完全正像，带您体验更加舒适的观赏之旅！ 高质量不锈钢脚架，1.25英寸脚架中的高配（下截1英寸），更加稳固，不惧风吹！
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"title": "天文杂谈"
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46诗词歌赋中的星座世界(三)——神灵化的北斗50天历初识：聊七·三国两晋之星历风云71月相画中的科学
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"title": "奥赛专栏"
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79天文奥赛常用公式的补充
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"title": "天文馆专栏"
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80美国国家航空与航天博物馆 一 -见证人类航天探索史84德国蔡司天象仪(下)
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"title": "航空航天"
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88载人探月：回顾与前瞻92载人登“火星"迈出第一步模拟火星飞船实施“火星-500"实验
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"title": "爱好者之页"
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52单色CCD的行星摄影57天文爱好者望远镜的磨制、安装与调整(二) 60深空天体观测入门攻略(三) 64 天文摄影的几何构图法66 从玛雅纪元到2012 67 2011年WWT全国天文教师培训暨天文教育论坛68 天文爱好者草原星空大会2011年7月召开2011草原星空大会观测地大揭秘相聚辉腾锡勒！清凉草原，共享星空！ 73 朱开远漫画欣赏74 重新崛起的羊城天文78听,星空闪烁下的低语 73 朱开远漫画欣赏74 重新崛起的羊城天文78听,星空闪烁下的低语96天文书刊资料邮购信息
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"title": "55~5171"
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王玉民望天蛇史晓雷 79 BoJone 80~87郭霞陈丹 88~ 95 任清苑庞之浩
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"title": "52～封三"
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徐卫斌李德培詹想喻京川赵天乐 张乙宁吴鑫基温学诗杨谨菡
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"title": "编委"
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主管中国科协主办中 中国天文学会 北京天文馆编辑出版 天文爱好者杂志社社址北京西城区西直门外大街138号邮编 100044 国际标准连续出版物号 ISSN 0493 - 2285国内统一连续出版物号 CN11- 1390 / P广告经营许可证 京西工商广字0408号总发行国内 北京报刊发行局国外中国国际图书贸易总公司（北京399信箱）邮发代号2 2-352国外代号 M175订购处 全国各地邮局（或本刊杂志社）印刷 北京博海升彩色印刷有限公司定价 10元 下毓麟 曹 军 陈 丹 陈栋华陈培垫 崔石竹 崔振华 方 成何香涛 姜晓军 焦维新 景海荣寇文 李元 李竞 李冰梁涂章 林 清 刘次沅 孟红宇欧阳天晶 钱汝虎 苏定强 苏宜温学诗 吴铭蟾 王广祝 王玉民谢懿 严家荣 赵 刚 朱宗宏 主编 朱进社长齐锐常务副主编陈冬妮法律顾问苏洪玉 编辑部 齐锐李良李鉴陈冬妮张恩红摄影 刘合群信箱 amateur@bjporgcn 读者服务部于杰鸿李国良电话010-51583320 13717671688信箱club@bjp.org.cn
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"title": "广告索引"
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封二：杭州天文科技有限公司第一页：上海肯高商贸有限公司北京分公司第三页：广州博冠光电技术有限公司第五页：北京天极星光学仪器有限公司封底：昆明晶华光学有限公司 封面 2011年2月10日，美国宇航局日地关系观测台"（STERE0)运动到太阳两侧相反的位置上，首次成功绘制了太阳完整的立体图像。
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"title": "全高清数字天象仪！"
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演示效果更清晰： 轴向1080全高清分辨率 适用范围更广 最大支持到直径16m球幕 天象演示功能更强大： 附送新版本的天象软件 数字节目更丰富： 赠送两部授权播放的数字天象节目优惠购买我们独家制作推出的数字天象节目 特别推荐一特价标清普及型数字天象仪 更多全高清和标清数字天象仪信息请访问：www.tianjixing.com或致电：010-6846003413311151449
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"title": "2011年6月重要天象预告"
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6月中下旬，是北半球一年中黑夜最短的时期。今年6月22日是夏至节气，以北纬$4 0 ^ { \circ }$地区为例，当天天文昏影终到次日天文晨光始的间隔只有不到4小时50分钟。黑夜短暂会使我们可用于天文观测的时间缩短。但在夏至前后，午夜时分太阳也会在地平线下不太低的位置，这样我们就有可能整夜观测到一些类似国际空间站这样的低轨道人造天体。有兴趣的朋友可以查询相关的过境预报，挑战在一晚可以观测到多少次国际空间站过境这类的观测项目。发生在六月的日偏食和月全食，是今年天象的重头戏。接下来笔者就从日偏食讲起，跟大家聊聊发生在6月的精彩天象。
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"title": "6月2日日偏食"
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本次日偏食是全年四次日偏食中我国可观测到的第二次，也是最后一次。见食条件与1月4日的日偏食有类似之处，只不过由带食日落变成了带食日出，可观测地区由西北变成了东北。 日偏食从北京时间6月2日3时25 分开始，起初见食区域为俄罗斯中部、我国东北、朝鲜以及日本东北部。随后见食区向东北方向移动，跨过北极点，覆盖整个北极圈内、加拿大北部和格陵兰岛，最后在加拿大东部、北大西洋和冰岛结束，全程持续约3小时40分。这次日偏食在我国境内越往东北见食时间越长，且食分越大。由于接近夏至，黑龙江少部分地区日出时间在3时30分之前，可以观测到从初亏到复原的全过程。 虽然今年我国可见的两次日偏食观测条件都不太好，但对于天文爱好者来说，观测日偏食门槛并不高，尤其是照相观测，大家可以利用这次机会提高观测水平，为以后的日全食观测积累宝贵的经验，因此建议可见偏食区域内的朋友尽可能地进行观测。 观测本次带食日出，对观测地东北方向的遮挡和大气透明度有一定要求，应该尽量选择比较开阔的地区进行。低空的大气消光作用非常明显，这使得太阳亮度会比正午时分看上去暗许多，我们有可能在不用减光设备的情况下对它进行观测。这 2010年12月21日，笔者在北京拍摄的月偏食 当然有助于大家创作出带地景和人物的日偏食摄影作品，但同时也增加了危险系数。在进行目视观测时，很难确定太阳光的强度是否会烧坏我们的眼睛，因此尽量要配合减光设备，尤其是使用望远镜观测时，需要特别注意。
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"title": "6月16日月全食"
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2011年的两次月全食，我国的观测条件都不错。特别是12月10日的那次，是近年来少有的我国全境可见整个过程的月全食。而6月16日，是一次我们实际演练月全食观测的好机会。 对于全球来说，亚洲、大洋洲、欧洲、非洲的大部分地区以及南极洲都能观测到6月16日的这次月全食。其中能全程可见的区域主要集中在亚洲西部和非洲东部，我国东部广大地区可以观测到带食月落。 通常，我们用食分来表示月食发生过程中，月球进入地球本影的深度。准确地说，就是地球本影角半径${ \sf R } _ { \mathrm { E } }$与月面角半径 2011年6月2日日偏食全球见食情况示意图：蓝色为等食分线，标注时间为世界时（6月1日） ${ \sf R } _ { 1 M }$之和减去地影和月面中心的角距离l,再与月面角直径$2 R _ { M }$之比。一次月食过程中，食分最大的时刻就是食甚。首先，月全食发生时，食分一定会大于等于1。而且根据日、地、月三者的大小和彼此间距离，我们可以计算出月全食理论上的最大食分在1.85左右。本次月全食最大食分为1.705，比较接近理论的极值，是近几年食分最大的一次月全食。 食分较大，全食持续的时间也会比较长。6月16日的这次月全食，食既为3时22分，生光为5时03分，全食将持续1小时41分。虽然时间充足，但实际的观测还将是非常紧张的。以北京地区为例，当天日出大约在4时50分，因此不到生光月球就会落下。况且在日出前的一个多小时内，大气散射的日光就会增亮背景天光。而食甚时（北京时间4时13分）月球的地平高度只有$5 0$多了，因此原本就很暗弱的红月亮将会更加不明显。在北京，食既时刻的月球地平高度还有将近$1 3 ^ { \circ }$，虽然已过天文晨光始半个小时，但天还不会太亮。因此，对于想拍摄月全食的朋友来说，大家还是要做好充分准备，争分夺秒进行观测。 良好的天气情况是成功观测月全食的前提条件，当然除了关注天气预报以外，我们还要选择合适的观测地点。对于我国东部地区来说,本次带食月落的观测 月食食分示意图 最好在一个西南方向尽量少遮挡的地点进行。虽然月球地平高度较低对观测有不利的影响，但同时也为大家拍摄带地景的月全食照片提供了宝贵机会。因此选择合适的地点进行观测就显得尤为重要了，名胜古迹，标志性建筑物，都是很好的素材。如果你想拍摄近处人物与月全食的合影的话，可以适当使用闪光灯补光。
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"title": "6月28日六月牧夫流星雨极大"
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一个辐射点位于牧夫座、武仙座和天则龙座之间的流星雨,在每年六月下旬至七 月初活动，我们称之为六月牧夫流星雨，英文简称JBO。 通常年份六月牧夫流星雨的流量并不大,ZHR在20以下。1998年曾经出现过ZHR100以上的爆发，并且极大持续了大约半天之久。2004年极大时的ZHR也达到了50左右。六月牧夫流星雨的母彗星是7P庞斯·温尼克彗星，公转周期6.38年，上次回归近日点是在2008年9月。根据观测发现，1998年和2004年的两次爆发都与母彗星19世纪某次回归时留下的尘埃团有关。今年六月牧夫流星雨有爆发的可能，预计极大将出现在北京时间6月28日5时，乐观估计ZHR可能在100左右。对于我国的观测者来说,27日至28这一晚的观测条件都不错。以北纬$4 0 ^ { \circ }$左右地区为例，天黑后不久辐射点非常接近天顶，而且整夜的观测都不会受月光影响。惟一的遗憾是六月牧夫流星雨的极大非常接近夏至，我们可以进行常规目视和照相观测的时间只有5个小时左右。大家可能还没看过瘾，天就已经亮了。 然而，就连天文学家对六月牧夫流星雨都不太熟悉，关于它的极大时间和流量的预报也都有一定不确定性，我们只能根据国际流星组织的预报进行分析后呈现给大家。因此希望有兴趣的朋友可以尽量多地进行观测，积累更多的观测资料，有助于我们更好地认识六月牧夫流星雨。$J _ { a } |$ 2011 年六月牧夫流星雨辐射点位置示意图(北京地区 6 月 28 日 0 时) (责任编辑张恩红）
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"title": "2011年6月日、月及行星动态"
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太阳月初，太阳的视赤经、视赤纬为04时34分15.397秒、$+ 2 1 ^ { \circ }$ $5 8 ^ { \prime }$ $3 1 . 3 8 4 ^ { \prime \prime }$；月末，太阳的视赤经、视赤纬为06时34分23.583秒$+ 2 3 ^ { \circ } 1 2 ^ { \prime } 0 6 . 5 2 3 ^ { \prime \prime }$。本月太阳由金牛座运行到双子座。 6日8时27分芒种，太阳的黄经为$7 5 ^ { \circ }$。22日1时16分夏至，太阳的黄经为$9 0 ^ { \circ }$ . 月亮月亮过近地点和远日点的时间分别为6月12日10时和6月24日12时。月相为朔、上弦、望和下 弦的时间分别为2日5时03分、9日10时11分、16日4时14分和23日19时48分。30日16时月掩金星，金星位于月亮之南$0 . 1 ^ { \circ }$。 水星6月13日水星上合日。13日之前水星为晨星，不断靠近太阳。13日水星淹没于太阳的光辉之中。上合日后，水星转到太阳东侧变为昏星，日没时位于西北方低空。距太阳较近，不易观测。1日2时水星合月，水星位于月亮之南$4 ^ { \circ }$。29日6时水星合北河三,水星位于北河三之南$5 ^ { \circ }$。 金星晨星。6月份，金星由白羊座入金牛座，日出前位于东北方低空，在此期间金星进一步靠近太阳，日出时金星的地平高度至月末逐渐降低至$1 0 ^ { \circ }$以下，亮度约$- 3 . 8$等，地平高度不大，不易观测。18日16时金星合毕宿五，金星位于毕宿五之北$5 ^ { \circ }$ . 火星火星由白羊座顺行入金牛座。火星从东方升起时间由凌晨3时50分左右逐渐提前至2时30分，亮度约$+ 1 . 3$等，日出时火星位于东北方天空，日出时的地平高度至月底逐渐缓慢增至约$2 3 ^ { \circ }$ ,观测条件虽有好转但仍不理想。29日3时火星合月，火星位于月亮之南$2 ^ { \circ }$。 木星木星由双鱼座顺行至白羊座，逐渐远离太阳，约于凌晨1时45分从东方升起，亮度约$- 2 . 2$等,观测条件日趋好转。26日17时木星合月，木星位于月亮之南$5 ^ { \circ }$。 土星土星在室女座运行，14日土星留后由逆行变为顺行。6月份，土星在太阳落山时于上旬由东南方高空转入西南方高空可见，亮度约$+ 0 . 8$等，次日凌晨1时左右落下，前半夜是观测土星的较好时机。11日5时土星合月，土星位于月亮之北$8 ^ { \circ }$。$\J _ { 2 } \cdot$ （责任编辑，张恩红） 2011年6月日出时水星、金星的地平高度及方位（北京纬度）示意图 2011年6月日落时水星的地平高度及方位(北京纬度)示意图 2011年6月行星轨道示意图之一 2011年6月行星轨道示意图之二
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"title": "2011年6月行星出没图（北纬$4 0 ^ { \\circ }$ )"
}
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口曹军 上图显示每日日落到次日日出之间的五颗行星出没状态，及观测条件。包括晨昏蒙影时刻，水星与金星的出没时刻，火星、木星与土星的出没及中天时刻，以及月亮出没状态。横坐标为地方平时，纵坐标为日期。 图中外侧的两条纵向条带表示天文晨昏蒙影，中间交替的横向条带表示夜间有无月光。图中曲线的位置表示五颗行星升起、落下及上中天（火星、木星、土星)的地方平时。 当水星、金星的曲线出现在图左侧时，表示它们在日落后落下，为昏星；当曲线在图右侧出现时，表示它们在日出前升起，为晨星。 在火星,木星和土星冲日的前后，代表它们中天时刻的实线与图中0时的纵轴相交。全图见$\langle \! \langle 2 0 1 1$天象大观》增刊。A
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amateur_astronomer_6e37c_802
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{
"title": "2011年6月行星位相图"
}
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6月北天星图 适宜观测地区：北纬40°附近 * 0 物 田对应观测时刻：芒种前后21点 夏至前后20点 0等星1等星2等星3等星 4等星 5等星 星系星云疏散星团球状星团 6月南天星图 适宜观测地区：北纬40°附近 0 物 田对应观测时刻：芒种前后21点 夏至前后20点 0等星 1等星2等星3等星 4等星 5等星 星系 星云疏散星团球状星团
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amateur_astronomer_6e37c_803
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{
"title": "最新发现"
}
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2011年3月下旬至4月上旬彗星的发现还是不景气，只发现了两颗彗星。 2011年3月17日，LINEAR巡天项目发现一颗小行星状的目标，亮度18等，在放到近地目标确认网页后，被众多观测者观测到彗发，最终确定为彗星，编号为C/2011F1(LINEAR)。这颗彗星将于2013年1月8日过近日点，近日距1.8天文单位，发现时和太阳的距离超过7个天文单位。预计到过近日点前后，彗星亮度可能达到9等，北半球中纬度地区在2012年10月以前可以在天黑后西方天空观测到它,最亮预计到10等。以后，彗星接近太阳。过近日点后，出现在南半球的夜空中，北半球就看不到了。这是LINEAR巡天项目发现的第202颗彗星。 4月5日，澳大利亚Siding Spring天文台的 RobMcNaught 在进行 Siding Spring巡天项目观测时发现一颗新彗星，使用的是口径0.5米的Uppsala施密特望 C/2011G1（McNaught)。这颗彗星将于2011年9月16日过近日点，近日距2.2天文单位。 P/2011A1(Larson)是今年发现的第一颗彗星，发现后，在Spacewatch巡天项目1995年和2004年拍摄的图片上找到这颗彗星的身影，在NEAT巡天项目2002年拍摄的图片上也找到了它。这颗彗星的运行周期为7.3年,2010年10月过近日点。由于观测到两次回归，得到周期彗星的永久编号250P/Larson。
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amateur_astronomer_6e37c_804
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{
"title": "近期关注"
}
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C/2011 C1(McNaught)彗星近期的亮度增长很快，4月13日观测到的亮度已达到8.6等，,是近期难得的观测目标。我国浙江的爱好者陈嵩于3月30日再次拍摄到这颗彗星。2011年5月里彗星从飞马座运行到双鱼座，亮度逐渐下降，天亮前的地平高度很低,观测有一定难度。由于这是一颗小彗星，亮度下降会很快。 C/2009 P1（Garradd）彗星将于2011 能会达到6等。最近一段时期，彗星靠近太阳，地面无法观测。4月13日南半球的观测者观测到它,亮度为11.5等。5月里彗星在宝瓶座运行，北半球中纬度地区可以在天亮前东方低空观测到它，预报亮度在11等以下。2011年下半年到2012年上半年，预计亮度会保持在6-8等之间。 249P/2011A4(LINEAR)是今年重新发现的彗星,是一颗小的周期彗星,亮度非常暗。4月16日过近日点时和太阳的距离只有0.5天文单位，4月15日观测到的亮度达到12.8等，比原来的预报亮度高出很多。但由于越来越接近太阳，地面上基本无法观测。 29P/Schwassmann-Wachmann1这颗彗星，今年5月里位于六分仪座，在狮子座下方，天黑后观测条件很好。4月1日观测到的亮度为11.2等，彗发直径5角分，4月5日观测到的亮度11.2等，彗发直径4角分。这颗彗星的亮度多变,经常会爆发，值得监测。 2011年5月过近日点的彗星只有1颗:231P/2009X1LINEAR-NEAT。$J _ { 2 } \}$ (责任编辑齐锐) 图 1浙江爱好者陈嵩拍摄的 C/2011 C1(McNaught)彗星。2010 年3月 图2Michael Jager4月 10 日拍摄的C/2011 C1(McNaught)彗星30 日20.28 UT,8" $\mathsf { F } { = } 8 0 0 \mathsf { m m }$牛顿反射镜,2分$\times \times 1 1$张,ST7XME。
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amateur_astronomer_6e37c_805
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{
"title": "掩星情报站"
}
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六月份除了有五次适合观测的月掩星之外，还有一次月全食现象，这次月全食在我国东北和最东部的地区可见带食月落，只有中西部地区可见全食全过程。其中一次月掩星发生在月全食期间，而在月全食之前的三小时还有一次月掩星现象，而小行星掩星仅仅有一次适合观测。
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amateur_astronomer_6e37c_806
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{
"title": "月掩星预报"
}
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月全食是一种比较常见的天文现象，其实月食也是掩星的一种，从太阳的方向看,就是地球掩月球的一种现象。除了地球上常见的月全食之外，其实还有一种“月全食”也是我们可以经常见到的，这就是木卫食现象，也就是木卫完全进入木星本影的现象，这是木卫系统的“月全食”现象。本月的五次月掩星分别是6月$6 \! \sim \! 7$日的月掩巨蟹座$\upalpha$星、9日的月掩狮子座87号星、12日的月掩室女座5.5等星、16日的月掩蛇夫座44号和51号星。
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amateur_astronomer_6e37c_807
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{
"title": "6月6~7日月掩巨蟹座$\\upalpha$星"
}
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6日晚上12点前后，在我国新疆和西藏西部可见一次月掩巨蟹座$\upalpha$星的现象，$\upalpha$星视星等为4.3等，掩星当天为农历初五，光照面为$2 4 \%$，掩星现象为DD:暗面消失,BR：亮面出现。表中时间为北京时间，列出主要几个城市所见月掩星情况，其他地区可参考距离表中最近的城市，只是在时间上会相差几分钟。 巨蟹座$\upalpha$星是一双星系统，同时也是变星，对月掩巨蟹座$\upalpha$星的观测到目前已经有333份报告说恒星并非是瞬间消失的，所以这次掩星是非常需要你的观 钟。 掩食带北界限线经过台湾中部、福建南部、江西南部、湖南、四川东部，我国西部地区由于晨昏蒙影的影响无法观测到这次掩星。在龙岩、赣州、衡阳、彭水、绵阳一带可见掠掩，厦门以北25千米地区可见掠掩现象。
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amateur_astronomer_6e37c_808
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{
"title": "6月12日月掩室女座5.5等星"
}
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这次在我国东部和南部地区可见一次月掩室女座5.5等星的现象，掩星当天为农历十一，光照面为$8 6 \%$，掩星现象为  测数据的。
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amateur_astronomer_6e37c_809
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{
"title": "6月9日月掩狮子座87号星"
}
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这天在我国南部和西南部分地区可见一次月掩狮子座87号星的现象，87号星视星等为4.8等，掩星当天为农历初八，光照面为$5 5 \%$，掩星现象为DD：暗面消失，BR：亮面出现，由于被掩星较暗，所以这次掩星现象更适合观测开始的掩始现象。表中时间为北京时间，列出主要几个城市所见月掩星情况，其他地区可参考距离表中最近的城市，只是在时间上会相差几分   DD:暗面消失，BR：亮面出现，这次掩星依然只适合观测掩始现象，在观测时尽可能地将大部分月球移出视场之外，以减少月球光亮的影响。表中时间为北京时间，列出主要几个城市所见月掩星情况，其他地区可参考距离表中最近的城市，只是在时间上会相差几分钟。掩食带北界限线经过辽宁和内蒙古地区，在宽甸、本溪、灯塔一带可见掠掩现象。
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amateur_astronomer_6e37c_810
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{
"title": "6月16日月掩蛇夫座44号星"
}
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这天凌晨，我国绝大多数地区可欣赏到一次月全食现象，这期间在全国各地还可以看到两次月掩星，其中一次月掩蛇夫座44号星的现象，发生在月全食之前约3小时，44号星视星等为4.2等，虽然这天恰逢满月，但因为被掩星较亮，所以这次掩星现象各地依然可见全过程。 蛇夫座44号星是一双星系统，对月掩蛇夫座44号星的观测到目前已经有64份报告说恒星并非是瞬间消失的，所以这次掩星是非常需要你的观测数据的。 月掩蛇夫座44号星各地所见方位示意图 在月全食发生时，月球的亮度很低，当月全食期间发生月掩星现象时，就可以比平时更容易地观测到，月掩蛇夫座44   号星结束后大约一个半小时的月全食期间内，将发生一次月掩蛇夫座51号星的现象，51号星视星等为4.8等。掩星当天为农历十五，光照面为$1 0 0 \%$，表中时间为北京时间，列出主要几个城市所见月掩星情况，其他地区可参考距离表中最近的城市，只是在时间上会相差几分钟。
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amateur_astronomer
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amateur_astronomer_6e37c_811
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{
"title": "小行星掩星预报"
}
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本月仅有一次较适合观测的小行星掩星现象，寻星图中间圆圈里的星是被掩星，数字为恒星的视亮度，例如79为7.9等，63为6.3等，依此类推。掩食带示意图中的蓝色线是掩食带界限线，红色线是$1 ~ \sigma$（即有$6 8 \%$信心小行星掩星现象会在这个区域范围以内某些地方出先)掩食带误差界限线。掩食带上的时间是当地可见的大致掩星时间（均为北京时间)。由于小行星的轨道不是很精确，所以掩食带位置的预报可能会有误差，非常需要大家的观测数据来掌握小行星的大小、形状，同时提高小行星轨道的计算精度。无论你是否观测到掩星现象的发生，你的观测结果都是非常有意义的。
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amateur_astronomer
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amateur_astronomer_6e37c_812
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{
"title": "6月2日31743号小行星掩9.5等星"
}
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这次掩星现象发生在6月2日北京
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amateur_astronomer_6e37c_813
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{
"title": "每月变星"
}
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口浩 淼 在本栏目介绍的变星大致是2011年6月15日21：00左右地平高度较高的变星，同时它们在当月亮度比较适宜观测。在表格的后面有各星的介绍。 这是颗比较明亮的半规则变星，位于牧夫腰部eps Boo（牧夫座 ε）、rhoBoo（牧夫座 p)、sigBoo(牧夫座$\sigma$ )下方，与牧夫座R也很靠近。周围证认星很多，无论城里还是郊外都可以找到合适的望远镜观测。 天琴座W距著名亮星织女星仅5度左右，按照图-2(上)的方法很容易找到它。4月初刚刚经历极小，预计6月6日极大。
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amateur_astronomer
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amateur_astronomer_6e37c_814
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{
"title": "RUHya(长蛇座 RU)"
}
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南天的长周期变星。预计6月26日极大，但由于赤纬太低，北方城市里观测将非常困难。目前数据非常少,强烈建议南方爱好者观测。 RXBoo(牧夫座RX) 图1:RXBoo(牧夫座RX)证认星图，视野$1 0 \times 1 0$度，极限星等9.5等。证认星图编号4339aus. （接上页）时间1时10分到1时13分，直径为10千米的31743号小行星1999 JK79，将遮掩人马座9.5等的恒星TYC 6881—01671—1u，恒星J2000.0坐标为赤经$1 9 { \mathsf { h } } 0 5 { \mathsf { m } } 4 6 . 2 0 4 5 { \mathsf { s } }$，赤纬一$2 6 ^ { \circ }$ 32' $0 8 . 5 6 9 ^ { \prime \prime }$，此星在人马座南斗六星之一的T星以北大约1度的地方。本次现象中，被掩星亮度将下降8.3个星等，掩食现象持续时间最长1.1秒。 掩食带由福建东部进入我国，向西南经过福建南部和广东，经过我国境内的时间约为2分钟，其中长乐、惠州、中山、台山、阳江、湛江、雷州等地位于掩食带内，而上海、杭州、温州、宁波、福州、吉安、赣州、厦门、韶关、汕头、广州、香港、澳门、柳州、玉林、南宁、北海、防城港、海口、三亚等地在掩食带$1 ~ \sigma$的预报误差带中，也可能会观测到这次掩星现象。$J _ { \Delta } \mathfrak { I }$ 图2:WLyr(天琴座W)寻星图（上），视野$9 \times$ 5度；证认星图（下），视野$_ { 3 } \times 2$度，极限星等11.5等。证认星图编号$4 3 3 9 a x d _ { \circ }$ 图3:RUHya（长蛇座RU)证认星图，视野$5 \times 4$度，极限星等11等。证认星图编号4339au。 WLyr(天琴座W) 找星方面注意到位于它西北的pi Hya（长蛇座$\uppi$ )，是长蛇尾巴的最后一颗亮星，之前一颗亮星是著名的 RHya(长蛇座 R)旁的 gamHya(长蛇座$\upgamma$ )（位于乌鸦四边形南底边两颗星向东连线一倍处)。不过附近证认星极少，因此在它暗淡时需使用其它证认星图。
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amateur_astronomer_6e37c_815
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{
"title": "T CrB(北冕座T)"
}
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最著名、最明亮的再发新星。1866和1946年观测到两次爆发，下次爆发将在21世纪20年代。目前亮度在10等左右。但由于新星机制仍不是我们十分了解的，因此无时无刻的监测仍是必要的。T CrB也因此成为受关注度最高（甚至超过omi Cet)的变星之一。 图4:TCrB(北冕座T)证认星图，视野$4 \times 4$ 度，极限星等11等。证认星图编号4339ayr。 RCrB(北冕座 R)、V854 4Cen(半人马座V854） 北冕座R型变星的两颗代表星，同时也是最亮的两颗。 注意在图-4右上方标出了RCrB的位置，但现在它并没有像图中标明的那样处在最大亮度。不过无论是寻星还是证 图5:RCrB证认星图，视野$1 . 7 \times 1 . 5$度，极限星等15等。证认星图编号$4 3 3 9 \textcircled { = } y \times 0$ 2011年6月可观测变星简表  附注： 1. 类型:SR- 半规则型, $\mathsf { M } -$药菓增二型,NR- 再发新星,RCB-北冕座 R 型,RV-金牛 RV型; 2.注: $[ \mathrm { x x } ] \mathord { - } 2 0 1 0$年 AAVSO 数据库中该星的数据个数,读者可根据此数据判断该星观测数据的需要程度;1- 适合初学者观测, $^ { 2 - }$不那么容易，但可以用来练习技术,3一比较有难度, $\mathrm { O - }$适合城市观测,！一观测数据将很有价值！ 3.光变范围:这里为历史平均值。 4.极大极小日期：$0 -$由以前数据预计的日期,北冕座R型变星极小时间为达到极小的时间,再发新星只有极大时间,金牛RV型变星极小指深极小； 5. 推荐设备： 指 2011 年 6 月在良好条件下观测推荐的设备, $\mathrm { O } { - } \mathrm { O } { - } 5 0 \mathrm { m m }$左右口径双筒镜, $\mathrm { O = O - }$小望远镜${ \sim } 8 0 \mathrm { m m }$ $\scriptstyle { \mathrm { O } } = = { \mathrm { O } } - 1 5 0 { \mathrm { m m } }$以上口径望远镜。 6.本文所列证认星图的方向均是上北、左东。 认亮度,RCrB的难度都不算很大。目前RCrB的亮度已开始缓慢回升，4月初亮度在13.5等，速度大约0.02等/天。 V854Cen位于半人马座前方手握长矛位置的eta星（半人马座m)的北边，寻找起来难度不是很大。目前处在极大亮度，并显示出它所特有的周期几十天、振幅零点几个星等的波动。南方的爱好者可以进行非常有价值的连续观测。 女星西南的kapLyr，然后一路向南，找到第一颗亮于4等的星就是证认星图中标明的3.8等的109Her了。这一路大约有15度长,因此还是有一定难度的。特别要注意的是一定要在确认星群的形状和位置（即确认找对星了)之后再进行观测！
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amateur_astronomer_6e37c_816
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{
"title": "回顾"
}
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WCet(鲸鱼座W)预计6月20日极大。这是颗非常急需数据的变星，去年一年的目视数据总数仅有20份。因此非常建议南方的爱好者在日出前对这颗也刚刚升出地平线30度左右的变星进行观测。R·Lyn(天猫座R)预计6月23日极大，日落后在将西北地平线上逐渐落下。 SSVir(室女座 SS)预计6月 29 日极大，下半夜它落下之前都有充裕的时间进行观测。A （责任编辑李鉴）  图7:ACHer证认星图，视野$7 \times 6$度，极限星等9.5等。证认星图编号4620agk。
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amateur_astronomer_6e37c_817
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{
"title": "ACHer(武仙座AC)"
}
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最明亮的金牛RV型变星之一，与R Sct(盾牌座R)同为RVA型的代表，这意味着它有着相对固定的极大亮度。较大的亮度和相对不算很长的周期使它非常适合城市观测。 找星方面，从织女星出发，先按照寻找WLyr(天琴座W)的第一步找到位于织 图6:V854（ Cen证认星图，视野$3 \times 3$度，极限星等11.5等。证认星图编号$4 3 3 9 a x y _ { 0 }$
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amateur_astronomer_6e37c_818
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{
"title": "每月双星"
}
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本期为大家介绍的是六月份适宜观测的双星。 说明：$\textcircled { 1 }$本文所给出的双星赤经、赤纬皆为J2000.0值$\circledcirc$笔者在实际观测中发现,除较亮的或颜色对比较强的双星组合外，双星的颜色并不十分容易分辨，并且每个人对颜色的敏感程度与区分能力是有差异的，,本文所给出的双星颜色，,除通过观测分辨外,还参考了一些资料,故下文列表中双星颜色仅供参考。
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amateur_astronomer_6e37c_819
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{
"title": "牧夫座(Boo）"
}
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Z1938(μBoo)：主星较亮,为黄色，伴星为白色，与主星间角距非常大，伴星是由一对亮度分别为7.1等和7.6等、角 
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amateur_astronomer_6e37c_820
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{
"title": "天秤座内较适宜观测的双星"
}
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距2.2”、方位角$8 ^ { \circ }$的双星组成。 S656：135X时可以看到4.9等的6 BoO，主星与伴星角距很大，主星为白色，伴星为黄色。 Z1835：较亮的一对物理双星，主星为蓝色，伴星为白色，距地球约215光年。 ≥ 1864( Boo)：较亮的一对物理双星，主星与伴星都为白色，距地球约317光年。
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amateur_astronomer_6e37c_821
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"title": "天秤座(Lib)"
}
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Sh186(αLib)：主星非常亮，为白 ≥ 1938( μ Boo) Z1835  牧夫座内较适宜观测的双星 Sh186(αLib) 色，伴星也较亮，为黄色，主星与伴星之间角距非常大。 h4803：主星为黄色，伴星较暗，主星与伴星之间角距较大，略有观测难度。
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amateur_astronomer_6e37c_822
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{
"title": "北冕座（CrB）"
}
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1965（CrB)：主星与伴星都较亮，主星为黄色，伴星为蓝色，是一对物理双星，距地球约473光年。  北冕座内较适宜观测的双星 ≥1965( 3CrB) Z2032( 。CrB) Z2032 ( $\upsigma$ $( \mathsf { r B } )$：主星与伴星都较亮，主星为黄色，伴星为白色，是一对物理双星，距地球约71光年。 $\Sigma \mathrm { ~ I ~ } 2 9 ( \mathrm { ~ } \nu \mathrm { ~ } ] - \nu \, 2$ $( \mathsf { r B } )$：主星与伴星都较亮且亮度几乎相等，135X时视野内还有一个7.6等恒星。
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amateur_astronomer_6e37c_823
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{
"title": "小熊座（UMi）"
}
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Z 193( $\upalpha$ Umi)：著名的北极星，主星非常亮，为黄色，伴星很暗淡，为白色，有一定的观测难度。 h2682：主星为白色，伴星较为暗淡，为黄色，主星还有一颗亮度为10.3等、角距为$2 5 . 6 ^ { \prime \prime }$、方位角为$2 8 2 0$的伴星 B。 天龙座(Dra) Z I25：主星与伴星都为黄色,135X时视野内有一颗8.8等恒星，三颗星组成一个近似等腰三角形。 0 $\Sigma _ { } \Sigma _ { } 1 3 8$：亮度几乎相等的一对双星，主星与伴星都为黄色，还有一颗亮度为9.3等、角距为88.9″、方位角为$1 6 3 ^ { \circ }$的伴星C。 Z1984：一对距地球约424光年的物理双星，伴星非常暗淡，有一定观测难度。 0 $\Sigma 3 1 2$：主星非常亮，为黄色，伴星较暗，主星与伴星之间角距较小，比较有观测难度。 ZI30(16-17Dra)：亮度几乎相等的一对双星，主星与伴星都为白色，17 Dra是由一对亮度分别为5.4等和6.4等、角距为$3 . 0 ^ { \prime \prime }$、方位角为$1 0 7 ^ { \circ }$的双星组成。 BUP162(Dra)：主星很亮，伴星较为暗淡，主星与伴星间角距非常巨大且都为橙黄色。 Z2308(40-41Dra)：主星与伴星间亮度差较小，且都为黄色。$\pmb { \left| \nabla _ { \cdot } \right| }$ Z 2308(40-41 Dra) (责任编辑陈冬妮)  小熊座内较适宜观测的双星  天龙座内较适宜观测的双星 ≥ 93(α Umi)
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amateur_astronomer_6e37c_824
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{
"title": "首次发现紧贴黑洞视界的磁场"
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欧 洲空间局的国际$\upgamma$射线天体物理实验室观测到了在1毫秒内即将要掉入黑洞的超高温物质。但这些物质并没有就此完全消失,其中一些最终死里逃生。 没有人愿意靠近黑洞。在距离其视界（物质甚至是光一旦进入就无法再出来的边界)几百千米的地方，那里是粒子和辐射的大漩涡。大量的粒子会以接近光速的速度落入黑洞，由此导致它们的温度会上升到数百万度。对于粒子而言完成这样一段最终的旅途只要花1毫秒的时间。 对黑洞天鹅X-1 的新观测则发现,在这一混乱的区域中还夹杂着磁场。这是第一次在如此靠近黑洞的地方发现磁场。更重要的是,观测显示磁场具有高度的组织性和结构,为一些即将要掉入黑洞的粒子开辟了一个逃生通道。这些磁场强到能够让粒子挣脱黑洞引力的束缚并把它们向外输运,形成了射向太空的物质喷流。喷流中的粒子会沿着磁场以螺旋形向外运动，由此会影响$\upgamma$射线的偏振。 $\upgamma$射线是一种高能电磁波,其振动和传播方向之间的差别即为偏振。当高速运动的粒子在磁场中盘旋的时候,它会产生同步加速发射。这一辐射具有一定的偏振模式,但极难被观测到。天文学家历经7年根据500万秒的观测数据才发现了它。
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amateur_astronomer
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amateur_astronomer_6e37c_825
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{
"title": "宇宙信息"
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口谢 天 ←“开普勒”通过观测恒星的亮度变化即可知晓它的大小和年龄。版 权 : Travis Met-calfe/National Center for Atmospheric Re-search.
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amateur_astronomer
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amateur_astronomer_6e37c_826
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{
"title": "新生并合黑洞会狼吞虎咽恒星"
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呈系的核心是一个忙碌的地方，拥挤的星群在围绕超大质量黑洞转动。当星系间发生碰撞、两个超大质量黑洞相互绕转的时候，情况会更糟糕。 在两个黑洞发生并合前，它们会相互绕转。此时它们会搅动星系的中心，就像搅拌器上的桨叶一样。它们的强引力会使得时空弯曲，向外辐射出引力波。当发生并合时，它们所发出的引力波会更为严重地集中到一个方向上。这一不平衡性就会把黑洞沿着与之
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amateur_astronomer_6e37c_827
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{
"title": "“开普勒”揭开红巨星的内部秘密"
}
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_经能够识别出从表面看上去相同的红巨星其内部的巨大差异,为研究恒星演化提供了新的手段。 红巨星是年老的恒星，已经耗尽了核心可供核聚变的氢，进而在周围的壳层中燃烧氢。在向其生命终点演化的过程中,红巨星会开始燃烧其核心的氨。红巨星常被比作好莱坞的明星,光从表面无法获知它们的年龄。在特定的阶段,它们的大小和亮度会惊人地保持不变，即便其内部已发生了显著的变化也是如此。 但“开普勒"使得天文学家们可以以前所未有的精度在接近一年的时间里连续不断地监测数百颗红巨星的星光。恒星表面的亮度变化是其内部的湍流运动所造成的，这些动也会引发连续的“星震”，产生的声波会向下传播穿过其内部,再返回到其表面。在合适的条件下,这些波会和被束缚在红巨星氨核中的其他波发生相互作用。这些“混合"脉动模式是了解恒星特定生命阶段的关键。 通过测量恒星亮度的细微变化特征，天文学家就能识别出哪些红巨星的核心氢已经耗尽且正在燃烧氮。之前天文学家只能从理论模型获得一些有关脉动模式的信息，但新的观测结果确认了这些模型,同时也使得天文学家可以区别红巨星并且对处于不同演化阶段的进行比较。 个即将并合的两个黑洞的概念图。版权：DavidA. Aguilar/CfA。
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{
"title": "WISE发现马蹄形轨道小行星"
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美 国宇航局大视场红外巡天探测器（WISE)最近发现了颗奇特的小行星 2010 S016。绝大多数的近地小行星具有类似鸡蛋的椭圆形轨道，这使得它们可以进入内太阳系。但这颗新发现的却与此不同。它的轨道几乎是圆形的，由此它除了地球之外无法靠近太阳系中其他任何的行星。不过,即便它能在地球周围运动,但它却永远也不会进犯地球。 在 WISE 所拍摄的红外照片中发现了它之后，天文学家便对 2010 S016 的轨道进行了分析,发现它极有可能在数十万年的时间里都和地球保持着一定的距离，这一距离从来都在地月距离的 50 倍以上。 2010 S016 是少数相对于地球具有马蹄形轨道的小行星之一。当一颗小行星靠近地球的时候,地球的引力会把它推入一条更大的轨道，在这条轨道上它绕太阳公转的时间会比地球的更长一些。反过来,当地球靠近这颗小行星的时候,地球的引力会把它拉入一条更小的轨道，使得它绕太阳公转的时间比地球的更短。由此,这颗小行星永远也不会完全穿越地球。这一类似弹弓的效应也导致了从地球上看到的它的马蹄形轨道。在这条轨道上,2010 S016 会花 175 年的时间从“马蹄”的一端运动到另一端。 个从地球上拍摄到的 2010 SO16。版权:Las Cum-bres Observatory/Faulkes Telescopes. 相反的方向以高速射出。 这会把黑洞送入原本和黑洞处于安全距离上的星群之中，由此黑洞就会开始狼吞虎咽地享用这顿恒星大餐。当黑洞的潮汐力把恒星撕碎的时候，其残骸会盘旋着掉入黑洞。其间它们会彼此挤压摩擦，被加热到足以能辐射出紫外线和X射线的程度。此时这个黑洞会明亮得犹如一颗超新星，然后逐渐变暗。 更重要的是，一个游荡的超大质量黑洞预期会比单个星系中静止的吞食更多的恒星。一个静止黑洞大约每过100,000年才会瓦解一颗恒星。而在最佳状况下，一个运动的黑洞每过10年就会吞噬一颗恒星。新的巡天设备，例如全景巡天望远镜与快速反应系统和大口径全天巡视望远镜，将会为天文学家提供更好的机会来发现搜寻这一事件。
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{
"title": "第一代星系比预期更早形成"
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用星系团的引力透镜,天文学家发现了一个遥远的星系,其中的恒星形成于意料之外的早期宇宙,这一结果为第一代星系的形成和宇宙的早期演化提供了新的线索。 星系团阿贝尔383的强大引力犹如一个透镜,放大这个星系所发出的光,使得地面的天文学家能更为详细地对其进行观测。否则,即便是对于现今最大的望远镜来说,它仍然过于暗弱而无法观测。在哈勃空间望远镜的图像中发现了它之后，天文学家利用凯克Ⅱ望远镜对它进行了分光观测。 对它光谱的分析表明,这个星系的红移为 6.027,处于宇宙年龄大约为 9.5 亿年处。它并不是迄今所探测到的最遥远星系，但它具有和其他仅包含年轻恒星的遥远星系极为不同的特征。斯 皮策空间望远镜的探测发现，它令人惊地含有年老的暗弱恒星,这些恒星的年龄接近7.5亿年，这意味着它们形成自大爆炸之后2亿年,远远早于原先的预期。 这一发现不仅仅对第一代星系的形成具有重要的意义,可能还将有助于解释在大爆炸之后的数十亿年之内宇宙是如何对紫外光而言变得透明的。早期宇宙中弥漫着能阻挡紫外线的中性氢,因此必须要有辐射源来电离这些气体,但迄今所发现的遥远星系尚不足以提供足量的辐射,这-新发现的星系也许能提供所需的信息。 星系团阿贝尔383放大了新发现的遥远星系( 白圈 中 )。 版权 :NASA/ESA/J. Richard (CRAL)/J.P. Kneib (LAM)/MarcPost-man (STScl)。→
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{
"title": "众望远镜协同观测空前爆发"
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美 2011 年 3 月 28日，射线暴快速反应探测器在天龙座中发现了这一系列强劲爆发中的第一波并确定了它的位置，将其定名为 GRB 110328A。随后几十架望远镜对准了这一目标,天文学家很快就在它的附近发现了一个遥远的小型星系。4月4日哈勃空间望远镜拍摄的深度图像精确地把爆源定在了这个距离地球38亿光年远的星系的中心。同一天，钱德拉X 射线天文台又对其进行了4 个小时的观测。它的结果也显示爆源就位于“哈勃"所拍摄到星系的中心。从4月3日起,它又出现了至少5次增亮的过程。 虽然相关的研究仍在进行中，但天文学家猜想这一不同寻常的爆发极有可能是由于一颗恒星过于靠近星系中央的黑洞而被其强大的潮汐力瓦解进而气体落入黑洞所致。绝大多数星系的中央都有一个质量为太阳数百万倍的超大质量黑洞，它沿着其自转轴会把物质以喷流的形式射出，形成X射线和 $\upgamma$射线爆发。尽管之前已经探测到了类似的现象,但无一具有这么高的亮度和可变性。 ↑ 射线暴快速反应探测器所观测到 GRB 110328A 的多次爆发。版权:NASA/Swift/Penn State/J. Kennea。
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{
"title": "彗星上曾有液态水"
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个天文学家小组有史以来第一次找到了彗星上有液态水的令人信服的证据，否定了目前流行的观点一一彗星从来没有温暖到其中的水冰可以融化的地步。 科学家们通过对“星尘”探测器采集自81P/怀尔德2号彗星的尘埃颗粒样本进行分析得出了这一结论。“星尘"发射于1999年，2004年它搜集了来自怀尔德2号彗星表面的微小粒子，并于2年后将其送回了地球。天文学家常常把彗星比喻成“脏雪球”，因为除了岩石和冻结的气体之外，其绝大部分物质是水冰。 当水冰在怀尔德2号彗星上融化的时候，其融水会溶解矿物，使硫化铁和硫化铜矿物沉淀。而这些物质正是在“星尘"的样本中所 当水冰在怀尔德2号彗星上融化的时候，其融水会溶解矿物，使硫化铁和硫化铜矿物沉淀。而这些物质正是在“星尘"的样本中所观测到的。硫化物矿物的形成温度在$5 0 \%$到$2 0 0 ^ { \circ } \complement$之间，远远高于彗星内部$0 ^ { \circ } C$以下的预期温度。 除了提供液态水的证据之外，这些物质还为怀尔德2号彗星在历史中所经过的温度提供了一个上限。在样本中发现了方黄铜矿物，它是一种铜和铁的硫化物矿物。观测到的这种方黄铜矿物其所存在温度必须低于$2 1 0 ^ { \circ } \complement$，意味着这些颗粒从未经历过更高的温度。 这些硫化物矿物的发现对于了解彗星是如何形成的极为重要，同时它反过来还会告诉我们太阳系是如何起源的。 $\Lleftarrow$怀尔德2号彗星表面的概念图。版权：NASA/JPL-Caltech。
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{
"title": "超级计算机确认短射线暴形成机制"
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新的超级计算机模拟证明，两颗中子星的碰撞可以自然地产生短$\upgamma$射线暴中驱动高速粒子喷流所需的磁场结构,为了解这些宇新宙中最剧烈爆发现象背后的机制提供了详细的信息。 射线暴是已知最明亮的爆发,其在几秒内所发出的能量和整个银河系在一年内发出的相当。由于持续时间不超过 2 秒,短射线暴十分难以捉摸。20 多年来,它的主流解释是两颗中子星的碰撞并合,但直到这一新的结果公布前其中的细节一直悬而未决。这迄今最尖端的模拟耗时近7 周,跟踪了整个事件在 35 毫秒中的变化,这个时间跨度比我们眼的时间还快了约 3倍。 模拟开始时,两颗中子星间距 18 千米,每一颗的质量为太阳的 1.5 倍,直径 27 千米,磁场为太阳的 1 万亿倍。在 15 毫秒里,这两颗中子星就发生了碰撞、并合,形成了一个 2.9 个太阳质量的快速自转黑洞,并使得黑洞周围高密度物质的温度超过了100 亿℃。并合还放大了磁场强度,同时令其变得纷乱复杂。在随后的 11 毫秒里,高速盘旋运动的气体会进一步放大磁场,最终会比初始时强上1,000 倍。此时,磁场会更有规则,逐渐沿着黑洞的自转轴形成一对向外的漏斗形。这一磁场构型正是驱动短$\upgamma$射线暴超高速粒子喷流所必需的。
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{
"title": "年轻恒星周围的时延喷流"
}
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美 一国宇航局的斯皮策空间望远镜发现，从一颗年轻恒星相对射出的两三道对称喷流存在时延，其中一道喷流中的气体和尘埃结喷射出的时间比另一道晚了4.5 年。这一发现将帮助天文学家了解在形成中的恒星周围喷流是如何产生的。 喷流是年轻恒星的一个活跃阶段。恒星形成自气体、尘埃云的缩。通过射出超音速气体喷流,这团星云可以降低自身的转速。随着物质落向生长中的恒星,在它的周围会形成一个物质盘。从这个盘的上部和下部会射出两道喷流。一旦恒星被点燃并开始发光,喷流就会停止,盘也会变薄。最终行星就有可能从中聚集形成。 此次发现的喷流时延出现在 HH-34 中,它的一道喷流多年来已经得到了广泛的研究,但另一道却隐藏在一个暗星云之后。“斯皮策"的红外观测能力可以穿透这片暗星云揭示出其前所未见的更多细节。它的图像显示这道喷流与原先可见的完全对称,具有相同的抛射物结。 通过测量这些结点到恒星的距离，天文学家发现其中一道喷流中结点喷出的时间比另一道中的晚了4.5 年。同时这也让天文学家确定了喷流发源地的大小。“斯皮策”的观测把这一区域限定在了这颗年轻恒星周围半径3个天文单位之内,只有先前估计的十分之一。 个HH-34 在可见光波段下仅有一道喷流可见(左图),但在红外波段下却有两道(右图)。版权:NASA/JPL-Caltech。 个超级计算机模拟的两颗中子星碰撞过程。版权:NASAAEI/ZIB/M。 Koppitz & L. Rezzollao 个白矮星双星 SDSS J010657.39-100003.3 的概念图。版权:David A。Aguilar/CfA。
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"title": "绕转周期最短的双白矮星"
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矮星是质量和太阳相当、体积却只有地球大小 』的死亡恒星。天文学家最近发现了一个令人吃惊的白矮星双星系统，它们彼此绕转一圈的时间只需不到40分钟。这是迄今已知轨道周期最短的双自矮星系统。 在银河系大约数千亿颗的恒星中，仅有少量的已知白矮星双星系统。天文学家一直在试图寻找更多这样的系统。新近发现的这个系统被称为 SDSS J010657.39-100003.3，位于鲸鱼座，距离我们7,800光年。它包含了两颗自矮星，但只有其中一颗可见，不过可见自矮星的运动揭示出了其不可见伴星的存在。可见白矮星的质量为0.17个太阳质量,不可见的则为0.43个太阳质量。天文学家相信它们都是由氮组成的。 这两颗白矮星的间距为 225,000 千米,比从地球到月球的距离还要小。它们相互绕转的速度约为每小时160万千米,绕转一周仅需39分钟。由于彼此靠得这么近，它们的运动会搅动周围的时空,产生向外辐射的引力波。引力波会带走系统的轨道能量，导致白矮星之间的距离越来越近。在3700 万年之后，它们就会碰撞并合。 不过它们总质量过小，无法形成超新星爆发。但它们的并合遗迹会开始聚变氮，再一次像一个正常的恒星一样发光,迎来重生。 （责任编辑李鉴）
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"title": "氢的季生兄弟："
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质量是普通氢原子的两倍，气对子全面了解早期宇宙、星系演化乃至生命都起着至关重要的作用。 在不到煮熟一个鸡蛋所需的时间里，宇宙大爆炸之后的核反应便产生了化学元素周期表中最轻的原子核。宇宙的最初3分钟见证了氢、氙、氨3、氨4和锂7的形成。天文学家把所有比氮重的元素—一从锂开始，到赋予生命的碳和氧以及珍贵的金等 都称为“金属”。 但在所有的这些元素里，氢的同位素氛却引起了天文学家的浓厚兴趣。它被用作早期宇宙中物质密度和银河系化学演化的示踪器。它的丰度掌握着有关大爆炸核合成特性、星系化学演化以及宇宙中拥有生命的行星数量的线索。但麻烦的是，氙难以探测，特别是位于银河系之外的氙。 作为早期宇宙中丰度位列第三的物质，氙在宇宙年龄只有17分钟时达到了它的顶峰。这就是它的原初分界点。由于构建复杂原子核的反应总是会摧毁而从不产生氛，因此这一仅由一个质子和一个中子组成的脆弱原子核自此数量开始不断减少。 在自然界中，氙会在恒星和褐矮星内部与质子、中子以及其他原子核的反应中被破坏。我们的太阳在其形成后的1,000 年内便燃烧殆尽了它的氛，这要远远早于其进入燃烧氢的主序星阶段。 尽管如此，从海水到普星、木星大气层、陨石，再到星际介质、银盘外围的高速星云以及星系际介质，今天仍有足量的氛幸 存了下来。但是,即使是在最丰富的时候,氛也很难算得上多。天文学家认为，在早期宇宙中氙氢之比（记作[D/HJ)大约是百万分之三十(30ppm)。 由于从大爆炸核合成以来[D/HI一直在下降,观测到的值可以作为从宇宙最早期到现在其密度和物质演化的基本探针。
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"title": "回到起点"
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原初氛的丰度可以告诉我们宇宙年龄只有几分钟时重子（普通物质)的密度,而威尔金森微波各向异性探测器(WMAP)所能探测到的密度却已经在宇宙近40万年的时候了。现在天文学根据理论得到的结果和由WMAP数据确定的重子密度参数完全致。你可能会认为,这个问题解决了。我们不仅能了解宇宙诞生之后40万年的样子，还能深入最初的几分钟。是时候干点别的事情了。 还没这么快！自1994年以来，天文学家们就开始搜罗天空中遥远的高红移类星体，它们可以照亮原始而富含氢的星系际 图 1:从左至右分别为氢、氙、氙的原子结构图,其中 p 代表质子、n 代表中子、e代表电子。 图2:星系际空间中的氙。宇宙中遥远类星体所发出的明亮辐射会照亮位于它和地球之间的星系际云。这些云的红移比类星体稍小,因此它们会吸收波长比类星体所发出的光更短的辐射。版权：JochenLiske。 介质。到目前为止，只发现了少数几个可靠的类星体观测结果。在这几个类星体中观测到的[D/HI从 16ppm 到 40ppm 不等,几乎无法建立起有关气原始丰度的共识。 最初，天体物理学家利用夏威夷10米的凯克I望远镜上的高分辨率摄谱仪探测了高红移类星体中的氛。当时他们发现了已知最好的氙样本中的前4个。此后通过哈勃空间望远镜又发现了第5个。看到氛的信号需要花1天的时间，而令天文学家相信这的确是氙所需的时间则更长。在最初的那些日子里，天文学家们并不知道这有多艰难。然而，时至今日情况也没有比当年好多少。 对前4个类星体的探测显示气的丰度为24~40ppm。大约9%的观测误差无法解释如此大的变化范围。解释这一结果的最显然办法是,数据没有得到正确的校准,由此[D/H值被低估或者高估了。 在红移接近3的地方，当时宇宙的大小只有今天的三分之，氙的紫外谱线会红移到光谱的可见光部分。这就使得事情变得难办了。在可见光光谱中探测有点类似于走钢丝。氙和氢的可见光谱线几乎彼此重叠。幸运的是，氙核质量接近氢的两倍。这使得氛的谱线相对于氢的会向光谱的蓝端稍稍移动一点。 研究这些乱如麻的谱线图就是一场灾难。大多数时候，只有少数的样本才具有足够强的氢原子谱线，然后在同一个地方才有可能寻找相应的气谱线。但这一努力是值得的。综合描述高红移处普通物质密度的[D/HI和描述宇宙膨胀速度的哈勃常数，宇宙学家就能计算出宇宙中普通物质所占的比例。利用哈勃常数 73千米/秒/百万秒差距的取值，普通物质的比例大约只有4%，其余的23%是暗物质、73%是暗能量。 对于原始氛丰度这样重要的事情，从事这一领域研究工作的天文学家希望能找到更多的样本。但是，相比极难探测的，凯克望远镜的管理者显然更愿意把时间花在寻找围绕其他类太阳恒星的类地行星上。 天文学家想寻找更多的样本，把误差降到大约3%。但每次新获得的有争议性的数据实际上却使得他们更难获得望远镜的观测时间。他们花了超过50个的“凯克”观测夜晚，这价值500万美元。一个“凯克"的天文观测夜晚大约有8个小时，而观测 图3：彗星含有大量固态水，因此也就含有一定的氛。但奇怪的是，彗星中的[D/H]却与地球海洋的不同。版权;Dave Brock。 图4:银河系中星云所含的氙超出了天文学家曾经的预期,表明星际介质很大程度上可能来自银河系之外。版权:T.A. Rector/B.A。 Wol-pa/NOAO/AURA/NSF。 个目标就需要2个晚上。但是,对氛有争议数据的新闻报道却使整个计划放慢了至少5年。
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"title": "哪个频率？"
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随着时间的推移，在波长更长的射电波段来观测氙也许会取代在光学波段观测高红移类星体。自从射电天文学家在1951年首次发现氢原子的21厘米谱线起，他们就一直希望在92厘米的波长上发现氙的相应辐射。不过直到50 多年后天文学家才 第一次可靠地探测到了氛的92厘米谱线。 与在可见光波段下分离氢和氙谱线的艰巨任务相比，在射电波段区分这两种同位素则要更容易得多。在这些波长上，辐射是由原子外电子的自旋翻转而产生的。然而，天文学家仍然花了很长时间首次成功捕捉到来自银心相反方向的氛的信号。这一观测测得[D/HI为 23ppm。 而宇宙学家想要寻找的是氛对宇宙微波背景辐射光子的吸收线,他们希望能观测到红移在20~200的宇宙黑暗时代(绝大多数恒星和星系都尚未形成)的样子。在这么早的时期,氙具有比在星系际介质中更原始的丰度。但是，探测到这些信号所需的无线电阵列要比计划中的一平方千米阵（SKA)还要大上几倍。 在距离我们近得多的地方，太阳附近的星际气体已经被数代恒星循环利用过了。这些循环过程破坏了氙,创造出了更重的元素。当氙被破坏的时候，它会获得一个质子变成氨3。对太阳风和木星大气层中氨3的测量显示诞生太阳系的原始星云中[D/H]约为 21 ppm。
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"title": "超新星关联"
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太阳深藏于多个超新星遗迹中，该电离氢空腔的大小大约是1,900光年长、600光年宽。这个被称为“本地泡泡"的空腔是1,000～1,500 万年前可能多达 20 颗左右的超新星的星风和喷出物所形成的。天文学家认为,这些爆炸的恒星源自天蝎一半人马星协,这是一群目前距离我们约 400 光年的高温、大质量 0 型和 B 型恒星。 在本地泡泡中，最初的超新星喷出物质量大约是太阳的10倍,完全不含有氙。随后它迅速席卷了周围包含氙的物质。所有这些物质都混合进了这个日益增长的激波中。最终，整个超新星遗迹会剧烈搅动物质并慢慢停下来。 天文学家自从在20世纪70年代初首次在星际介质中发现 图 5:膨胀的超新星遗迹会加热恒星间的物质,从尘埃颗粒释放出氙,把它们返还到星际介质中去。版权:ESO/E. Helder & I NASA/Chandra。 氙以来，他们一直在讨论有多少氙已经被处理和破坏。几年前，天文学家还认为[D/H在本地星际介质的值大约为15或16ppm。但美国宇航局的远紫外分光探测器（FUSE）的观测改变了这一切。
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"title": "FUSE登场"
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在6年的时间里以背景恒星来探测紫外波段下的氙吸收线,FUSE 对 47 个样本的观测显示本地泡泡之外银盘中的[D/HI要比先前测量高出58%。这些背景恒星的距离从天狼星的8光年到 HD 90087 的近 9,000 光年不等。 在距离地球 300光年之内 [D/H 维持在一个恒定值15.6ppm。然而，在本地泡之外它可以在5~23ppm之间大幅变化。是什么原因造成这一差异？最可能的一个解释可以追溯到1982 年提出的一个想法。当时有天体物理学家认为,氛会与低温的星际碳颗粒结合在一起，使得观测到的含量减少。因为碳氛组合要比碳氢组合更牢靠一些，因此当颗粒被加热的时候氢会和碳分离开，而氙仍然坚守阵地。失踪的氙并没有被破坏，而是转变成了FUSE无法探测到的形式。 这个结果突然之间让天文学家有点措手不及，它将动摇我们对银河系演化的认识，可能会迫使我们改变有关恒星形成率或宇宙中超新星所占比例的假设。当前银河系模型中最大的不确定因素是有多少富氙的物质掉入了银盘。传统的观念认为，25%~50%的星际介质气体起源来自银河系以外。但也有一些天文学家认为这个数字应该更高。 在一些银河系化学演化模型中，今天在本地银盘中观测到的气体里有大约75%是来自外部的原始物质，它们与由超新星爆发抛射出的喷出物或者是由垂死恒星星风吹出的物质混合在了一起。这些原始富氙气体的[D/HI据估计为22ppm。自银河系形 成以来吸积了多少气体仍然是一个悬而未决的问题，但可以肯定的是老的、封闭的银河系化学演化模型已经过时。
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"title": "生命的疆域"
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如果星际介质中的氛分布比过去认为的更不均匀，那么天文学家也许也不得不重新思考在银河系中的哪些地方可能会出现生命。传统观点一直认为，我们的太阳（富含金属的G型矮星）恰巧位于一个“黄金”位置上，距离银河系中心差不多26.000光年。 距离太近，地球就有可能会受到来自超新星的有害辐射，这也许会阻碍演化出能承载生命的大气。距离太远，金属丰度可能会过低,不足以形成类似地球的行星。因此,FUSE 的结果搅起了浑水，因为星际介质中气体组成的变化似乎比天文学家原本以为的还要大得多。 大概地，银河系的金属丰度会从银心向外一直递减。但如果银河系中的物质并没有被充分地混合，这意味着不同地点的差别可以很大。因此在许多不同的地方形成行星的可能性会更大。 与之相反，目前行星形成及生命演化的理论通常只涉及到富含金属的类太阳恒星。毕竟，像地球这样的行星充满了铁。因此，如果我们所了解的银河系化学演化理论正在发生变化，那么有关银河系金属丰度的整个问题也会跟着发生改变。金属从银河系形成之后便随着时间均匀地落入其中还是仅仅是最近的事？这决定了有多少恒星会具有较高的金属丰度以及有多少恒星会拥有行星。 对氙及其丰度的探测兴许已经超出了它最初的学术范畴。事实上，这种难以捉摸的氢同位素最终可能会告诉我们许多有关银河系中行星和生命的演化以及宇宙标准模型的信息。A (责任编辑陈冬妮) 图 6： 木星的云层顶端的[D/H)为 21ppm,暗示形成太阳系的星云具有相似的比列。版权:NASA/JPL
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"title": "“爆炸未遂”的超新星？"
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我们早就从教科书中得知，当大质量恒星的寿命接近尾声的时候,它们将发生猛烈的爆炸,在我们看来,这颗原本可能毫不起眼的恒星陡然增亮数千万甚至上亿倍，就好像天上出现了颗明亮的新星，这就是我们经常听到的“超新星” 星星并 不是新的，只是暂时比原来亮得多。超新星爆发时，会把恒星大气中合成的各种重元素抛撒到周围的宇宙空间中去，成为下代恒星、行星的养料。我们地球上的所有金属，都来自于无数超新星爆发的无私奉献。 图1：“爆炸未遂"的超新星示意图。左图：恒星核心缩;右图：恒星核心黑洞形成,爆炸的外壳被黑洞反吸回来。 不过最新的研究表明，并不是所有的超新星爆发都是这么惊天动地。有相当一部分超新星在核心缩并爆炸时，甚至还没有来得及发出最后一声鸣咽，就会被迅速凝结成宇宙中最黑暗的棺一黑洞。事实上，恒星并不是没有变成超新星爆发，而是爆发得太快，爆炸时产生的冲击波、光子还没来得及四散奔逃，就被刚刚在核心形成的黑洞反噬而没。在外面的观测者看来,这颗恒星就像被切断了电源的灯泡一样,瞬间熄灭,隐没在黑暗之中(图 1 )。理论研究表明,这种类型的超新星占超新星总数的20%左右。 既然它们消逝得如此恬静，天文学家们有没有办法捕捉到哪怕是一丁点儿关于它们的蛛丝马迹呢？当然是有的。原来，超新星爆炸时不仅发出光子，还伴随 有大量的中微子、亚原子粒子辐射出来。中微子是比原子还要小得多的微小粒子，也是宇宙间的"隐身人”，因为它们几乎不与任何物质发生作用，因此在超新星爆炸时可以逃脱出来。只要找到它们,就能找到这种"爆炸未遂"的超新星(failed supernova）的信息。 说起来容易做起来难。到目前为止，天文学家仅仅探测到一例超新星爆发时的中微子辐射,这就是著名的超新星1987a。它是1987年在大麦哲伦星云中爆发的一颗超新星，爆炸时它辐射出的中微子最先抵达地球，直到三个小时后，天文学家才在光学波段上注意到它变亮了（光子抵达地球）。只是中微子实在过于难缠，当时的三个中微子探测器总共也才发现了24个中微子。目前的中微子探测器已经大到足以探测到来自银河系内或银河系的卫星星系里的超新星爆发（大约每世纪1~3次）。不过和其他各天文研究领域一样，探测能力会随着探测器的增大而更强。目前的中微子探测器装载的探测液体的质量在千吨的量级，而计划中的下一代探测器则将达到百万吨的量级，将能探测到远至650万光年外的超新星爆发，这一距离已经把比银河系 更大的超级星系—仙女座大星系（M31）囊括其中。这些设备预计每10年就能探测到一次来自于遥远超新星爆炸的中微子流。 计算表明，这意味着我们将能够在每世纪探测到1~2例"爆炸未遂”的超新星。不过，通常这类超新 星的质量更大，从而辐射出的中微子也会更多,所以比一般的超新星更容易探测，这个概率会增大不少。即下一代中微子探测设备将能够探测到远至1300万光年内的“爆炸未遂”超新星，而更加幸运的是，这一距离内已经有不少正在频繁发生恒星形成与死亡事件的星系（即天文学家们所称的“星爆星系”）。所以，乐观地看，探测到这些隐形超新星的概率要大大高于估计值。 比起能不能探测到这些超新星的中微子，天文学家们更头疼的或许是怎么确定真的探测到了“隐形”超新星。原因就在于，以往的超新星探测案例，都是在发现了中微子辐射后不久，很快就能通过光学设备确证这是一颗超新星爆发。而对隐形超新星而言，它们只释放出中微子，而没有后续光学探测的可能，这就使得人们无法区分它是真的隐形超新星还是别的什么类型超新星（例如那些形成中子星的超新星）。 最近，来自美国亚利桑那州立大学的杨丽丽（音译)和她的研究伙伴发表的一篇论文 (http://arxiv.org/PS_cache/arx-iv/pdf/1103/1103.4628v1.pdf）给出了对这一问题的一种可能的解决之道。当对隐形超新星爆发和形成中子星的过程进行比对时，通过计算发现，隐形超新星爆发的中微子流持续时间更短，大约只有1秒左右，而中子星形成时发出的中微子流持续时间在10秒的量级，此外，前者释放的中微子能量比后者高60%左右。文章同时还指出，下一代中微子探测器大约每10年就能探测到一次“隐形”超新星爆发，而这个时间段完全在探测器的服役寿命之内。一旦真的发现这类超新星，那将无疑是天体物理理论又一次伟大胜利，就让我们拭目以待。A (责任编辑李鉴)
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"title": "超链接：中微子与超新星"
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超新星爆发着实奇怪,恒星的外层全部被炸飞,但核心却在自身引力的作用下缩:爆发时抛射的恒星外层物质变成了星云遗迹,而遗留下的星核质量若在 3 个太阳质量以上,便可能缩形成黑洞;若星核质量小于 1.4 个太 阳质量，便缩形成白矮星或者完全被炸毁;若星核质量在这两者之间,便缩形成中子星。它们都是很强的射电(就是无线电波)、X 射线和宇宙射线源。著名的金牛座蟹状星云（梅西叶天体 M1)就是公元 1054 年一颗超新星爆炸后留下的遗迹,在它的中心是一颗中子星。 中微子，这个我们看不见摸不着的细小微粒，是超新星爆发事件的最有力“证人”。超新星爆发时的恒星核心缩是宇宙中最极端的物理现象之一，这时所有原子、电子都被引力压缩到了极限，而引力势能就是通过海量的中微子往外释放的。所以探测到中微子流,往往就意味着发生了恒星核心缩事件，也就是超新星爆发。 题图，“开普勒卫星”运行示意图。(NASA/KeplerMission) 图1：“开普勒卫星”的标识，图上的人物为提出了行星运行三定律的天文学家约翰内斯·开普勒。（NASA/Kepler Mission) “开普勒任务”(KeplerMission)是业已升空的寻找太阳系外行星的空间望远镜。取这个名字是为了纪念天文学家约翰内斯·开普勒(Johannes Kepler,图1)。本文中为了行文方便、避免混淆,将该空间任务称为“开普勒卫星”。本刊过去曾对该设备做过多次介绍（见2009年第3期,2010年第10期）,有兴趣的读者可以参阅。
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"title": "“开普勒”的身世"
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“开普勒卫星"属于美国宇航局（NASA)的“发现项目”（DiscoveryPro-gram），在其中的编号为第十。“发现项目"旨在研究与行星、生命等相关的课题。在“开普勒卫星”之前，属于这个项目的空间设备还包括“星尘”（Star-dust），“深度撞击"（DeepImpact），以及用于水星研究的“信使"（Messenger）等。“开普勒卫星”的使命就是探索太阳系外的行星系统，尤其是那些宜居带（HabitableZone)中的行星。处于宜居带之中,是行星存在液态水的必要条件（不是以冰或水气的形式存在），而液态水又被认为是生命存在的必要条件。所以，“开普勒卫星”的首要目的就是寻找可供生命栖息的星球。除了系外行星的探测，“开普勒卫星"还肩负有星震学方面的研究任务。 “开普勒卫星"的科学载荷主体是用于观测的光学望远镜（图2），该望远镜采用施密特系统，主镜口径1.4米（图3），主镜前方的改正镜口径0.95米（所以通光口径是0.95米）。施密特望远镜是折反射望远镜的一种。这种设备的最大优点就是有效视场特别大。对于地面上的施密特望远镜来说，最常见的科学任务就是从事各类巡天观测。“开普勒卫星”的视场直径有12度，用于科学观测的整个视场范围达到了105平方度。望远镜的焦面上排列着42块CCD（图4），每块CCD的尺寸是$5 0 \times 2 5$毫米,由$2 2 0 0 \times 1 0 2 4$个像元构成。观测的波长范围从蓝端的4000埃到红端的8600埃。 “开普勒卫星"的视场这么大，故而其中的亮星非常多。天文观测中，如果为了看到暗弱的天体而采用长时间曝光，那么相对较亮的天体很容易造成过曝。这种现象是由于来自亮星的光子太多，使得负责接收的CCD像元释放出了太多的电子，而每个像元所能容纳的电子数目是一定的。这就如同杯子所能装的水量是固定的，如果水太多，不可避免的就会溢出去，CCD的原理与此相似。所以，在实际观测中，需要尽量避免出现CCD像元饱和的现象。出于这个需求，“开普勒卫星"CCD的曝光时间很短，仅仅三秒钟就读出一次。另外，为了避免饱和，同时也是为了提高测光精度，“开普勒卫星”的CCD并不恰好位于望远镜的焦面上，而是略有离焦。就是说，故意让拍摄到的图像不太锐利，而是有一些模糊，这样可以把原来汇聚在一个像元上的光子分摊到周边的几个像元上。 “开普勒卫星"的观测模式非常特别，它既不是扫描巡天，也不是依据不同的科学提案从而观测不同的天区。该卫星的科学运行是通过紧町着一块天区做监测而展开的。为“开普勒卫星”选择的这片天区位于北天的天鹅座附近（图5)。熟悉星空的读者应该知道，银道从天鹅座中穿过。所以，这个天区恒星众多，在“开普勒卫星"的视场里，科学家们选定的目标天体就有十七万颗 （从左至右）图2：装配中的开普勒卫星”。（NASA/KeplerMission）图3：尚未镀膜的主镜，图上显示了镜坏的蜂窝结构，这样做可以在不损失刚度的情况下减轻镜胚的重量。（NASA/KeplerMission）图4:焦面上的CCD阵列,共42块。图中的每一个正方形是由两个独立的CCD拼成的。(NASA/KeplerMission) 之多，“开普勒卫星”的任务就是寻找这些恒星周围是否存在有行星系统。天鹅座是太阳在银河系中的前进方向（图6）,并不是银心。选择天鹅座的另一个优点就是这里黄纬高，可以避开黄道，进而避开了太阳和黄道光，以及太阳系中各类小天体对观测的干扰。 2009年3月7日，世界时3时50分，美国东部时间6日晚上的11点50分，在佛罗里达的卡纳维拉尔角，NASA使用德尔塔II(DeltaII)火箭将"开普勒卫星"发射到太空。卫星升空后，进入了一条与“斯皮策空间望远镜”（Spitzer)相似的轨道。运行在这个轨道上的航天器，并不绕着地球转，而是与地球一起围绕着太阳转，而且随时间的流逝，航天器与地球之间的距离逐渐增大。 经过了大约一个月的初期调整和测试,2009年4月8日， 图 5:“开普勒卫星”的观测天区。图中标出了天鹅(Cygnus)、天琴(Lyra)、天鹰(Aquila)等星座;天津四(Deneb),织女星(Vega)、牛郎星(Altair)等亮星;以及如北美洲星云(North American Nebula)等著名的深空天体。（NASA/Kepler Mission） 图6：太阳在银河系中的运动方向，图中标出了人马（Sagitarius）、猎户(Orion）、英仙(Perseus）等三条旋臂。（NASA/KeplerMission） “开普勒卫星”获得了它的第一幅图像。又过了一个月,5月12日，“开普勒卫星”进入正式观测阶段。在开始观测的头43天里，“开普勒卫星"就发现了306个系外行星候选体。截止到今年1月底，该卫星发现的系外行星候选体已经达到1235个。由于本刊过去曾介绍过“开普勒卫星”的一些科学成果，为了避免重复，下面我们将只介绍在2011年初公布的几项最新发现。
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"title": "岩质行星开普勒-10b"
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开普勒-10a(Kepler-10a)是通过“开普勒卫星"的观测和后续地面望远镜的检测，确定的第十颗存在有行星系统的恒星。开普勒$- 1 0 a$位于北天的天龙座。天龙座的纬度非常高，跟在北斗七星的勺柄后面围着北天极旋转。天龙座的覆盖范围也很大，其南部边界有一段与天鹅座和天琴座相连，故而“开普勒卫星”的105度视场中覆盖了天龙座的一小部分。 开普勒-10a的视星等大约为11等，距离我们564光年。该星的光谱型与太阳相近,为 G4V(太阳为 G2V)。质量比太阳小一些,为太阳的$9 0 \%$，但它的个头更大，直径比太阳大$5 \% 0$开普勒$- 1 0 a$的表面温度和太阳差不多，低了大约150度（太阳表面温度为5770K)。开普勒$- 1 0 a$年龄非常老，可能已有一百亿年了，明显与太阳不是同时代的天体。所以该星所含有的金属(除了氢和氨以外的元素)也比较少，金属含量可能还不及太阳的一半。 2009年的时候，科学家已经意识到了开普勒$- 1 0 a$可能带有行星（图7),并将其列入了存在系外行星的候选体。经过地面 图7：由于开普勒-10b的凌星现象，导致其中心恒星开普勒-10a的亮度发生变化。（NASA/KeplerMission） 图8:行星的质量-半径关系图。图中涉及到开普勒-10b、开普勒-11中的众多行星，以及另外两颗系外行星GJ1214b和CoRoT-7b,后两颗不是由“开普勒卫星”发现的。左下角标出了地球(Earth)和金星(Venus),右上角标出了天王星(Uranus)和海王星(Neptune)。图的横坐标是质量，以地球质量为单位；纵坐标是半径，以地球半径为单位。图中的四条线代表四种构成行星的物质组成方式，从上到下分别是：氢和氢占$2 0 \%$，岩质占$8 0 \%$ ;氢和氨占$1 0 \%$，岩质占$9 0 \%$ ;纯水构成；像地球一样的岩质行星。（NASA/KeplerMission） 望远镜的进一步验证，今年的1月10日，开普勒$- 1 0 a$身边的行星被确认,并被命名为开普勒-10b(Kepler-11b)。更为重要的是，开普勒$- 1 0 b$很有可能是人类确认的第一颗太阳系外的岩质行星。上一期中我们提到的CoRoT-EXO-7b(在图8中标注为CoRoT-7b)也被认为有可能是岩质行星，而且其发现时间要比开普勒-10b早。但由于对该星的质量测量误差较大，从3个太阳质量到8个太阳质量不等，所以是否可将CoRoT-EXO-7b算作是岩质行星还有争议。而现有的关于开普勒-10b的数据误差较小,基本可以将其归类为岩质行星，或称之为超级地球（图8)。 开普勒-10b质量为地球的4.56倍。除了质量比地球大，它的体积也较大，其半径为地球的1.42倍。根据质量和体积，可以求得开普勒-10b的平均密度高达每立方厘米8.8克，是地球的1.6倍（地球的平均密度是每立方厘米5.5克），甚至比铁的密度还要高（铁的平均密度是每立方厘米7.9克）。这么高的密度也是开普勒$- 1 0 b$作为岩质行星的重要证据之一，因为像木星那样的气体星球是不可能有这么高的密度的。 但是与地球相比，开普勒$- 1 0 \mathsf { b }$距离中央恒星实在是太近了。其轨道半长径只有0.01684天文单位，即只有地球轨道半长径的$1 . 6 8 4 \%$。这么近的距离使得开普勒-10b的公转周期非常短，每20个小时就围着开普勒$- 1 0 a$转一圈。如此近的距离还意味着开普勒$- 1 0 \mathsf { b }$的温度非常高，天文学家推测其表面温度可能有1800K，也就是两千多摄氏度。这么高的温度，即使这颗星球是由岩石和铁构成的，其表面很有可能早已熔融成富含铁质的岩浆了（图9)。归根结底,开普勒-10b并不在开普勒$- 1 0 a$ 的宜居带里,所以根本不适合生命生存。但是，它毕竟是在太阳系以外探测到的第一个超级地球，在行星科学领域有着无可替代的重要价值。 另外，“开普勒卫星”还在开普勒$- 1 0 \mathsf { a }$周围发现了存在有其他系外行星候选体的迹象。虽然尚未加以确定，但假使该候选体存在的话，从现有数据可以分析出它距离中心天体要比开普勒-10b更远，质量和体积也更大，所以不太可能是岩质行星。 图9：艺术想象图，开普勒-10b表面岩浆翻滚的世界。（NASA/Kepler Mission)
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"title": "多行星系统开普勒-11"
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开普勒-11(Kepler-11)是最近的一个重大发现：在中心恒星开普勒-11a(Kepler-11a)的周围，存在有多颗绕转的行星（图10)。开普勒-11a距离地球两千光年多一点，在可见光波段的视星等为14.2等。该星的光谱型与太阳非常相似，都是黄色的矮星。它的质量比太阳略小，相当于后者的$9 5 \%$ ;但体积比太阳略大，为后者的1.1倍。开普勒-11a的表面温度也与太阳非常相近,为$5 6 8 0 K$，只比太阳低了不到100度。此外，开普勒$- 1 1 a$的这些物理性质与上面提到的开普勒$- 1 0 a$也非常相似。但不同的是,开普勒-11a所含的金属较多，其金属丰度与太阳相近，比开普勒$- 1 0 a$要高许多。另外，开普勒$- 1 1 0$也比较老，科学家推算，它可能已经在宇宙中存在有80亿年了，这一数值几乎是太阳的两倍。 现在已经发现开普勒一11a周围存在有六颗行星，这也是截止到目前所发现的规模最大的太阳系外行星系统。从里到外，这六颗行星分别被编号为开普勒-11b(Kepler-11b)到开普勒-11g(Kepler-11g)。它们的质量都比较大，这一点在图9上可以看到，普遍位于地球和海王星（地球的17倍)之间。另外，这些行星的密度也比地球低，而且其中的几颗还有厚重的以氢为主的大气包层。 这六颗行星到开普勒-11a的距离都非常近。在太阳系里， 图10：艺术想象图，开普勒-11a和环绕它的六颗行星。（NASA/Kepler Mission) 距离太阳最近的行星是水星，它每88天绕太阳一周，轨道半长径为0.387天文单位，即水星绕太阳的椭圆轨道的半长径相当于日地距离的$3 8 . 7 \%$，大约为5800万千米。在开普勒-11这个系统里，有5颗行星到中心恒星的距离小于这一数值（第六颗的距离相当于在水星和金星的轨道之间，图11）,填塞在半径0.25天文单位的狭窄空间里。相比于太阳系的空旷，这里实在可以称得上拥挤不堪了。由于星球间的引力作用，在这种空间密度下较容易造成行星轨道的不稳定。但如果不考虑引力，单纯从空间范围的角度讲，开普勒-11系统依然算是稀散的。大家可以假定这些行星的典型半径，比如是地球的三倍，然后估算一下这里的拥挤程度，不过是空旷的大陆上点缀的几个村落。 除了轨道半径短这一特点外，开普勒-11的这六颗行星的公转轨道几乎在同一个平面上，这一点类似于太阳系中存在的黄道面，只是开普勒一11系统的行星间的轨道倾角更小一些（小于1 度)。A (责任编辑李鉴） 图 11:开普勒-11 系统与太阳系的大小比较。下面的是内太阳系,标出了水星(Mercury)和金星(Venus )的轨道。（NASA/Kepler Mission)
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"title": "延伸阅读：未来的系外行星观测卫星"
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涉任务”SIM。（NASA) “类地行星搜寻者”TPF。（NASA） 过去的几年时间，各个国家的天文学界在系外行星的研究上都取得了重大的突破；但是，在建设未来的探测系外行星的航天器方面却都进展缓慢,未能承接该领域在最近几年的风生水起的局面。造成这种现象的一个重要原因就是经费问题。NASA和欧洲空间局ESA都由于资金不足削减了它们各自的系外行星探索计划。 其实，早在第一代应用于系外行星探测的卫星(如“开普勒卫星”和上一期介绍的 CoRoT)图 12:艺术想象图,飞行中的"空间干 还在研制当中的时候,天文学家就已经着眼于未来的设备了。根据过去十几年的设想和初步试验,科学家力推的系外行星探测设备是千涉仪和星冕仪。由单个卫星或卫星编队飞行组成的空 间干涉仪可以有效提高光学系统的空间分辨率；而星冕仪与日冕仪非常相似，它可以通过遮挡恒星的星光来寻找这些天体周围是否存在有暗弱的行星。最著名的使用光干涉技术的系外行星探测计划是美国的“空间干涉任务"(Space InterferometryMission，简称 SIM，也称为 SIM Plan-etQuest,意为行星探索,图 12)。SIM 的空间分辨率高达 2 微角秒,这一数值仅是地面望远镜分辨率的百万分之一。对于SIM 可以直接将其分辨出来。而且,这个计划除用于系外行 这个雄心勃勃的计划却未通过美国未来十年的天体规划(Astro2010),并已于 2010 年正式终止。 以编队飞行的方式进行光干涉观测。现在,与 SIM 相关的科学家们所要做的就是把已经开发出来的技术总结在一起,或许可以将其应用到其它的空间项目上。 “类地行星搜寻者”(Terrestrial Planet Finder,简称 TPF)也是 NASA 规划的着眼于未来的系外行星探索卫星,它有干涉仪和星冕仪(图 13)两种设计方案。但科学家们还在掂量这两个方案中的哪一个更为优秀的时候,受制于经费紧张,TPF 于 2007 年被无限期延期。与 SIM 和 TPF 命运相似的还有欧洲的“达尔文"(Darwin)计划(图 14),该计划原先希望在 2014 年可以发射一组卫星,在太空中编队飞行作为干涉仪使用。但是由于预算的原因,ESA 于 2007 年终止了该计划。 未来，有可能用于系外行星研究的卫星可能有“盖亚（GAIA），“詹姆斯·韦伯空间望远镜”JWST等,这些设备在我们先前的文章里介绍过。另外,作为“斯皮策空间望远镜"(Spitzer)和“广角红外巡天探测器"(WISE）的继任者,NASA 有可能发射“广角红外巡天望远镜"(Wide-Field 图 15：艺术想象图,"广角红外巡天望Infrared Survey Telescope,简称 WFIRST,图 15),它的主体是口径 1.5 米的反射望远镜,在近红外波段进行巡天观测。天文学家们希望使用 WFIRST 通过高精度测光和微引力透镜方法来寻 行找太阳系外的行星。 图14:艺术想象图，欧洲的“达尔文”(ESA) 远镜”WFIRST，它可能是未来一段时间，唯一能够得到立项支持的并可进行系外行星巡天搜索的空间项目。(NASA)
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{
"title": "新星与超新星"
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有的恒星原来很暗弱，但有时它突然明亮起来。例如有的亮度增强几千到几百万倍，即在一两天内亮度变化$7 \! \sim \! 1 6$个星等，这叫做新星；有的恒星亮度突然增强数百万倍甚至上十亿倍，光变幅度超过20个星等，这叫做超新星。经过爆发以后，这些恒星又渐渐暗弱下去，犹如在星空中做客似的，因此我国古代称这类天体为“客星”，意思是这是一颗前来作客的星。新星不是新产生的恒星，而是原来就有一颗可能是暗弱的恒星。由于它突然爆发，向外抛射大量物质，光度大增，在一两天内光度增加十几个星等，也就是亮度增长一万倍到几万倍，使人们误认为是新产生的恒星；其实，它是正走向衰亡的老年恒星—一正在爆发的红巨星。 古代的客星纪事由来已久，早在出土的商代甲骨卜辞中就记载着大约公元前14世纪出现于天蝎座$\upalpha$星（我国称做心宿二）附近的一颗新星，甲骨卜辞中把新星称做新大星（原文是“七日已已夕…新大星并火”）。客星之名最早见于汉代，如《汉书·天文志》中记有：“元光元年六月，客星见于房。"这是公元前134年出现的一颗新星，也是中外史书正式文件均有记载的第一颗新星，不过，其他国家记载简单，我国记载了出现的时间和方位（房即房宿，在天蝎座头部）。 天文学家们已在我们银河系内发现数百颗新星。据专家考察，我国古籍 里从公元前134年到公元17世纪未，有90颗新星记载，它们是非常珍贵的科学遗产。1975年8月30日晚上8点多钟，世界上一些天文学家以及天文爱好者，在天鹅座发现并观测了一颗新星。所谓“再发新星"是已观测到不止一次类似新星爆发的激变变星，其典型的光变幅约$6 { \sim } 8$目视星等，典型的爆发间隔约$1 0 { \sim } 1 0 0$年。一般认为，再发新星和新星之间并没有严格的区别，只是有的新星在第一次爆发之后，经过数年、数十年或更长时间，又发生第二次、第三次甚至更多次的爆发。再发新星很难说有什么周期，而且各颗再发新星也都不一样。例如蛇夫座的V1195再发新星，曾在1956和1959年两次爆发。猎户座的V529已是三度爆发了，时间分别是1667年、1740年和1894年。目前已发现的再发新星有十几颗，象著名的天蝎座U星和罗盘座的T星，都已经爆发过四五次了。 新星和超新星是恒星世界中激变变星的一个类别。当一颗恒星步入老年，它的中心会向内收缩，而外壳却朝外膨胀,形成一颗红巨星。红巨星是很不稳定的，它常出现局部规模的爆发活动，在短短几天内，它的光度有可能将增加几十万倍，这就是新星爆发，在爆发中，恒星会抛射掉自己大量的质量，同时释放出巨大的能量。这样，在短短几天内，它的光度有可能将增加几十万倍。许多中等质量的老年恒星可发生多次新星爆发活动。随着时间 超新星遗迹— 金牛座蟹状星云，其中有一颗中子星 仙后座A是位于仙后座的强射电源，也是与1572年11月11日丹麦天文学家第谷发现的超新星——SN1572（即第谷新星）相关的超新星遗迹。它是银河系内已知的最年轻的超新星遗迹。上面这张超新星遗迹仙后座A图片是由美国宇航局钱德拉X射线天文台、哈勃太空望远镜和斯必泽太空望远镜拍摄的照片合成而来的。斯必泽太空望远镜观测到的红外线信号以红色显示，哈勃太空望远镜获得的可见光以黄色显示，而钱德拉X射线天文台捕捉的X射线以蓝色和绿色显示。将红外线照片同X光照片对比，就能看出相对较冷的尘埃颗粒同超高温的气体共存。现在该遗迹仍在膨胀中，据哈勃望远镜测定其物质以每小时5000万千米的速度向外膨胀。而仙后座A也是钱德拉X射线天文台1999年启用后首个拍摄目标。 IC443——超新星遗迹，由美国宇航局的广域红外线巡天探测卫星拍摄，2010年12月9日公布。IC443因两半截然不同而著称：北半部分像丝状物(粉色)，南半部分像块状物(蓝色)。上半部分的铁、氛、硅和氧正在发光。下半部分发光的是氢。科学家认为，IC443的两半部分是冲击波以不同速度撞上星际介质形成的。 的推移,它总有一天它会彻底、猛烈地爆发，抛掉其外壳，露出藏在中心的白矮星（或中子星)。如果某颗恒星的爆发异常猛烈，其光度甚至超过1000万倍，这样的恒星叫做超新星”。 与新星根本不同的是，超新星爆发是大质量老年恒星死亡塌时发生的瓦解性大爆炸。一方面，超新星爆发可能会引发附近星云中无数颗恒星的诞生，另一方 面，超新星爆发过程中喷射出的大量物质弥漫在星系之间，会成为孕育新一代恒星及周围行星的原始材料，比如说，今天我们地球上的许多物质元素就来自那些早已消失的恒星。 现代已发现许多颗超新星，但它们大多在河外星系中，在银河系里目前仅发现8颗超新星。20世纪30年代射电望远镜问世后，世界许多学者为了寻找银河系中射电源和超新星的对应关系，无不对我国古代的新星、超新星记录做详细研究。研究证明，在我国古代的12次超新星记录中，有7颗以上对应着射电源。这充分说明我国古代的客星纪事对现代天文学的研究起着不可替代的重要作用。 历史上最有名的超新星要数1054年出现在金牛座中的那颗“天关客星”了，关于这颗超新星，中国宋史中有详细的记载：“至和元年五月，晨出东方，守天关，昼见如太白，芒角四出，色赤白，凡见二十三日。”这是指公元1054年7月4日早晨4点多钟，在金牛座天关星附近看到的超新星，它开始的亮度和太白金星亮度差不多，经过23天，又慢慢暗下去了。1731年，一位英国天文爱好者在这个位置上观测到一个畸形天体一一外形似螃蟹，后来称为蟹状星云。1921年有人发现这个蟹状云在不断向外膨胀，根据膨胀速度反推，计算出这块星云物质是大约900年以前从一个中心飞出来的,这个时间与《宋会要》的记载时间很是相符，位置也相近。经过许多天文学家的研究证明，蟹状星云正是1054年金牛座超新星的遗迹。1987年2月23日，一位加拿大天文学家首先在大麦哲伦星系中观测到一颗超新星——SN1987A，成为当时轰动全世界的科学新闻。
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"title": "超新星：老年恒星的瓦解性大爆炸"
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本文前面讲过，恒星主要由氢和氮所组成，而氢的含量最大，它大约占$7 0 \%$。所有的恒星都有一个中心核，那里的温度和物质密度都极高，可以发生热核反应。一般说来，当温度达到800万度到上干万度就会发生氢聚变为氨的反应，并释放出大量的核能。这正是恒星能够维持长期不断向外辐射巨大能量的能量原因。恒星的中心核（太阳的中心核称为日核)经过漫长岁月的核反应之后，将会全部变成氨，于 是形成一个氨核，恒星再经过收缩温度可以继续升高。当温度达到1亿${ \sim } 2$亿度时，中心氨核内会发生氨的和聚变反应。绝大部分氨将聚变为碳，小部分可能聚变为氧和氛，同时在这过程中又释放出大量的核能。 恒星继续演化，最后中心氨核变成了一个碳核,再经过收缩,温度继续升高。当温度达到5亿到8亿度时，中心碳核内又会发生碳的聚变反应。碳可以聚变为镁、钠、氧、氙。如此不断地继续下去，使中心核不断地由轻元素变成重元素组分。但是，当中心核全部由铁$\left( \mathsf { F e } ^ { 5 6 } \right)$组成时，此时如果再发生核反应，情况将完全不同了。因为当Fe56发生核反应时，不但不会释放出核能,相反要吸收能量。从何处吸收能量呢？由天体物理学知道，只有俘获中心核内的电子，吸收电子的动能。 超新星爆发前的洋葱结构示意图。大质量的恒星经过长期演化后，在发生超新星爆发前形成一个洋葱状结构,其核心是铁。 SNR0509-67.5也是一个超新星遗迹，位于距离地球大约16万光年的大麦哲伦云中。这张宇宙“气泡”照片是根据美国钱德拉X射线太空望远镜和哈勃太空望远镜收集的数据合成的。钱德拉X射线太空望远镜显示出炙热材料发出的淡绿和蓝光，哈勃太空望远镜收集的可见光数据，显示的是可以看到的粉色发光气体外壳，它在不断向外扩展的冲击波的作用下，温度变得很高。 中心核内的气体压强主要是电子压强。如果大量的电子被俘获，就意味着气体压强骤然减小，它就不能再抗衡恒星物质向内的巨大引力，因而引起中心核以及整个恒星物质瞬时间迅速向中心塌缩。当恒星物质迅速向中心塌缩时，就会在中心核的外部产生一个强大的冲击波，冲击波内积存了由于物质塌缩瞬间释放出的大量引力能，这个能量可以巨大到能够将整个恒星爆炸开来，也就是说恒星被彻底瓦解了。这就是超新星爆发。当发生超新星爆炸时，恒星的亮度可以在瞬间增大上干万倍，甚至在白天可以观察到（即比太阳还明亮）；超新星爆炸可以将整个星体物质几乎全部抛到宇宙中去。 超新星可谓最激烈的天体物理现象，它的爆发过程只延续大约一秒钟，但是释放出极大的能量，超新星爆炸的光度可能相当于1000亿颗恒星同时发出的光芒。爆炸时产生的高能粒子是地面上任何加速器都不能达到的，它提供一个在极端条件下进行的核融合，以及与高能粒子相互作用的实验，包括爆炸过程在内，这样的条件在地面上是永远无法实现的。在周期表中原子序数比铁更高的元素(如锌、金或铅)全都是在超新星爆炸中产生的。超新星爆炸标示了一颗恒星壮烈的毁灭亡，但是也可触发新一代恒星诞生。著名的金牛座的蟹状星云、仙后座 A(CassiopeiaA)等就是由这种爆发形成的超新星遗迹。喷射到空间的物质会加入已经存在的尘埃气体云，并且成为形成富含铁及其他金属元素的第二代新恒星的原材料。太阳可能是一颗第二代恒星，比一些无尘埃球状星团的老恒星年轻得多。那些第一代恒星则金属含量很低而氢含量很高。地球是从诞生太阳的同一残骸中形成的，所以含铁非常丰富，这些铁也许一度存在于几十亿年前爆发的一颗恒星的中心。 天文学家把超新星按它们光谱上的不同元素的吸收线来分成这样几个类型：I型超新星：没有氢吸收线。Ia型超新星：没有氢、氨吸收线,有硅吸收线。Ib型超新星：没有氢吸收线，有氨吸收线。I℃型超新星：没有氢、氨、硅吸收线。Ⅱ型超新星：有氢吸收线。一般来说，I型超新星一般都比ⅡI型超新星亮。Ⅱ型超新星是大质量恒星死亡后，成为黑洞或中子星前的超新星爆炸产生的。 哈勃空间望远镜拍摄的M4球状星团内的白矮星（圆圈内的小白点） 此星云中心的亮点是一颗年轻的白矮星 太空画：密近双星系统中的吸积盘示意图 太空画：不断发生新星爆发的蛇夫座RS(RS Ophiuchi)双星系统，左边那颗是白矮星，Ia型超新星就是由这种白矮星产生的。 研究超新星对于研究宇宙的演化具有巨大的重要性。在宇宙大爆炸时，只形成了氢与氨。在恒星的核内则陆续形成其他更复杂的原子，一直到铁原子。中等质量的恒星一般不会发生超新星爆发，这些复杂原子会锁在恒星核内，可能一直到演化成白矮星。
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"title": "密近双星、吸积盘与Ia型超新星"
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几乎所有的新星都位于密近双星系统中。伴星质量往白矮星掉落时，由于角动量守恒，事实上物质无法直接掉在白矮星上，而是绕著白矮星转。我们举一个日常生活中的例子，一个装满水的洗脸槽，槽内的水原本有些轻微的扰动，不过它的旋转并不明显，一旦我们将塞子拔掉，往排水口流出的水由于角动量守恒，所以变成了漩涡。同样的，掉入白矮星的气体也会因同样的效应形成一个旋转盘，称为吸积盘。在吸积盘中会发生两件重要的事情：第一，盘中的气体因为摩擦力及潮汐力而变得十分热。这个吸积盘扮演刹车的角色，让气体旋转速度变慢，掉入白矮星内。靠吸积盘内部的气体温度可以超过100万度,气体会发生强烈的X光。另外，从吸积盘往内掉落至白矮星上的物质会发出巨大的爆炸。 新星的爆炸将白矮星的外层以每秒几千千米的速度往外炸开。虽然往外炸开的物质质量仅有0.0001倍的太阳质量，但是它的光度可达太阳的10万倍。当外层膨胀得愈来愈大，且愈来愈稀薄时，就逐渐变冷，新星看来就逐渐黯淡了。这个爆炸几乎不会影响这颗白矮星和它的伴星，所以同样的质量转移的过程又开始进行。白矮星外层的燃料层加厚的速度与质量转移的速度有关。根据这个理论，有些新星需要1000到10万年来累积足够厚的燃料层来产生爆炸；有些则仅需要几周。再发新星、矮新星及一些相关的不规则变星都经历类似新星的较小规模的爆炸。虽然这几种型恒星并不一样，不过它们都经历质量累积于吸积盘的过程。 已有理论计算认为，以低速率自转的白矮星，质量受限于大约1.4倍太阳质量的钱德拉塞卡极限之下。这是电子简并压力所能支撑的质量上限，超过这个质量的白矮星就会塌缩。如果一颗白矮星能由伴星获得质量而逐渐增长，在它接近极限之 际，它的核心温度应该达到碳融合所需要的温度。如果白矮星与另一颗恒星合并（非常罕见的事件），它将立刻因为超过极限而开始塌缩，因而再度提高温度至超越核融合所需要的燃点。在核融合开始的几秒钟之内，白矮星内极大比例的质量就会发生热失控的反应，释放出$1 0 ^ { 4 4 }$焦耳以上的能量，成为一颗超新星。这种类型的超新星由于通过质量累积的机制，只有在达到一定的质量时才能爆发，因而导致最大光度的一致性。因为超新星的视星等随着距离而改变，稳定的最大光度使它们的爆发可以用来测量宿主星系的距离。 新星是由吸积在白矮星表面的氢造成剧烈的核爆炸的现象，Ia型超新星是由白矮星产生剧烈爆炸结果的激变变星。两者的差别在于，新星只是白矮星表面上的氢爆炸，白矮星本身没有多大的变化。其原理是，新星是白矮星表面吸积了部分氢之后，在表面发生核反应，温度压力升高后，表面的氢被吹飞，这个过程可以反复发生。而Ia型超新星则是白矮星质量超过极限后，恒星发生瓦解性大爆炸——整个星体被彻底毁掉了。 Ia型超新星是白矮星由于吞噬了伴星等原因，质量超过钱德拉塞卡极限，白矮星的简并电子态物质承受不住巨大压力，开始塌缩，内部核心处的碳氧开始聚变，形成10亿度高温并放出超巨量的能量，整个白矮星就像炸弹一样猛烈的爆发，喷出的物质达到$3 \%$光速，亮度约超过太阳的50亿倍。这种天体的核灾变把形体完全瓦解开来，物质以每秒大约1000千米的速度喷涌出，这种恒星大爆炸火球的亮度大约花上三个星期达到它的最大值，然后在几个月内降落下来。这些超新星亮度变化轻微，但有一个特性：较大和较亮的超新星比较暗淡的超新星爆炸经历的时间长。因此，天文学家可以利用监测经历时间长短的办法对其差异作出校正,并推导出它们的固有亮度到$1 2 \%$之内。用现代检测器对邻近Ia型超新星经过多年研究，已经使这些闪光成为天文学家们所共知的最精确的标准烛光。虽然在银河系中很少有这样的形体爆炸事件，但是如果蓝视几千个河外星系，就可望每个月就有一次Ia型超新星出现。 事实上，宇宙中有许许多多的河外星系，以至每几秒钟就有超新星在天空某处 爆发,其亮度足供研究之用。在过去的二十几年中，这种努力已经主要在两个国际研究组中展开，一个是美国的“超新星宇宙学计划"研究组，它开始于1988年，是劳伦斯·伯克利实验室的索尔·珀尔马特(S·Perlmutter)领导的；另一个是“高红移研究组”，它是1995年由澳大利亚赛丁泉天文台的施密特(B·P·Schmidt)组织起来的。已有观测研究表明，Ia型超新星可以作为宇宙距离测量的标准光源，天文学家还从近邻Ia型超新星光变的研究中得出可靠地确定其最高光度的方法，在此基础上，上述这两个相互竞争的研究集体经过多年的不解努力，对高红移超新星进行了搜寻和观测。 虽然这两个研究组有各自独立的研究计划,但是他们有相同的基本开发过进程：在巨大的天文望远镜上部署大型电子光检测器，这是一种在相当大的长而宽阔的星空中产生数字化图像系统。这种新技术的最新例子是大容量数码照相机，该照相机安装在大型望远镜的聚焦处，一次曝光的覆盖面有整个月亮那么大，产生大约5000个星系的像。寻找遥远超新星的工作就是取天空同一部分的相隔几个星期的像，然后寻找可能是爆炸星的那种变化。因为数字光检测器可以精确地数出每一像元中光子的数目，从零开始找出有意义的差异。由于天文学家是在每一像对中核查成干个星系，因此对众多像对的核验可能会发现许多超新星，条件是天气必须晴好。这些有效的关键性的观测可确定所发现的是不是真正的Ia型超新星。据说,观测单个超新星的“战役”长达几个月，而最后的分析研究往往要持续一年或更长的时间，那时候爆炸星几乎消失了，结果天文学家就得到一幅优美的宿主星系的像，然后用这个最后的观察结果减去超新星的光度。人们的最佳测量来自哈勃空间望远镜，它捕捉到清楚的细节，使得爆炸星在它的宿主星系中凸现出来。 天文学家对于Ia型超新星具有浓厚的兴趣，因为它们可以被用来探索宇宙的膨胀历史。这种超新星的光度很大，这就意味著能够在很远的地方看到一由于光的传播速度有限，这同时也意味著可以看到遥远的过去一一而它们的相对视亮度则可以被用来推测它们的距离。超新星光变曲线和峰值光度之间的经验关系可 哈勃空间望远镜拍摄的一颗河外星系超新星，图中左下角亮斑即超新星（编号为Supernova 1994D) 以用来很精确地确定超新星的光度。人们可以透过观测Ia型超新星而得知它们的绝对亮度。一但有了绝对亮度和观测到的亮度比较后，根据恒星天文学中的“平方反比律”（即恒星视亮度与它到观测者的距离的平方成反比），就可以算出该超新星的距离，也就是它的宿主星系的距离。 随着观测技术的提高，研究人员已寻找到越来越多的Ia型超新星。近年来的研究发现约有一半的Ia型超新星的延迟时间小于1亿年（Ia型超新星的延迟时间是指从双星系统的形成到发生Ia型超新星爆炸的时间间隔）。这就意味看，还存在着更年轻的Ia型超新星。年轻Ia型超新星的存在可能对现有的星系化学演化模型产生冲击，因为在超新星爆炸后，它们会更早地产生大量的铁，并将这些铁反馈回它的宿主星系。此外，在宇宙学方面，Ia型超新星被用作宇宙学距离指示器。 Ia型超新星具有可校准的光度，可当作标准烛光用来测定宇宙学距离，从而探索宇宙的演化。1999年春天,美国天文学家索尔·珀尔马特的研究小组已经积累了80个Ia型超新星的资料，它们的光线来自70亿光年之远的星系。结果显示这些70亿年远的星系的退行速度要慢于10亿光年远的星系的退行速度。这就意味着10亿年前的宇宙膨胀得比70亿年前的宇宙快。这也就是说，自宇宙大爆炸以来迄今，我们的宇宙正在加速膨胀，从而推论出宇宙暗能量的存在。这是现代天文学的一项巨大突破。对于超新星和宇宙学的研究来说，这一发现非常令人兴奋！A （责任编辑李良） # 图1，1965年10月29日晨由美国基特峰天文台的罗杰·林德斯(Roger Lynds）通过4分钟曝光拍摄到的池谷－关彗星。 图2,这是由SOHO卫星在2010年12月20日拍摄到的一颗掠日彗星的系列照片。它是由波兰的彗星搜寻者米海尔·库西阿克最先发现的。
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"title": "惊人的掠日彗星"
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太阳又发狂了一一可是这一次，既不是爆炸性的太阳耀斑，也不是太阳内部炽热的等离子体流，并且，这与百年难遇的太阳变化也似乎完全无关一一那是从遥远的外太阳系空间飞来的比冰雪还要冷的彗星。 位于美国首都华盛顿的海军研究实验室的卡尔·巴特穆斯(KarlBattams)说：“这次事件开始于2010年12月13日，结束于22日。仅仅十天，S0HO（太阳和太阳风层探测器)卫星竟然发现了25颗彗星相继冲进太阳一一简直是太疯狂了！”亚利桑那州洛威尔天文台的马修斯·奈特（MatthewKnight)补充说：“这些彗星的尺度大小大约为十米，也就是说，大约是一间房子或者一套住宅那么大。对于通常我们看到的彗星来说，显得太小了。”常常，它要么直接冲进了太阳，要么受到太阳极强的热，使它那容易挥发的冰体直接升华，整个彗星碎裂。 “跳进太阳的彗星”，其实并非什么新东西，就是我们常说的“掠日彗星”，天文学家称它们为“克罗伊策群”（注：有人翻译成“克鲁兹”，但是《英汉天文学名词》给出这样的翻译)。这是因为，十九世纪的德国天文学家海因瑞奇·克罗伊策(HeinrichKreutz)发现，这些掠日彗星之间是有联系的。是他第一个将它们作为一个“群”来进行研究。现代天文学家对该项研究贡献最大的，是哈佛小行星中心的布莱恩·马斯登( $1 9 3 7 \sim 2 0 1 0 1$。他研究了这些掠日彗星的轨道，结论是：“每个世纪，像池谷一关彗星（见图1)这样明亮的大约有$2 \sim 3$颗。这些掠日彗星多是由一颗大的彗星碎裂而成。那颗巨大彗星的爆炸,至少发生在2000年前。有可能是希腊古天文学家依伏鲁斯(Ephorus)在公元前372年看到的那颗。当时，依伏鲁斯报道说彗星碎裂成了两块一一这与我的模型计算很相符合。我的计算表明，池谷一关彗星与1882年的那颗克罗伊策群掠日彗星，很可能是公元1106年出现的那颗明亮彗星飞越太阳附近时分裂而成。分裂是一而再、再而三地发生，从而产生掠日彗星家族。它们都会从同一个方向飞来。”按照马斯登的意思，池谷一关级别的彗星与小的SOHO掠日彗星（见图2)没有根本的区别，只是个头大小不同而已，它们都来自于同一祖先。不过，池谷一关彗星的大小还有几千米，而每天都可能飞向太阳的依伏鲁斯彗星的小碎片只有大约十米大小，相当于一座农舍。在太阳近旁可能只是短暂地闪亮，便很快升华，永远消失。所以这些暗的碎块很难被观测到。 图3太空中的 SOHO 卫星。图 4 SOHO在2000年7月14日观测到的太阳耀斑。图5SOHO在2000年7月14日用日冕仪观测到的太阳附近的活动。中心的白色圆环显示了太阳圆面的范围。
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"title": "SOHO与掠日彗星"
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不过，${ \mathsf { S O H O } }$卫星一般每隔几天就可能发现一颗掠日彗星。 SOHO 是欧洲空间局(ESA)与美国航空航天局(NASA)的一个合作计划（见图3)。该探测器由欧洲空间局在欧洲制造，然后装备上双方研制的科学探测仪器。SOHO飞船携带有两个日冕仪，一个视场为3度的称为C2日冕仪，另一个C3日冕仪的视场为16度。1995年12月2日,S0HO从美国佛罗里达州发射升空,开始它为期2年的太阳研究计划。从飞船的全称“太阳和太阳风层探测器”，我们知道，科学家的主要目的是研究日冕及其外的太阳风现象（见图4,图5）,最初的设计并不是用来发现彗星。不过，这艘飞船的日冕仪使用了一个不透明的圆盘去遮挡住太阳圆面炫目的阳光，为的是看清在太阳外部暗得多的日冕部分的发射。结果，制造出来一个能够长时间存在的人造日全食。结果，这些暗弱的、又在太阳近旁的掠日彗星能够被发现，也就顺理成章了。而在地球上的望远镜，由于不存在人造日食，当然就观测不到。 作为副产品，1997年发现的C/1997L2（SOHO）彗星，是SOHO发现的新的迈耶(Meyer)掠日彗星族中的第一个。迈克·迈耶(MaikMeyer)是一位彗星搜寻科学家，他最早证实有十来颗SOHO 彗星相互之间是有联系的。1998 年发现的 C/1998J1 (SOHO)彗星，是至今发现的最独特的SOHO彗星，亮度可达零等。2000年，SOH0-189,又称为C/200003(S0HO)被发现，这是另外一个重要的小群一一克雷特(Kracht)彗星一一的成员。这一群由闽奈尔·克雷特(RainerKracht)发现，他证认出这几颗彗星是有联系的。这一小群,以及马斯登(以布赖恩·马斯登博士的名字命名）群，很可能都是大的彗星麦克霍尔茨（96PMach-holz,见图6)的子民。后者是一颗周期约为6年的彗星,SOHO已经观测到它3次了。而且,2002年的那次回归给人的印象最深当刻（见图7)。它不仅是克雷特和马斯登彗星群的母彗星，并且至少与一个流星群有关,还可能与一颗小行星有关。 不幸的是，1998年6月24日,SOHO在完成了它预定的两年计划之后,地面管理者突然失去了与它的联系。卫星自动进入了突发事件模式。它自动地点燃了姿态控制推进器，试图去寻找太 图6,2004年拍摄到的深空中的96P/麦克霍尔茨彗星。 图7，2002年1月8日，SOHO发现了96P/麦克霍尔茨彗星，周期约为6年。 图8SOHO发现的第2000颗彗星——一个十分暗弱的光点。 阳。重建正常控制的努力最终失败，有好几周的时间，卫星处于失控状态。7月15日,ESA/NASA的SOHO任务中断联合调查组发布了初步调查结果。发现在计算机通讯软件中存在三个错误。经过卫星姿态专家的分析，SOHO当时已经陷入了危险的自转状态，其自转轴使得它的太阳能板几乎接收不到太阳光，因此不能产生新的能源。随着飞船在轨道上绕太阳运转，太阳能板的接收角度缓慢变化。到了7月23日，美国国立天文和电离层中心才使用口径305米的射电望远镜向SOHO传送信号，并通过NASA深空探测网的70米口径天线，查找到了SOHO反射的回声。然后使用雷达技术对目标跟踪了一个多小时。到8月3日，才与SOHO重新建立了通讯联系。8月31日,联合调查组发布了最后的报告。但是,直到9月25日,SOHO才最终回到正常运转模式。而观测仪器则是从1998年10月5日至23日才开始陆续接通。
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"title": "公众可参与搜寻SOHO彗星"
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戈达德空间飞行中心的太阳物理学家，又是47颗SOHO彗星的发现者道格拉斯·比瑟克尔(DouglasBiesecker）说：“那是在1998年底，我们英明地决定将SOHO日冕仪的视频观测资料实时上线。数据在提供给科学家的同时，也就向公众开放了。这使得任何人都可以通过互联网下载观测资料，大大加速了天文爱好者发现彗星的数目。” SOHO彗星的成功搜寻者迈克尔·博斯恰特（Michael Boschat）说：“我使用C3的$5 1 2 \times 5 1 2$像素图像。它们每半小时出现在SOHO站点上一次。我下载这些图像。只要有四幅图像，我就将它们编成GIF文件，循环反复地观察，以便发现稳定地飞向太阳的亮点。为了看清楚，我还常常使用放大镜。编制GIF文件的软件在互联网上可以找到。一般我使用每秒4幅图。一旦我觉 得那是一颗彗星的话，就把鼠标箭头尽可能地放到彗星的亮点上，测量它的X、丫坐标位置。然后，把所有的信息通过电子邮件，立即发给戈达德空间中心的道格拉斯。” 与传统的彗星命名惯例一一也就是“以发现者的名字来命名”一不一样。所有通过上述方式发现的彗星都统称为“SOHO彗星”，后面按发现顺序加上一个编号。比瑟克尔说：“这种命名方式起源于上个世纪八十年代的SOLWIND（太阳风天文卫星）。通过携带的日冕仪，发现了6颗掠日彗星，都是以卫星的名字SOLWIND加顺序号命名的。后来，由太阳极大期任务卫星继承，以SMM命名,发现了十颗彗星。这样做是合理的。因为所有的彗星发现都需要由任务科学家来证实，只有他们，才熟悉仪器硬件的性能。是否是宇宙射线?或者是探测器的噪声?或者是其它因素，我们都需要仔细地检查。一个发现的确是团队集体努力的结果。” 卡尔·巴特穆斯自从2003年以来就负责S0HO彗星视域网站的运行。他说：“有大量的人参与了这项工作。他们都是志愿者，干得非常漂亮。假如没有他们的参与，那么其中很多素材资料就难以见天日了。”通常，卡尔接收来自世界各地的报告，说他们在SOHO的LASCO(大视场分光日冕照相机)图像中发现了可疑亮点，从亮点的大小和亮度来看，都很像一颗飞向太阳的彗星。然后，卡尔去查证这些最初的发现，确认之后，给每颗彗星一个非正式的编号，并且把情况上报给位于马萨诸塞州的国际小行星中心。 马斯登说：“上个世纪八十年代初，曾有过IRAS彗星一一也就是说，由红外天文卫星IRAS发现的。至今，由地基望远镜发现的彗星大部分都离太阳比较远，而且很多命名为LINEAR，这是取林肯近地小行星研究组”英文的首字母的缩写。是他们使用美国空军的望远镜进行强力深空搜索得到的结果。”他还说：“爱好者的发现是重要的。可以帮助我们了解克罗伊策掠日彗星的碎裂历史。爱好者们也发现了一些没有相互联系的近太阳彗星，它们的近日点离开太阳只有10-20个太阳半径的距离一一只不过，这是一个样品还不够足的彗星群。” 其实，并非所有的SOHO彗星都以SOHO命名。有几颗被命名为SWAN，就是以“太阳风各向异性（英文SolarWind Anisotropy的单词首字母）"命名的。“太阳风各向异性"是加载在SOHO上的一台仪器的名字，用于太阳的紫外波段,观测太阳的莱曼阿尔法光子，以及用于探测太阳背面的活动区。现在已经不能使用了。但是，令人惊诉的是，当时它也能够探测到亮的彗星。在它的工作期间,实际上发现了8颗彗星。这些彗星也算在SOHO 彗星的数目之列。 2005年,彗星搜寻者、科学家塞巴斯缇安·侯耶奈格(Sebas-tianHoenig)博士发表文章说，以前发现的SOHO彗星中，有“两颗"实际上是同一颗彗星，并且预言这颗彗星将于2007年9月11日世界时06:18回归。预报是非常大胆的，因为S0HO彗星的轨道难以定准。不过，在2007年9月11日世界时07:40,彗星的确回归了。这使得它成为SOHO的第一颗正式的周期彗星。它就是誓星P/2007R5（SOHO)。 卡尔说：“这些彗星的发现当然有十分确定的科学意义。首先，现在我们知道，即使在内太阳系，存在着的彗星也比以前我 们知道的要多得多。并且告诉我们，它们来自哪里，它们最初又是怎样形成和碎裂的。现在我们可以说，大部分这些彗星都有着共同的起源。”的确，使用LASCO发现的$8 5 \%$的彗星被认为都属于“克罗伊策群”。它们是几百年前由一颗巨大的彗星碎裂而成的。这一群彗星是掠日彗星，轨道十分靠近太阳，往往在被发现的几个小时之内就蒸发了。但是还是有很多其它的LASCO彗星绕着太阳飞来飞去，周期地回归到内太阳系。其中之一是麦克霍尔茨彗星。
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"title": "刷新SOHO彗星发现纪录"
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15年来,SOHO彻底改变了太阳物理学。它不断地传回令人惊骇的太阳照片，硕果累累。SOHO今天成为数量最大的彗星发现者，真是“无心栽柳柳成行”，感人至深。在NASA戈达德空间飞行中心工作的、SOHO方案科学家乔·格曼（JoeGurman)说：“自从1995年12月2日S0HO卫星发射以来，由它的观测所发现的彗星是过去300年来所发现的两倍多。”当然，这也是业余天文爱好者的大贡献,是他们的荣耀。15年来,来自18个不同国家的超过70名志愿者,通过互联网，夜以继日地在由SOHO获取的观测资料中仔细搜寻，才发现了这些跳跃着穿过太阳的可疑光点。其中，我们不会忘记著名天文爱好者周兴明。他是我国最早的SOHO彗星搜寻者，在彗星的搜寻工作中作出过突出的贡献。由此，2004年，国际小行星中心直接命名了由紫金山天文台发现的1980XZ号小行星为“周兴明星”，作为永久的纪念。 在西方世界热烈地庆祝一年一度的圣诞节的时候,2010年12月26日又传来佳音，SOHO卫星达到了新的里程碑—一发现了第2000颗S0H0彗星（见图8)。其中，第1999颗和第2000颗SOHO彗星，都是12月26日由米海尔·库西阿克（MichalKusi-ak,见图9)发现的。他是波兰克拉科夫一所大学的一名天文学学生。他在2007年11月发现了属于他的第一颗S0HO彗星。至今，他已经独立发现了100颗以上。 SOHO发现第一个1000颗彗星用了十年，但是只经过了五年多，就又发现了第二个1000颗。究其原因，一方面是由于参与到彗星发现这项工作中来的人增加了，漏发现的就少了。另外一个不好解释的原因，是被发现的彗星数目存在系统性的逐年增加！的确，仅仅在2010年12月，就空前地发现了37颗新彗星。25颗彗星发生在10天之内，是史无前例的。这样高的数目称得上是“彗星暴”了。 巴特穆斯和奈特认为，2010年12月的掠日彗星爆发，可能预示着会有一颗更大得多的掠日彗星的到来。甚至于用肉眼就可能看到这颗彗星。它甚至于就可能会发生在明天。巴特穆斯说：“这只是一个时间问题。我们知道在此之外一定有一些大的。”池谷一关彗星就是一个很好的例子。1965年初,它还不知道在哪儿哪。它向着太阳潜行，并在10月份突然闪现，在离开太阳表面45万干米的距离飞过（注意，地球距离太阳大约是500光秒，45万千米只相当于1.5光秒，比月球到地球的1.28光秒稍微远一点点)。由于池谷一关彗星的核比较大，尺度大约为5千米，它才能够幸免于难,成为数千年来最明亮的彗星之一。一位观测者，甚至于只需要用手掌挡住刺眼的太阳，就能够在明朗的白昼光线下看到太阳近旁的这颗彗星。日本的观测者在离开 太阳只有大约一个太阳圆面的距离发现了这颗彗星，当时的亮度据说有满月亮度的十倍。人们惊异地发现这颗彗星在返回到太阳系深空之前,至少碎裂成为了三块。类似的、但是没有那么显赫的掠日彗星事件在1843、1882、1963和1970年还被观测到。 美国喷气推进实验室的丁内克·塞卡尼那(ZdenekSekan-ina)和保罗·乔鞑斯(PaulChodas)对“克罗伊策群”祖先的碎裂进行的计算机模拟计算，在2007年世界著名的天文学杂志《天体物理学报》上发表文章，声称会有更多的大块彗星正在路上哪。奈特自己对于SOHO掠日彗星的计算也支持这种意见。他指出：“自从SOHO卫星发射以来，发现的克罗伊策掠日彗星的数量有着增加的趋势。”在奈特2008年的博士毕业论文里有一张表，表明在1997年只发现了69颗S0HO彗星，而2010年发现了200颗。他说：“增加是非常明显的。用SOHO卫星的改进，以及彗星发现者技能的提高，都难以进行解释。”不过，他补充说“但是，在基于空间日冕仪的时代，我们依然没有看到一颗真正的大的克罗伊策彗星。SOHO卫星没有可能告诉我们,在1965年那个时代，在池谷一关彗星到来之前，是否出现过大量的小的掠日彗星冲进太阳。那可能是每年200颗彗星，甚至于达到1000颗彗星。没有更多的信息，我们就无法确信，究竟还要过多久，我们才能够有眼福看到这颗巨大的怪物。” 那么，2010年12月的掠日彗星爆发是否就意味着一颗池谷一关级别的彗星就要来临了呢，依然是个谜。谜底呢？当然还是观测，也包括您的观测！A （责任编辑李良） 图9,发现了第2000颗SOHO彗星的波兰人米海尔·库西阿克。 2010年4月美国宇航局召开的一次太阳空间观测与空间天气预报新闻发布会现场。会上展示了一组太阳动力学探测卫星（SDO）捕捉到的太阳图像：巨大的“风眼”在太阳表面肆虐，并随时可脱离太阳的束缚，剧烈的太阳活动画面令人震撼。
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"title": "太阳活动开始进入活跃期"
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现代科学家认识到，太阳是一个炽热的等离子体气团并处于猛烈的活动之中，当日面上出现太阳黑子、太阳耀斑等活动现象时，该气团活动更加剧烈。突然而剧烈的太阳爆发活动，可喷射出无数的带电粒子（如质子、电子等），它们以每秒$8 0 0 \! \sim \! 1 0 0 0$千米的速度进入行星际空间。 太阳活动平均大约每11年为一个周期，上一个太阳活动周期是从1996年开始到2009年结束，持续了13年，上一次太阳活动峰年出现在2001年。太阳耀斑是一种最为剧烈的太阳活动，是太阳表面局部区域突然和大规模的能量释放过程。其寿命 仅在几分钟到几十分钟之间，其亮度迅速上升至极大，然后缓慢减弱。它是强太阳风暴事件的重要标志，一个大的耀斑可发射高达1025焦耳的能量，有人比喻说，这相当于1000万座火山同时喷发的能量。 2011年3月7日至8日，太阳连发9次中等级别耀斑，并伴发太阳风暴。接着，在格林尼治时间3月9日23点23分(北京时间3月10日7点23分)，太阳表面再次发生一次强烈耀斑爆发。在地球轨道运行的卫星测量结果显示，这是一次X1.5级的爆发事件。爆发位置位于太阳黑子1166群。在上一个太阳活动周 日面上的太阳黑子照片。多年以来，太阳物理学家一直在探究黑子上空突然发生的大耀斑的成因。
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"title": "空间天气纵横谈 (续）"
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预防新一轮太阳风暴袭地球 闻科明 太阳和太阳风层探测器（SOHO）拍摄的日冕物质抛射系列图像 期中，第一次X级耀斑的爆发是在1997年11月，此后出现了大量的X级耀斑爆发。在最近4年没有X级耀斑事件之后，太阳最近在不到一个月的时间内连续发生两起X级爆发事件，时间分别是2月15日和3月10日。 这些太阳耀斑爆发活动的出现，意味着太阳活动开始进入活跃期，第24个太阳活动周期正在迎接高峰期的到来。随着太阳活动峰年的来临，太阳活动水平的升高速度在不断加快，太阳爆发事件也将更加频繁。有的专家预计，从现在到2015年，会有数十次甚至上百次的X级耀斑爆发。
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"title": "极光：太阳活动的产物"
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极光是一种出现于高纬地区上空绚丽多彩的发光现象。中世纪时期，北部欧洲人总把极光和战斗流血联在一起，十字军将极光理解为“上帝"的呼唤。19世纪70年代，人们发现北极光和南极光是对称发生的。 其实，极光是太阳活动的产物。太阳风离开太阳以超音速向外运动并冲击地球，一般说来，太阳风行程大约1.5亿千米，大约三天时间就到达地球附近空间。早在几十年前，科学家已经发现，由于太阳风等离子体和磁场与地球大气和地磁场相互作用，形成了地球磁层。磁层的表面叫做磁层顶，它在向阳面离地心的距离是5到10个地球半径，在背阳面可扩展到月球轨道以外。磁层顶是一个阻挡层，因此只有小部分太阳风进入地球磁层。通常条件下，进入磁层的太阳风能量，以磁层粒子和场的形式储存。但在某些条件下,储存的能量则以脉冲式释放,进入地球大气层，这种能量脉冲式释放叫做磁层亚暴，其特征是出现明亮的极光和发生强的电离层电流。在亚暴期间，磁层的磁场突然改变为一种新的位形,其后跟有若干小时的恢复期。 日地物理学家指出，磁层亚暴描述了磁层对太阳风刺激的一个相当短期的响应，但地磁暴确却是对具有强的南向行星际磁场的太阳风暴的一种长期持续的激烈响应（时间达数天到数周）。在磁暴期间，赤道环电流（一种准捕获的质子和重离子带）明显增强，并导致低纬度区剧烈的地磁场涨落。磁层粒子沉降进入地球上空的极盖区，加热中性大气并引起电离层扰动。一旦太阳风暴吹过，地球外部的行星际太阳风退回到扰动钱的状态，磁层和电离层仍需要数小时到数天才能恢复到未扰动状态。 由上述可见，磁层一方面保护地球上一切生物免受太阳风直接影响，另一方面太阳风为巨大的放电过程提供能量，致使地球磁层就象一个能产生上千万兆瓦功率的天然发电机，这使得在地球高空运动的电子从中获得很大的能量，它们一旦被地磁场捕获，就沿着看不见的磁感线冲入地球大气高层，迅速沿着磁感线作螺旋线运动并冲向两极，这些进入并悬在两极上空磁场螺旋区的粒子，与地球上层大气相撞，其中的分子、原子受到撞击产生气体辉光放电现象，这就是极光。 极光粒子流通常沿着地球磁力线流动，形成一块薄薄的闪光帘幕，极光颜色则决定于高空中的大气成分，氧气分子被激发后将辐射出黄绿色的光彩，氮气分子激发后将辐射出深红色的光芒，极光的强度、形状和活跃程度，每夜都有变化,就是在一夜之中，极光亦不断有强弱、位移和形状的改变，由于大气成份随着高度和地区而变化，故不同时间不同高度出现的极光颜色也不尽相同。 研究表明，极光与太阳发射的高能电子密切相关，这些高能 太阳风与地球磁场的相互作用形成的地球磁层示意图 电子与哨声（由闪电产生沿磁层传播的频率很低的无线电波）发生很强的相互作用，有些电子被这种波散射出辐射带并落入高层大气，在某些条件下，高能电子云本身能产生频率很低的波。这种高能电子在电离层下层还会产生可观的电离。因此，强极光活动会严重破坏通过极区的短波无线电通信．另外，这种电离增强能反射高频无线电波，因此当出现强大极光时，反而能进行距离极其遥远的无线电通讯或传送电视信号。早在1930年，业余无线电爱好者发现，当把天线对准北极光时，却能收到南方传播来的无线电波，所以把电视天线对着极光时，也可能接收到远方城市传播来的电视讯号。 极光出现时也时常会给人类造成危害，例如1972年的一次极光活动期间，所产生的强大感应电流，曾将加拿大的一台23万伏变压器炸毁，也使美国缅因州至得克萨斯州的一条高压输电线跳闸。历史上曾记载的最惊人的一次极光出现在1859年；据说当时感应电流强大到美国的电报员不用电池，就能将电报从波士顿发送到波兰。极光活动有时会使人造卫星、航天飞机、宇宙飞船与地面的无线电通讯产生讯号闪烁；还会影响到人造卫星上的一些光学仪器对地面的观测工作，有时甚至会中断电话、电报的传递、无线电广播和雷达的导航。科学家们正致力于通过观测火箭或人造卫星，直接或间接地观测研究太阳活动、地球磁层与极光的关系，特别是研究极光现象的产生和变化规律，这对于实现空间天气预报、预警具有着重要的意义。 美丽的极光 由于太阳风暴而熔毁的地面输电网络的变压器之一。侵入地球磁层的太阳等离子体会造成地球磁场的快速变化，变化的磁场反过来又会在电网中诱导产生电流。但是电网的设计使得它无法应付这些直流电，于是最大的危险就会出现在电网中造价高昂且难于更换的变压器上。不断上升的直流电会产生强磁场，它会使得变压器的磁核饱和，其结果就是变压器的铜线升温进而熔化。
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{
"title": "空间天气对人体、通讯、输电、输油管线的影响"
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空间天气开始于太阳表面，通过太阳的电磁辐射和粒子发射影响地球的环境。太阳活动改变了太阳电磁辐射和粒子输出，从而引起地球空间环境以及地球表面的变化。 太阳电磁辐射输出的变化，直接影响地球高层大气和电离层的状态，例如造成臭氧含量降低和氮氧化物的成分发生变化等，同时还对气候和生物圈产生重要影响。此外，通过太阳的磁活动过程，太阳发射的粒子（包括高能量的粒子和构成太阳风的低能等离子体)和电磁场，随着它们离开太阳向外运动而发生变化,特别是当它们在行星际空间形成太阳风暴时，会改变地球空间系统的外部环境。 恶劣的空间天气对人体很有影响。例如，因恶劣太空天气而来的强烈辐射会影响人类的DNA或生物分子的复制。太空中的宇航员若没有有效的遮蔽或保护，极高辐射的环境可能会对其健康有致命性的损害。在太阳活动高峰期，在高空飞行也可能导致较高剂量的辐射。 恶劣的空间天气对通讯、导航及定位系统也很有影响。在长距离通讯上，大多数通讯系统利用电离层来传递无线电讯号。太阳大耀斑爆发出的电磁波会引致电离层急剧变化，干扰无线电讯号,大大降低通讯的效果甚至造成中断通讯。航海和航空界的导航系统使用低频率讯号来测量船只或飞机的位置。强烈的太阳活动会引致导航器的资料混乱或错误，使船只和飞机无法测量其正确位置。 太阳活动最高峰时，还对地面输电系统、输油（气)管道很有影响。太阳活动导致大面积输电网瘫痪的一个典型例子是，1989年3月加拿大魁北克省的Hydro-Quebec长距离高压输电网的崩溃事件。该事件造成21500兆瓦供电的大范围中断，使全省600多万人口长时间（达9个多小时处于无电状态，经济损失很大。此事件具体情况是，在1989年3月6日，日面东部产生了一个强大耀斑，8日，相关的太阳质子事件到达地球，13日强烈的 地磁暴于北美东部时间2时44分开始。感应电流在输电系统的大部分线路中流动，使得电网中的电压不对称达到$1 5 \% 0$变压器里的感应电流产生超量谐波电流注入到了整个输电网，流到就近的补偿器设备中；这时电容器受到大量的谐波负载，以致整个防护系统为了保护设备安全，把补偿器切离输电系统。也就是说，在地磁暴开始后的一分钟内，输电网西路上的7个补偿器被切断关闭，因此西路的输电失去了补偿器的稳压支持。与此同时，半周期饱和的变压器需要越来越大的感应电抗功率，也加重了电压稳定问题。在补偿器失效后大约8秒钟内，电网西路的五根735千伏输电线中有一根断开，结果引发了发电中心自动降低了发电量。系统中的这个瞬时扰动涉及到西路其他四根735千伏输电线，使之在1秒内也断开了。这时，实际上Hy-dro-Quebec输电网有将近一半的输电量被切断，其后约6秒钟，功率的振荡使电网东路输电线也被切断，再后的18秒内整个输电网崩溃。在经过9个小时断电抢修之后，电量缺口仍达17%还不能提供正常供电服务。 除了上述加拿大魁北克断电事故之外，1989年3月的强磁暴还烧毁了美国新泽西州德拉威尔河上的一座核发电站的巨型变压器。磁暴感生电流使变压器铁芯饱和，磁通量溢出，在高磁通密度处形成了高热点，最终造成变压器着火烧毁。现场研究表明，磁暴电流造成的变压器铁芯饱和产生的热量不但使线圈之间的绝缘材料着火，而且融化了可以承受3000安培电流的粗铜丝。该变压器是200兆伏安蓄电站的三台变压器之一。此外，在高纬地区铺设的长距离地下管线，例如输油管，遇到的问题是如何减小太阳活动导致的金属管线的腐蚀。生锈的管道更容易发生泄露事件，造成环境破坏和经济损失，而引发生锈的化学反应需要把电子从管道转移到附近的土壤中。因此防止石油和天然气管道发生腐蚀的一种方法是，通过连接到管道上的电源已形成电势差阻碍电子的流动，即人为地在管线与大地之间稳定保持某一选定的电位差，并以管线本身为阴极。 令人担心的是，剧烈的太阳活动导致的地磁扰动在地下河管线之间感应出的电动势差，会改变或干扰人工设置的电位差，因而不同程度地减弱人工设计的管线防腐蚀能力，甚至使这种阴极防腐蚀措施失效。例如加拿大在埃德蒙顿市东北方建设的输送天然气系统，其输气管线长290千米，所用的防腐蚀措施需要在管线与大地之间维持稳定的0.850伏特的电位差，然而在太阳活动通过地磁扰动在它们之间产生的电位差的起伏为100毫伏${ \sim } 1 5$伏。可以想象，由于太阳风暴引发的地磁扰动在金属管道中产生电流，压倒原先设定的电位差使生锈腐蚀得以继续。虽说还没有人能确定由太阳活动产生的电流在多大程度上会加速腐蚀，但是工程师们已经测量到了这一现象。由于这是一个长期而缓慢的过程且依赖于一系列的其他因素,所以很难估计。澳大利亚气象局空间天气部门的科学家已经发现，太阳风暴会扰乱澳大利亚北部管道的电压，而当地的地理纬度仅20度。因此，地磁场对管线的影响是处在世界所有这一纬度附近的机构都必须考虑的问题。
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"title": "空间天气预报"
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综上所述，起源于太阳的强烈的爆发活动可引起地球磁暴、 极光、电离层暴等日地物理效应；空间天气涉及的区域极其巨大，其物理过程极为复杂，空间天气系统是一个多层间的耦合系统，其中一个地方发生的过程必须和整个系统联系起来，才能真正了解它。由于地磁场穿至磁层，大多数磁层变化过程以某种方式通过电离层和热层性质的变化而表现出来，例如空间电流、极光、大气加热、电离和闪烁。所有这些现象都是近地空间天气的要素。当然，这些效应也受到源于低处过程的影响，如火山爆发、地震、生态系统、引力波，以及来自太阳辐射和宇宙线的直接的能量沉积等。 空间天气效应也包括因电离层电流变化而在地球表层感应的电流。剧烈的太阳活动常常引起诸如行星际激波、电离层扰动、地磁暴、宇宙线暴和中高层大气加热等激烈的空间天气变化，从而给空间、地面技术系统和人类健康带来严重损伤和破坏。空间天气的一个显著特点是受太阳活动的影响，剧烈的太阳活动是灾害性空间天气变化的根源。能够造成空间天气较大变化的太阳活动包括太阳大耀斑、日冕物质抛射、太阳风高速流等。 据说美国的空间天气预报中心(SWPC)可以在太阳风暴抵达前$2 0 \! \sim \! 6 0$分钟发出警报。事实是这些警报远未达到令人满意的程度。据SWPC自己的分析，有三分之一的大型太阳风暴被漏报，而另有四分之一则是假警报。能造成极端严重后果的太阳风暴是非常罕见的，因此很难说从目前的预报中所积累经验到关键时刻是否能发挥作用。 为了成功实现空间天气预报，首先要以各种手段密切监视太阳的变化。有时太阳耀斑伴随看质子事件会对在轨飞行的卫星造成影响，例如1997年1月11日太阳质子事件曾致使国外一颗卫星完全失效。但那次事故之后，各国都对卫星防护工作越来越重视，现在虽然太阳活动还是会对人造卫星有一定影响，但出现这种毁灭性的问题的几率越来越小。而且，随看技术进步，人们对空间环境的预警手段越来越丰富，卫星自身防护措施越来越完备。 研究空间天气预报的科学家认为，空间天气的预报水平主要取决于观测能力和对空间天气变化规律认识的水平。建立不同空间区域、不同参数和空间天气事件的因果链研究模式是空间天气预报的基础，而将这些研究模式转化为预报员使用的运作模式是关键。当前需要研制和完善的空间天气模式主要涉及：日冕物质抛射模式、太阳耀斑模式、太阳紫外、极紫外和软X射线模式、太阳风模式、磁层粒子和场模式、地磁扰动模式、辐射带模式、极光模式、电离层背景、扰动、电场和闪烁中性大气模式（热层和中层）等等。目前美国的空间天气预报发布分为三种：1.警报：空间灾害发生在24小时内，对太阳、行星际的预报能力非常有限，而对地球空间系统尚无能力满足需求；2.现报：给出当时的空间天气条件以及推演到观测条件发生新变化前的一个短暂的天气条件，对整个日地空间环境来说，这种能力都非常有限；3.预报：分为短期预报（几小时到几天）、中期预报（提前几个月)和长期预报（长达11年太阳活动周期）。 空间天气信息包括来自全球的地面和空间的观测数据、研究模式、用户需用的天气新产品（包括各类图形和动态图像等）、空间天气对人类活动的影响，包括对技术系统的效应损伤与防 护，用户咨询和访问等等。这些庞大的种类多样、复杂信息的实时采集、加工、处理和分析、实时运行复杂的模式、显示和处理图像，快速获得、生成和传输空间天气产品、新数据的获取和模式的更新等，以及建立相应的数据库和专家系统等。需要建立强有力的高性能的计算机系统和进行信息传输的网络系统，以及不断升级硬件和软件来满足不断增长的需要。它们对于发展和建立空间天气学来都是十分重要的技术支撑系统，它是先进与落后与否常常带来是事半功倍还是事倍功半的截然不同的效果。 由于地面观测太阳以及日地物理现象会受到地球大气的影响，通过空间探测器进行观测无疑具有得天独厚的优势，令人遗憾的是，由于多种原因，我国迄今还没有一颗专业的太阳物理观测卫星上天运行，这局限了我国太阳物理研究和空间科学的发展。尽管如此，我国科学界已经做了大量的太阳物理研究和空间环境预报工作,成绩斐然。早在1991年，中国科学院和国家科委批准成立了世界警报中心北京日地物理预报中心。日地物理预报中心（RWC一Beijing）下设四个分中心：地球物理预报中心、空间环境预报中心，电离层预报中心和太阳活动预报中心，总部设在北京海淀区的国家天文台。2000年根据国际空间环境服务组织的要求,更名为“中国区域警报中心"（RWC-China)，其宗旨是：提高日地物理预报水平，扩大服务范围、推进日地空间环境的研究和预报，开展日地物理研究与预报的国内和国际合作与交流，与国际其他区域警报中心进行快速资料交换，以获得全球日地物理资料和预报，为本地区服务。 位于北京海淀区的中国空间环境研究预报中心隶属于中国科学院，是我国具有国际领先水平的一个空间环境预报机构；还有中国气象局国家卫星气象中心也专门设有空间天气预报的工作项目。我国探月卫星“娣娥”一号或二号在漫长的“奔月"过程中，要依次穿越地球低层大气、中高层大气、电离层、磁层、行星际空间等多个特性完全不同的空间天气区域，在绕月飞行时还将随月球不停地从地球磁层中穿进穿出,所以,空间天气对“娣娥二号”的影响同样不容忽视。每次“娣娥"探月卫星发射准备阶段和发射阶段，多方空间环境预报研究人员都要为“嫦娥”卫星的发射和飞行提供实时准确的空间环境预报数据。A (责任编辑李良) 同步轨道卫星在轨空间环境预警系统示意图（来源：国家空间天气监测预警中心) 颜超侍奉南北二斗神下棋
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