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"title": "20~23"
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美国宇航局将对土卫六进行全方位的立体探测，漂浮在其海洋上的就是土卫六海洋探测器，这将是人类有史以来第一次直接探测地球之外的海洋。 24 ~ 48 Pan-STARRS和LSST将彻底改变天文学家观察天空的方式。
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"title": "尊敬的读者"
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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": "50~56"
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50牛顿力学最辉煌的一天一 一海王星发现周“年”纪念56地外微生物与飞猪奖 王玉民李冰 主管中国科协主办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
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"title": "航空航天"
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72载人登月探测（续）：回顾与前瞻76模拟火星飞行不容易——“火星$- 5 0 0 ^ { \prime }$实验项目一警 72~79任清苑庞之浩
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"title": "天文馆专栏"
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80~87郭霞 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 80格林尼治天文台和彼得·哈里森天文馆84公益助力，圆梦星空——大小朋友天文馆快乐行天上到底有多少颗星星（胡汉田）我与天文馆（秦雨荷）真的有地外生命存在吗（郭昱昕）牵手邀游宇宙（王伟）天文馆之旅（周萍）“公益助力，圆梦星空一 一我与天文馆"征稿获奖名单
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"title": "奥赛专栏"
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88 ~ 9 1 882011年全国中学生天文奥林匹克竞赛决赛试题 全国天文奥赛组委会供稿912011年国际天文赛事中国队参赛名单
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"title": "爱好者之页"
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57 第二届全国天文社团发展论坛报名通知及“星特朗杯”征文活动获奖名单公示58 系外行星凌星观测指南62 天文爱好者望远镜的磨制、安装与调整（三) 64 天文摄影的层次与细节66 我们是在玩星星(续) 70 黑超特警组2 92 天文书刊资料邮购信息94 2011年全国中学生天文夏令营招生简章95 内蒙古科普活动宣传周感受科技魅力2011年WWT全国天文教师培训暨天文教育论坛96 $7 { \sim } 8$月草原旅游观星小贴士封三 2011草原星空大会开始报名啦
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"title": "57～封三"
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宋楠李德培喻京川小飞侠（中国台湾）木目心 狄光 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@bjp.orgcn 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：北京西湾光电有限公司第四十九页：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 外观奇特的星系对Arp273(也称为UGC 1810) 天狼响尾狼2号TP2-80JDS光学结构：折射式（消色差高锐度）·物镜镀膜：全表面多层宽带膜●有效口径：80mm焦距600mm（f/7.5） 天狼捷典2号TP2-80DZM ·光学结构：折射式（消色差高锐度）·物镜镀膜：全表面多层宽带膜●有效口径：80mm 焦距600mm（f/7.5） 星特朗Omni150XLT ●口径：150mm焦距：750mm ·Omni CG-4赤道仪·The Sky Level 1光盘 ·光学结构：复消色差折射式·3片3分离物镜●有效口径：80mm 焦距560mm (f/7) ·1:10双速无齿调焦·可伸缩遮光罩 大观JE160赤道仪·赤经赤纬144齿·带照明极轴镜·标称最大载重16KG 蔡司胜利女神$7 0 \times 4 2$ T* FL ·萤石玻璃·T*防反射多层镀膜·内充氮气，防水、防雾 蔡司征服者$1 0 \times 4 0 \uparrow ^ { * }$ ·放大倍率：10口径40mml ·T*防反射多层镀膜·内充氮气，防水、防雾 星特朗NexStar8se ·光学系统：施密特-卡塞格林●口径：203.2mm焦距：2032mm ·单叉臂经纬仪。40，000+天体，100个用户自定义天体，200多个天体的增强型信息The Sky Level 1 西湾领航者60AZ ·光学结构：折射式·口径60mm 西湾巨眼人25/40×100 ·超大口径双筒·带方位坐标可测量 大观102/700ED-EQ ·口径102mm焦距700mm ·三片式ED镜片·JE160赤道仪·带自动寻星功能·1:10双速调焦8×50寻星镜·WA20mm，WA10mm广角目镜 佳能稳像仪1 $2 \times 3 6$ IS ·影像稳定器（IS）技术·充氨防水·放大倍数12 口径36mm 佳能稳像仪8 $3 \times 2 5$ IS ·影像稳定器（IS）技术·充氨防水·放大倍数8 口径25mm 西湾侦察兵$B \times 3 0$ ·30mm²径放大倍率8倍·FMC蓝膜·生活防水西湾侦察兵$8 \times 4 2$ ·42mm²径放大倍率8倍·FMC绿膜·生活防水 QHY5 ·130万像素单色CMOS ·1280×1024像素·峰值QE=56% ●M42×0.75螺纹·带有导星口滤镜轮5孔位2寸带框滤镜M54×0.75内螺纹RS232通信接口·支持ASCOM ·与CCD通过光耦通信 尼康MONARCH 10×42DCF ·高反射电介质棱镜镀膜·充氮，防水、防雾·放大倍率10口径42mm尼康阅野SX $1 2 \times 5 0 C F$ ·非球面镜片降低图像失 ·充氮，防水、防雾·放大倍率12口径50mm 美德LightBridge ·DOB支架·2寸目镜接口·主焦点内置热平衡风扇 美德LX200ACF 16寸大口径·自动寻星功能145,000天体数据库 信达HEQ5Pro ·载重13.5KG ●本体10KG ●重锤5KG $\times 2$ ·赤经赤纬135齿·自动寻星功能·带有导星口 信达NEQ6Pro ●载重18.5KG ·本体16KG ·重锤5KG $\times \, 2$ ·赤经赤纬180齿·自动寻星功能·带有导星口 ·600万像素彩色制冷CCD ·APS画幅·16bit FIT图像·带有干燥管·2场读出$( 1 \times 1 \mathrm { b i n } )$ 智通30mm2寸目镜Sky at Night畅销产品·80度超广角·全表面多层宽带膜 艾顿SmartStar-G-N114GPS ·光学结构：反射式●有效口径：114mm焦距1000mm ·带GPS的GOTO自动经纬台·双轴五档速度●#8403 GOTOSTAR内建$^ { 4 0 0 0 \, + }$
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"title": "2011年7月重要天象预告"
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夏季，我国许多地方阴雨连绵，晴天较少，再加上昼长夜短，因此这段时间可谓是天文观测的淡季。7月的精彩天象也不多，除一次与我国无关的日偏食之外，就是观测条件差强人意的水星东大距了。当然，如果你对观测人造天体感兴趣的话，本月仍可能有进行国际空间站马拉松的机会。
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"title": "7月1日日偏食"
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2011年全球范围内发生的四次日偏食中，见食条件最差的就是7月1日这次，具体体现在很小的见食范围以及不足0.1的最大食分。本次日偏食只有非洲和南极洲之间的海洋和南极洲极小范围的陆地上可见，由于该区域内少有人类活动，因此很可能观测到本次日偏食的人少之又少。如果日偏食食分很小的话，观测的意义也就不大了。本次日偏食最大食分仅为0.097,加之太阳地平高度很低，观测条件很不理想。 在日食的成因中，,有两个必要条件。一是时间,就是指日食一定发生在农历的朔日。二是空间位置，就是指太阳和月球要同时位于一个黄白交点附近。前者我们可以和月球绕地公转的周 期朔望月联系起来，后者我们也可以和月球连续两次通过升交点(（或降交点)的时间间隔—交点月关联上。因此日食发生的基本规律就是朔望月（29.530588日）和交点月（27.212220日）的最小公倍数，大约18年11天的循环周期，也被称为“沙罗周期"。如果今天发生了一次日食或月食的话，18年零11天之后就一定会发生一次情况类似的日食或月食。当然相邻的两次日食时间间隔并没有这么长，这是因为同时有42个独立的日食系统在进行着，我们把它们称为沙罗食系。如果日食发生在升交点附近，这一沙罗食系中的第一次日食开始于北半球纬度很高的北极区，而且是食分最小的偏食。每隔一个沙罗周期后，纬度逐渐南移,而经度西移,食分逐渐增大。经过9至16个沙罗周期后，会形成中心食。再经过42至48个沙罗周期后，食带越过赤道向南移，再次进入偏食阶段，食分逐渐减小。再经过9至16个沙罗周期，食带靠近南极，从而结束这一系统。同样，如果日食发生在降交点附近，则食带移动方向相反，由南极向北移经过赤道，至北极结束。这个系统前后共经过了约68至75个沙罗周期，也就是1152至1440年。 2011年7月1日日偏食见食区域示意图 本次日偏食为发生在降交点附近的156号沙罗周期的开端，这个沙罗食系共包含69次日食，前8次为发生在南半球的日偏食，中间52次为日环食，最后9次是发生在北半球高纬度地区的日偏食。从2011年开始至3237年结束。 很明显，本次日偏食与我国相距甚远。需要提醒大家的是，虽然连续几年我国多有可观测的日食，但这段“日食观测季”即将接近尾声。2012年5月21日的日环食之后，将很长时间不会再有我国境内可观测的日环食和日全食发生，即使是观测条件稍好的日偏食也要等到2016年了。
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"title": "7月6日火星合毕宿五"
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我们的邻居火星，是太阳系中极具特色的一颗行星。虽然它的体积只有地球的1/7,但很多性质却与地球十分相似。火星本身不发光,我们之所以能 金牛座天区内的毕星团（左)和昂星团（右上）,其中最亮星为毕宿五 看到它是因为火星反射了太阳光。根据探测器对火星表面的物质分析，科学家们发现它的土壤和岩石里富含赤铁矿或磁赤铁矿的细小微粒，这很有可能是火星看上去发红的原因。 夜空中，看上去发红的天体并不少，著名的红色亮星有天蝎座的心宿二、猎户座的参宿四、金牛座的毕宿五等，而这些恒星呈现红色的原因却与火星有着本质的不同。恒星演化到末期，内部核聚变反应的原料氢将燃烧殆尽，随着体积膨胀，温度降低， 后大部分质量与太阳相仿的恒星会抛出一部分物质，形成一个行星状星云，最终演化为白矮星。少数质量较大的恒星会经历超新星爆发阶段，最终成为中子星或黑洞。金牛座$\upalpha$星毕宿五就是一颗典型的红巨星，它的直径约为太阳的38倍，正步入晚年。 7月火星正位于金牛座天区内，大约凌晨2时从东方升起，亮度约1.4等，可观测时间正逐渐延长。而毕宿五又被比作金牛一只火红的眼睛，亮度为1等左右。7月6日，火星合毕宿五，两者黄经相同，角距离约为$5 ^ { \circ }$。在黎明前的东方低空中，我们可以观测到这两颗靠得很 可达$1 5 ^ { \circ }$以上。由此我们发现，水星并非一定是大距时观测条件最好，要综合考虑其与太阳赤纬和角距离两方面的因素影响。多数情况下，水星日出、日落时的地平高度最高并非是在大距时刻，而金星亦是如此。$J _ { \Delta } \|$ 近,并都有些发红的星。值得一提的是，另一颗靠近黄道的红色亮星心宿二也会出现与火星相合的情况，我国古代称之为“荧惑守心”，明年10月我们就有机会欣赏到这一天象。
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"title": "7月20日水星东大距"
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今年水星的第四次大距，为7月20日的东大距。虽然本次东大距期间，水星与太阳的角距离可达$2 7 0$，这也是全年的最大值。但是七月下旬水星的赤纬低于太阳$8 0$至$1 0 ^ { \circ }$，因此观测条件不尽如人意。以北纬$4 0 ^ { \circ }$地区为例，7月20日傍晚日落时水星的地平高度仅为$1 3 ^ { \circ }$，亮度0.4等，如果西方低空的大气透明度较差，那我们就很难观测到水星了。 相比之下，大距前7至10天水星的赤纬更接近太阳，日落时的地平高度更高，观测条件更好。如果还是在北纬$4 0 ^ { \circ }$ 观测，7月11日日落时水星的地平高度 (责任编辑张恩红） 东大距时的水星，笔者摄于北京天文馆
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"title": "2011年7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06时38分32.109秒、$+ 2 3 ^ { \circ }$ $0 8 ^ { \prime }$ $2 9 . 9 9 8 ^ { \prime \prime }$；月末，太阳的视赤经、视赤纬为08时39分32.135秒、$+ 1 8 ^ { \circ } 2 3 ^ { \prime } 5 9 . 0 6 7 ^ { \prime \prime }$。本月太阳由双子座运行到巨蟹座。1日17时日偏食，大西洋极东南部、印度洋极西南部、南极洲极小部分可以看到。 7日18时42分小暑，太阳的黄经为$1 0 5 ^ { \circ }$。23日12时12分大暑，太阳的黄经为$1 2 0 ^ { \circ }$ . 月亮月亮过近地点和远日点的时间分别为7月7日22时和7月22日7时。月相为朔、上弦、望、下弦和朔的时间分别为1日16时54分、8日14时29分、15日14时40分、23日13时02分和31日2时40分。28日1时月掩火星，火星位于月亮之被$0 . 5 ^ { \circ }$。 水星昏星，日没时位于西北方低空。7月20日水星到达东大距，日没时的地平高度为$1 3 ^ { \circ }$，亮度约$+ 0 . 4$等。此次大距虽然水星与太阳的角距离达$2 7 ^ { \circ }$，但由于地平高度不大，观测条件不够理想。大距之后，水星逐渐接近太阳。3日10时水星合月，水星位于月亮之北$5 ^ { \circ }$。 金星晨星。接近太阳,难以观测。 火星火星在金牛座顺行。火星从东方升起时间逐渐提前至凌晨2时10分左右，亮度约$+ 1 . 4$等，观测条件逐渐好转。6日15时火星合毕宿五，火星位于毕宿五之北$5 ^ { \circ }$。 木星木星在白羊座顺行，逐渐远离太阳，约于凌晨0时从东方升起，亮度约$- 2 . 3$等，观测条件进一步好转。24日9时木星合月，木星位于月亮之南$5 ^ { \circ }$。 土星土星在室女座顺行。7月份，土星在太阳落山时位于西南方天空，亮度约$+ 0 . 9$等，约于夜晚23时落下，可观测时间逐渐减少。8日12时土星合月，土星位于月亮之北$8 ^ { \circ }$ . $J _ { \Delta } \}$ (责任编辑张恩红） 2011年7月日出时水星的地平高度及方位（北京纬度)示意图 2011年7月日落时金星的地平高度及方位（北京纬度）示意图 2011年7月行星轨道示意图之一 2011年7月行星轨道示意图之二
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"title": "2011年7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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"title": "2011年7月行星位相图"
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7月南天星图 适宜观测地区：北纬40°附近 木 0 酒 田对应观测时刻：小暑前后21点大暑前后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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"title": "最新发现"
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2011年4月下旬至5月上旬共发现命名了三颗彗星，其中有一颗是重新发现的周期彗星。 美国月球和行星实验室的A.R. Gibbs报告，4月26日他在进行Mt. Lemmon巡天项目观测时，发现一个运动异常的小行星状天体，亮度20等，随后在Spacewatch巡天项目4月14日拍摄的资料上也找到这个目标，样子也是小行星状的，虽然有些随后的观测觉得这个目标有些弥散，但还是把它当作小行星命名为2011GK71，粗略的轨道是运行周期约200年，近日距7个天文单位，轨道倾角达63度。这个目标放到近地目标确认网页后，被众多观测者观测到彗星特征，最终还是确定为彗星，编号为C/2011H1 (Lemmon)。Gibbs随后又发现了Mt. Lemmon巡天项目3月29日已拍到这个彗星，根据这些观测资料确定的最初的轨道显示，这颗彗星已于2006年1月31日过近日点，近日距6.9天文单位。这是Mt. Lemmon巡天项目发现的第36颗彗星。 5月14日，HidetakaSato发现这颗彗星的轨道和LINEAR在2002年发现的C/2002VQ94(LINEAR)非常类似，这个目标在2010年10月还曾被观测过。最终确定这两个天体是同一个目标，轨道根数修正为2006年2月6日过近日点，近日距6.79天文单位，运行周期大约2500年。这颗彗星保留编号C/2002VQ94（LINEAR)，C/2011H1（Lemmon）这个编号因此被取消。 美国月球和行星实验室的J.V. Scotti报告，他用Spacewatch巡天项目的 1.8米口径望远镜重新发现了周期彗星P/2004HC18(LINEAR)，发现时间为2011年5月1日、2日、5日，发现时的亮度为21.5等，实际观测和预报值误差为$- 0 . 1$天。新的彗星编号是P/2011J1(LINEAR)，彗星已于2010年12月29日过近日点，近日距1.71天文单位，运行周期6.52年。 2011年5月5日，LINEAR巡天项目发现一颗小行星状的目标，随后被包括业余爱好者在内的多位观测者发现彗星特征，最终确定为彗星，编号为C/2011J2 (LINEAR)。以后，小行星中心在Catalina巡天项目3月10日和25日拍摄的资料上也找到它，根据这些观测数据作出的初步轨道显示，这颗18.5等的彗星过近日点的时间远在两年后的2013年12月，近日距3.4天文单位，发现时它和太阳的距离超过8个天文单位。这是LINEAR巡天项目发现的第203颗彗星。
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"title": "近期关注"
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这段时间彗星非常稀少，无论是新发现的还是可观测的都乏善可陈。 C/2009P1(Garradd)彗星将于年底过近日点，最大亮度可能会达到6等。5月13日观测到的亮度为12.2等，近一个月以来亮度变化不大。6月里彗星从宝瓶座运行到双鱼座，出现在东方低空，彗星每天升起的时间越来越早，对北半球中纬度地区来说，6月中旬早晨天文晨光始时，彗星的高度已达30度，观测条件算是不错了。到6月底，预报亮度接近10等。 27P/Crommelin彗星是一颗老周期彗星，1818年就曾被法国著名的彗星猎手庞斯观测到，1873年又被发现，1928年再次观测到回归，Crommelin最终计算出这 颗彗星的轨道，确定这是一颗周期27年多的周期彗星。上次回归是在1984年，正是哈雷誓星回归之前，当时这颗彗星观测测条件不错，被准备观测哈雷彗星的人们当作练手的对象。27年过去了，这颗彗星又回来了，今年8月3日这颗彗星过近日点，近日距约0.75天文单位，但这次回归，彗星的观测条件不好，过近日点前后彗星差不多和地球分别位于太阳的两边，从地球上看起来，彗星非常靠近太阳，无法观测。 6月里，27P/Crommelin彗星从三角座运行到英仙座，亮度上升很快，月初暗于16等，月底亮度预报会达到13等，进入7月，彗星快速接近太阳，同时亮度继续升高，7月中旬，彗星运行到御夫座、金牛座和双子座交界处,预报亮度上升到11等，到7月底，彗星亮度还在上升，但已经过于接近太阳，观测很难了。 6月里过近日点的彗星中值得一提的有62P/Tsuchinshan 1，这颗彗星的中文名字是紫金山1号，是现代中国发现的第一颗彗星，紫金山天文台发现于1965年1月1日，用照相方法拍摄到，发现时的亮度15等。这是运行周期约6.4年的周期彗星，本次回归于2011年6月30日过近日点，近日距1.38天文单位。但此次回归观测条件很不好，过近日点前后几个月中，彗星始终和太阳在一起，地面无法观测。
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{
"title": "2011年6月过近日点的彗星"
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164P Christensen、C/2008 S3 Boat-tini、213P/2009 B3 Van Ness、130P Mc-Naught-Hughes、62P Tsuchinshan 1、176P LINEAR。A (责任编辑齐锐） 本期为大家介绍的是七月份适宜观测的双星。 说明：$\textcircled { \scriptsize { 1 } }$本文所给出的双星赤经、赤纬皆为J2000.0值$\textcircled { 2 }$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。$\textcircled { 3 }$为满足全国各地同好对双星观测的要求，从本期开始适当增加一些赤纬较低（较适合南方同好观测)的双星，因地域原因，部分双星笔者没能亲自观测，故对双星颜色及特征的描述可能存在误差，请谅解。 的双星组合，主星与伴星亮度相差不大，主星为蓝色，伴星为黄色，是一对物理双星，距地球约471光年。 95 Herculis (Struve 2264) Z2264(95 Her) ≥2140( α Her) 巨蛇座(Ser) Z1919：主星与伴星都为白色，135X时视野内有一颗7.3等恒星，距6等的FL Ser约 21′。
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amateur_astronomer_6e37c_996
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{
"title": "武仙座(Her)"
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Z2010(kHer)：一对较亮的双星组合，主星为橙色，伴星为红色，135X时6.1等的8Her也会出现在视野中。 Z2161(pHer)：一对角距较小但较亮的双星组合，主星与伴星都为白色，是一对物理双星，距地球约402光年，135X时视野内还有一颗6.3等恒星。 0 $\Sigma \, 3 4 1$：一对较暗的双星组合，主星与伴星亮度基本一致，角距非常大，主星为黄色，伴星为白色，135X时视野内有一颗6.2等恒星，主星还有多颗较暗或角距较小的伴星，有条件的同好可以尝试观测。 Z2140(αHer)：一对很亮且很漂亮的双星组合，主星为黄色，伴星呈蓝色，是一对物理双星，距地球约382光年。 ≥2264(95Her)：一对较亮且很漂亮  武仙座内较适宜观测的双星 Z1954( 8Ser) A2230(山Ser)：主星较亮、为黄色，伴星非常暗、呈红色，但主星与伴星间角距非常大，135X时视野内有两颗7等左右恒星，距这对双星组合很近。 Z1954(8Ser)：一对角距较小但较亮的双星组合，主星与伴星都为白色，是一对物理双星，距地球约210光年。  Z 2417( Ser)
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amateur_astronomer_6e37c_997
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{
"title": "巨蛇座内较适宜观测的双星"
}
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好在尝试观测时应注意保护望远镜不要超过限位。 β947(βSco)：一对非常亮的双星组合，主星为白色，伴星为蓝色，135X时视野内有一颗6.6等恒星。 HIV121(gSco)：主星非常亮、为白色，伴星较暗、为蓝色，主星与伴星亮度差很大，距球状星团M4约$1 ^ { \circ } 4 ^ { \prime }$。 Cap070：主星与伴星亮度基本一致，主星为蓝色，伴星为白色，彼此间角距非常大，距疏散星团NGC6231约$2 0$ 0 WFC183：位于疏散星团NGC6231之 中，135X时视野内有多颗较亮的恒星。 ${ \mathsf p } _ { Z 5 }$：主星与伴星都为白色，距疏散星团NGC6451约$2 2 ^ { \prime }$。 Z1998(Sco)、Z1999:135X时这两对双星可以同时出现在视野中，是一个非常漂亮的双双星组合，Z1998(：Sco)主星非常亮、为黄色，伴星为蓝色，Z1999主星与伴星都为橙黄色。A Z 1998( S Sco)、Z 1999 （责任编辑 陈冬妮)  蛇夫座内较适宜观测的双星  天蝎座内较适宜观测的双星 合，主星与伴星亮度相差不大，两颗星都为白色。 Z2316(59Ser)：主星较亮、为黄色，伴星为蓝色，角距较小，对望远镜口径较小的同好来说有一定难度,是一对物理双星，距地球约479光年。
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amateur_astronomer_6e37c_998
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{
"title": "蛇夫座(Oph）"
}
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Sh243(360ph)：一对较亮也很漂亮的双星组合，主星与伴星亮度基本一致且都为橙黄色，角距较小，位于接近银河中心的天区，视野内有很多较亮的恒星。 HI25(o $0 p h )$：一对较亮的双星组合，主星为橙色，伴星为白色，135X时视野内有一颗6.6等恒星。 Don832(Oph)：主星非常亮、为黄色，伴星很暗，角距较小，主星与伴星亮度差较大，有一定观测难度。
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amateur_astronomer_6e37c_999
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{
"title": "天蝎座(Sco)"
}
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天蝎座内双星大多赤纬较低，较适合南方低纬度地区同好观测，高纬度地区同
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amateur_astronomer_6e37c_1000
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{
"title": "掩星情报站"
}
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马座4号星的现象，4号星视星等为4.7等，掩星当天为农历十三，光照面为$9 7 \%$ 掩星现象为DD：暗面消失。 本次掩星的掩食带南界限线经过西藏东部、云南北部、四川南部、贵州西南部、广西北部、湖南南部、广东极北部、江西南部、福建南部，其中察隅、香格里拉、安顺、灵川、乐昌、南雄、安远、龙岩一带可见掠掩。
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amateur_astronomer_6e37c_1001
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{
"title": "7月15日月掩人马座0星"
}
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我国只有新疆可见月掩人马座。星的现象，0星视星等为3.8等，掩星当天为农历十五，光照面为$1 0 0 \%$，掩星现象为BD：亮面消失，BR：亮面出现，由于被掩星较亮，所以满月的亮度对观测的影响并不大，依然可以观测到。 在月掩人马座0星结束后约两小时，在我国西南和西北部分地区可见一次月掩人马座$\uppi$星的现象，$\uppi$星视星等为2.9等，掩星现象依然为BD，$\mathsf { B R } _ { \circ }$这次掩星发生在月落期间，在掩终前，部分地区所见月球已落入地平线以下，因此只可见掩始现象，只有我国西部的部分地区可见掩星全过程，这次被掩星比较亮，所以满月的月光亮度对观测几乎没有影响。 本次掩星的掩食带南界限线经过湖北、湖南西北部、贵州北部和西北部、云南，在孝感、潜江、绥阳、金沙、永德一带可见掠  口张学军 掩现象。 人马座$\uppi$星是一对紧密双星,对这颗星的观测计时非常需要你的观测结果。
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amateur_astronomer_6e37c_1002
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{
"title": "小行星掩星预报"
}
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本月有四次较适合观测的小行星掩星现象，这几次的掩食时间均不超过2秒钟。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。小行星掩食带示意图中的蓝色线是掩食带界限线，红色线是$1 ~ \tt { \sigma } _ { \tt { \sigma } }$（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现）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_6e37c_1003
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{
"title": "7月17日16045号小行星掩8.3等星"
}
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这次掩星现象发生在7月17日北京时间22时20分到22时24分，直径为11千米的16045号小行星1999HU2，将遮掩巨蛇座（尾)8.3等的恒星TYC 6233—01502—1，恒星J2000.0坐标为赤经$1 7 " 1 7 8 m 2 3 . 9 3 2 9 5$，赤纬一$1 5 ^ { \circ }$ 11' $5 0 . 9 4 9 ^ { \prime \prime }$，此星在蛇夫座的$\boldsymbol { \mathfrak { n } }$星东北大约2度的地方。本次现象中，被掩星亮度将下
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amateur_astronomer_6e37c_1004
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{
"title": "月掩星预报"
}
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本月的三次月掩星分别是7月13日的月掩人马座4号星、15日凌晨的月掩人马座。星和月掩人马座$\uppi$星,其中月掩人马座4号星和月掩人马座$\uppi$星在部分地区可见掠掩现象。以下各表的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_6e37c_1005
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{
"title": "7月13日月掩人马座4号星"
}
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这天我国大部分地区可见一次月掩人   七月份适合观测的掩星事件数量也比较多，共有三次月掩星和四次小行星掩星现象，在这几次月掩星中，被掩星最亮的为2.9等。而小行星掩星中，被掩星最亮的为8.1等，这几次小行星掩星的最长掩食时间均不超过两秒钟。 降8.7个星等，掩食现象持续时间最长1.3秒。 掩食带由黑龙江北部开始进入我国，往西南方向经过黑龙江中部、吉林中部、辽宁中部、山东中部、河南东部和东南部、湖北中部、湖南西北部、贵阳东南部、云南东部，经过我国境内的时间约为4分钟，其中榆树、九台、铁岭、沈阳、营口、莱芜、邹城、随州等地位于掩食带内，而佳木斯、大庆、牡丹江、哈尔滨、松原、长春、吉林、通辽、四平、抚顺、本溪、锦州、大连、秦皇岛、济南、威海、青岛、郑州、徐州、襄樊、武汉、宜昌、岳阳、常德、贵阳、百色、个旧等地在掩食带$1 ~ \upsigma$的预报误差带中，也可能会观测到这次掩星现象。这次小行星掩星经过很多地区，非常适合各地爱好者的联合观测。
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amateur_astronomer_6e37c_1006
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{
"title": "7月20日3302号小行星掩8.1等星"
}
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这次掩星现象发生在7月20日北京时间0时47分到0时54分,直径为9千米的3302号小行星Schliemann，将遮掩人马座8.1等的恒星TYC6273— 00248—1，恒星J2000.0坐标为赤经18h16m12.0129s，赤纬一$1 8 ^ { \circ }$ 47' $5 6 . 1 6 0 ^ { \prime \prime }$，此星在人马座南斗六星之一的$\upmu$星以北大约2度的地方，在M24的西南方，距离M24仅约40″。本次现象中，被掩星亮度将下降7.7个星等，掩食现象持续时间最长1.3秒。 掩食带依然由黑龙江北部开始进入我国，往西南经过黑龙江中部、吉林西北部、内蒙古东南部、河北北部、山西和陕西北部、宁夏中部、甘肃、青海东部和南部、西藏中部，经过我国境内的时间约为7分钟，伊春、佳木斯、哈尔滨、大庆、松原、长春、通辽、赤峰、承德、张家口、呼和浩特、大同、包头、、榆林、银川、石嘴山、固原、兰州、西宁等地在掩食带$1 ~ \upsigma$的预报误差带中，也可能会观测到这次掩星现象。
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amateur_astronomer_6e37c_1007
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{
"title": "7月28日7363号小行星掩8.2等星"
}
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这次掩星现象发生在7月28日北京时间1时04分到1时07分，直径为11千米的7363号小行星Esquibel，将遮掩宝瓶座8.2等的恒星HIP102421，恒星J2000.0坐标为赤经20h45m15.7545s，赤纬一$6 ^ { \circ } \ 0 9 ^ { \prime }$ $2 8 . 7 4 7 ^ { \prime \prime }$，此星在宝瓶座的8星以北大约3度半的地方。本次现象中，被掩星亮度将下降8.6个星等，掩食现象持续时间最长0.8秒。 掩食带由江苏南部进入我国，往西南经过安徽南部、湖北东南部、湖南、贵州中部、云南中部,经过我国境内的时间约为3分钟，其中常熟、宜城、武穴、楚雄等地位于掩食带内，而上海、苏州、湖州、芜湖、铜陵、九江、岳阳、长沙、常德、铜仁、遵义、贵阳、安顺、六盘水、曲靖、昆明、临沧、保山、瑞丽等地在掩食带$1 ~ \upsigma$的预报误差带中，也可能会观测到这次掩星现象。
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amateur_astronomer_6e37c_1008
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{
"title": "7月28日13512号小行星掩7.7等星"
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时间 2 时 12 分到 2 时 18 分,直径为 8 千米的13512号小行星1989TH1，将遮掩摩羯座7.7等的恒星HIP103148，恒星J2000.0坐标为赤经$2 0 1 5 3 m 5 5 . 7 9 4 6 5$，赤纬一$2 6 0$ 19°12.452″，此星在摩羯座的の星以北大约近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0.8秒。 掩食带由黑龙江北部开始进入我国，往西南方向经过黑龙江中部、吉林、内蒙古东南部、河北北部、山西北部、陕西北部、宁夏南部、甘肃南部、青海东部和南部、西藏,经过我国境内的时间约为6分钟，其中承德、北京昌平区、灵丘、原平、米脂等地位于掩食带内，而佳木斯、哈尔滨、伊春、松原、长春、通辽、阜新、赤峰、朝阳、锦州、北京、天津、张家口、大同、石家庄、太原、榆林、延安、兰州、固原、西宁、玉树等地在掩食带$1 ~ \upsigma$的预报误差带中，也可能会观测到这次掩星现象。A 在本栏目介绍的变星大致是2011年7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。 预计9月11日极大。 位于巨蛇头部三角形附近，7月亮度预计在10等左右，因此用双筒镜仍不易观测。 R Ser(巨蛇座R) 图1:RSer证认星图。视野$4 \times 5$度，极限星等11等，证认星图编号4715fiv。 SHer(武仙座 S) 图2:武仙座S(SHer)证认星图。视野$4 \times 5$ 度，极限星等10等，证认星图编号4761awh。 颗亮星大致位于该星与武仙座$\upalpha$连线的中垂线上，可以用作星桥。另外在东北与该星紧紧相邻有一6.5等证认星武仙座49，需特别注意，一般来说不太适合双筒镜观测。 RR Sco(天蝎座 RR)与 AH Sco（天蝎座AH） 天蝎座RR预计7月4日极大，明亮的型变星。赤纬较低，但并不妨碍北方爱好者观测，位于心宿二东南十度的天蝎座 ε 星北。 天蝎座 AH是一颗数据极少的SRC型变星，2010和2011年都各只有一位观测者提供了数据，但它实际观测起来并不困难，甚至在大多数时候比天蝎座RR还容易（亮度不会变得太暗）。因此非常建议南方的爱好者长期观测。 位于它们附近的天蝎座FV是一颗亮度$7 . 9 5 \! \sim \! 8 . 7 2$等、周期5.73天的EA/DC(大陵和造父混合型变星，有兴趣的同好可以尝试进行连续观测。 图3:天蝎座RR(RRSco)证认星图。视野 $6 \times 5$度，极限星等10等，证认星图编号$4 7 6 1 { \mathrm { a n v } } _ { \circ }$ 预计7月10日极大。 位于主星武仙座$\upalpha$以西7度，周围没有什么亮星。如图2,东侧由南向北的几  2011年7月可观测变星简表 附注： 1.类型：M-Mira型,NR-再发新星,SR-半规则型； 2.注： $[ \mathrm { x x } ] \! - \! 2 0 1 0$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，$0 -$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.推荐设备：指2011年7月在良好条件下观测推荐的设备，$\mathrm { < } O -$肉眼，$\mathrm { O } { - } \mathrm { O } { - } 5 0 \mathrm { m m }$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。 5.本文所列证认星图的方向均是上北、左东。
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amateur_astronomer_6e37c_1009
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{
"title": "VOph(蛇夫座V)"
}
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预计8月3日极大，但5月初亮度已达8.3等，极大估计会提前。这个亮度城市里也可进行观测。它位于蛇夫左髋部2.6等的蛇夫座（ZetOph)星西南$3 { \sim } 4$度处，寻找起来并不困难。 图4:蛇夫座V(VOph）证认星图，视野$8 \times$ 10度，极限星等10等。证认星图编号4761auqo
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amateur_astronomer_6e37c_1010
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{
"title": "RT Sco(天蝎座 RT)"
}
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预计7月24日极大。位于天蝎尾根，前述天蝎座$\varepsilon$南两颗相邻亮星天蝎座$\mu \, 1$ (miu1Sco)和天蝎座$\mu \, 2 ($ (miu 2 Sco)东北2度处，附近证认星众多。观测上的困难在于它的暗亮度和低赤纬，加上这颗星的数据很少，因此强烈建议南方爱好者观测。 图5:天蝎座RT(RT Sco)证认星图，视野$4 \times 2$度，极限星等10等。证认星图编号4761avj。
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{
"title": "RSOph(蛇夫座 RS)"
}
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位于蛇夫右手，与巨蛇(尾)交界处，蛇夫座$\upmu$（niuOph）西北4度处；是全天第二明亮的再发新星，仅次于北冕座T,亮 于罗盘座T（罗盘座T在4月刚刚经历了爆发，5月初亮度已接近6等)。目前它的亮度在11等左右。对于目视建议使用大口径望远镜以进行较为精细的观测。 图6:蛇夫座RS(RSOph)证认星图，视野$6 \times$ 7度，极限星等11.5等。证认星图编号4761avg.
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amateur_astronomer_6e37c_1012
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{
"title": "g Her(武仙座g)"
}
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非常明亮的半规则变星。位于武仙座右腿（以武仙座$\upalpha$星为头)膝盖后部，周围构成武仙右腿的几颗星也都非常明亮，因此十分好找，也十分适合城里的爱好者观测。唯一需要注意的是该星的光变范围不是很大，因此确认亮度的时候要格外谨慎。 图7：武仙座g(gHer)证认星图，视野$1 0 \times$ 12度，极限星等8等。证认星图编号4620agi。
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amateur_astronomer_6e37c_1013
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{
"title": "回顾"
}
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UCet(鲸鱼座U,见2010.11期)预计7月7日达到极大亮度约8.5等。它的情况与6月的WCet很类似（赤纬、数据个数），,从赤经上看，它还要更困难一些。 TCen(半人马座T,见2011.03期）预计7月13日达到极大亮度5.5等，对北方观测者来说黄昏时观测它确实是很大的挑战；考虑到纬度和黑夜时间，南方的情况则好得多。 RVir(室女座R，见2011.03期）预计7月21日达到极大亮度6.9等，由于赤纬相对还算较高，因而情况比TCen好很多。建议黄香观测。 RCVn(猎犬座R,见2011.04期)预计7月11日达到极大亮度7.7等，前半夜可以观测。A （责任编辑李鉴）
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amateur_astronomer_6e37c_1014
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{
"title": "转动黑子触发超级太阳耀斑"
}
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+ 个转动黑子间的相互作用引发了近5年来观测到的最大的太阳耀斑。天文学家使用美国宇航局的太阳动力学天文台对这个耀斑区进行了5天的观测。 太阳黑子是太阳内部磁场穿出其表面进入大气而产生的特征结构。扭结的磁场就像扭结的橡皮筋。后者可以在自身的弹性中储存能量，但如果扭曲过度它就会崩断，释放这些能量。类似地，转动的太阳黑子会在太阳大气中的磁场里储存能量。如果它们扭曲过度，磁场就会断开，释放能量形成太阳耀斑。 这个耀斑发生在2011年2月15日，是自2006年12月以来最大的太阳耀斑。它同时也是这个太阳活动周中第一个被分类成能量最高的“X级"的耀斑。根据太阳动力学天文台5天的观测数据，天文学家发现这个产生耀斑的活动区包含了5个新出现的黑子。在这5天里，所有这些黑子有的沿顺时针、有的沿逆时针转动了50到130度。 黑子转动是往太阳大气磁场中注入能量的一种极为有效的方式。有了5个黑子在同时转动，太阳大气磁场就会获得足够的能量来产生近5年来最大的耀斑。除了X级大耀斑，这个区域还在 5 天里出现了 40 多个小耀斑。 太阳动力学天文台对这个耀斑的观测，右下角显示了活动区中5个转动的黑子，右上角为耀斑释放出的强光。版权：NASA/SDO/AIA/EVE/HMI。$\Rightarrow$
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amateur_astronomer_6e37c_1016
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{
"title": "受扰星系对NGC3169和NGC3166"
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↑HBC722周围恒星形成区的合成图像：蓝色为星光、绿色为被加热的气体、红色为低温气体、$\times$”为观测到的爆发。版权:J.Green/Univ.ofTexas/ESA/UKIRT/CSO。 欧洲南方天文台2.2米望远镜拍摄的这幅照片显示，A （这个星系对中的两个星系具有有趣的特征，它们由于靠得太近而都感受到了来自对方的引力。这场引力拉锯战使得NGC3169的旋臂发生了弯曲，导致伴星系NGC 3166中的尘埃带破裂。与此同时,位于右下角的另一个较小的星系NGC 3165也在通过引力扰动这两个较大的邻居。
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amateur_astronomer_6e37c_1017
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{
"title": "直击大量物质倾泻年轻恒星"
}
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HBC722位于2,000光年远的北美星云中，其周围有一个气体、尘埃盘。2009年初，它和同在这片星云中的其他年轻恒星类似，没有什么特别的。随后它开始增亮，起初很慢。到2010年夏增幅变得剧烈。2010年9月末，它的亮度比起一年前增大了20倍。之后它开始缓慢复原。 这为天文学观测研究年轻恒星的爆发过程提供了一个难得的机会，类似的事件平均每十年才发生一次。它们被称为猎户FU型天体，是研究年轻恒星周围盘和包层中物理和化学作用的天然实验室。HBC722是30多年来发现的第一个此类爆发事件，可能也是“赫歇尔”工作寿命中的唯一一个。 观测显示，这一爆发极有可能是HBC722盘中所积聚的众多物质突然达到了临界点，以比平时高出20倍的流量溢出并倾泄到HBC722上所造成，由此释放出了大量的热并向四周的星云抛射出了大量的物质。这一事件的后果目前还有待进一步观察。 “赫歇尔”还在HBC722的周围发现了很多分子物质，例如一氧化碳和水，它们会被附近恒星所发出的紫外线以及这次的爆发所加热。 个欧洲南方天文台拍摄的NGC3169（左）和NGC3166（右）星系对。版权：ESO/lgor Chekalin。
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amateur_astronomer_6e37c_1018
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{
"title": "火星大气会随自转轴倾角剧烈变化"
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美 国宇航局的火星勘测轨道器发现，火星大二气的总量会随着其自转轴倾角的变化剧烈改变。这一过程会影响其表面(可能存在的)液态水的稳定性并增加火星沙尘暴的频次和严重程度。 使用火星勘测轨道器的探地雷达,科学家在火星南极发现了一大片被掩埋的固态二氧化碳(干冰)沉积。他们怀疑,当火星自转轴倾角增大时，这些二氧化碳中的许多会进入火星大气,增加大气的质量。 新发现的沉积物体积和地球上最大的淡水湖苏必利尔湖相似,近12,500 立方千米。其二氧化碳的总量和今天火星大气中二氧化碳总量的$8 0 \%$相当。由干冰升华造成的塌陷坑和其他线索都预示,这一沉积正处于消散状态,每年都在为 个在火星南极新发现的被掩埋的固态二氧化碳沉积，不同颜色代表了沉积的厚度:红色约为 600 米、黄色约为 400 米、深蓝色小于 100 米。版权:NASA/JPL-Caltech/Sapienza Univ. of Rome/SwRl。 火星大气补充气体。火星大气的大约$9 5 \%$是二氧化碳,而地球更浓密得多的大气中二氧化碳尚不足$0 . 0 4 \%$ 大气质量的季节性增加会增强风,托起更多的尘埃,引发更多、更强的沙尘暴。另一个结果是火星表面能留存住水的面积会扩大。根据已知的火星自转轴倾角模型推测,每过100,000 年左右火星大气的总质量就会变化几倍。由二氧化碳增加所造成的大气密度升高会放大其他由自转轴倾角变化所导致的效应。例如在极限情况下，火星全球年平均气压会变大到现在的 1.75 倍。
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{
"title": "高速自转恒星赤道和两极温差并不大"
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这些星系群居在六分仪座，距离地球大约7千万光年。天文学家测量发现NGC3169（左）和NGC 3166（右）之间的距离为50,000光年，这个间距只有银河系直径的大约一半。在这么近密的情况下，引力会开始破坏星系的结构。 像NGC3169和NGC 3166这样的旋涡星系倾向于具有环绕其核心由恒星和尘埃构成的规则旋臂。但是，和其他大质量天体的密近交会会搅乱旋臂，这常常是更为惨烈的星系并合的前奏。迄今,NGC3169和NGC 3166的相互作用已初露端倪。NGC 3169由蓝色年轻、明亮恒星组成的旋臂已经被扯出，大量的发光气体也已从它的星系盘中被抽出。在NGC 3166中,通常勾勒出旋臂的尘埃带已被打乱。和NGC3169不同，NGC 3166并没有许多新的恒星在形成。 贝尔所预言的这个“重力昏暗”现象在温差程度上具有重大的瑕疵。 个世纪来冯蔡贝尔定律被用来预言高速自转恒星两极和赤道间表面重力、亮度和温度的差异。使用干涉技术,天文学家可以拍摄恒星轩十四的特写照片并且对它进行测量。轩十四是狮子座中最明亮的恒星，如果它自转的速度再快百分之几,就会解体。 天文学家根据干涉数据拟合的模型显示，轩十四的两极和赤道确实存在温差，但冯蔡贝尔定律所预言的温差比实际观测到的却要大得多。在某些情况下，理论预言和实际测量间的差 异可以达到$2 . 7 6 0 ^ { \circ } C$。这对于总恒星光度具有显著的影响。如果不考虑这个因素，所得到的恒星质量、年龄和总能量输出都会是错的。 在这一观测中,天文学家综合了高角分辨率天文学中心阵列中的4 架望远镜所收集的光线，使得它成为了一架比哈勃空间望远镜还要大 100 倍的望远镜。这一技术让天文学家可以看到恒星的形状和表面特征。之前即便对于最大的望远镜而言，恒星也仅仅是光点。但新的干涉技术让天文学家可以分别测量轩辕十四两极和赤道的温度。 那么冯蔡贝尔在哪儿出了差错?也许是他没有考虑恒星中的环流。 Regulus Image Reconstruction 个由干涉技术拍摄的轩辕十四，让天文学家可以分别测量它赤道和两极的温度。版权:Xiao Che。
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{
"title": "小行星沙伊拉增亮源于撞击"
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2 010年底主带小行星沙伊拉出现了意料之外的增亮和短暂的羽状物。美国宇航局的哈勃空间望远镜和$\upgamma$射线暴快速反应探测器的观测显示这可能是由一颗小行星撞击所致。 天文学知道彗星包含了冰质物质,经太阳加热后会喷发;而小行星则是不活动的,它的命运、表面、形状和大小都由相互碰撞所决 定。然而,在过去的几年中一些原本被分类成小行星的天体却出现了彗星的特征,冰质物质会由于内部过程或者外部撞击而被喷射出来,导致短时间的增亮。 2010 年 12 月 11 日，沙伊拉的亮度增大到了预期的 2 倍并出现了暗弱的彗星状特征。$\upgamma$射线暴快速反应探测器上的紫外／可见光望远镜对它进行了观测。阳光中的紫外线会瓦解彗星周围的水分子,产生氢氧根和氢。但这些在彗星中常见的发射在沙伊拉的光谱中却没有显现。这说明暴露出的冰无法解释这一现象。随后“哈勃”对沙伊拉的羽状物进行了观测，发现其北部的尘埃羽状物较亮，南部的则较暗，并都在逐渐变暗。 最终天文学家得出结论，增亮现象是由一颗较小的小行星以小于$3 0 ^ { \circ }$的角度撞击沙伊拉所致,撞击留下了一个直径305 米的陨击坑,撞出的尘埃达 660,000 吨。实验显示更大角度的撞击无法产生这两个明显的尘埃羽状物。 ↑射线暴快速反应探测器拍摄的小行星沙伊拉及其两侧的羽状物(圆圈内)。版权:NASA/Swift/DSS/D。Bodewits (UMD)。
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{
"title": "高速自转恒星是宇宙的第一代“污染源”"
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对 L银河系中一些最年老恒星的化学成分进行分析，天文学家发现宇宙中的第一代恒星会高速自转。」大质量恒星的寿命很短，因此宇宙中的第一代大质量恒星已经死亡。然而今天在银河系最年老的恒星中仍能找到它们的化学印 记。在大爆炸之后不久，宇宙的组成相比于今天更为简单，本质上只有氢和氮。其他化学元素在宇宙中的逐渐增多要等到3亿年后第一代大质量恒星死亡之时，它们会用新的化学元素污染原初气体。这些受污染的物质随后又会形成下一代的恒星。 使用欧洲南方天文台的甚大望远镜，天文学家重新分析了银河系核球中的一群老年恒星的光谱。这些恒星极为年老，只有质量超过10个太阳质量的大质量恒星才有可能在足够短的时间内死亡进而污染形成它们的原初物质。它们的化学成分如预期地显示出了由大质量恒星增丰的典型元素。不过，新的分析也意料之外地发现了通常被认为只有质量较小的恒星或者高速自转的大质量恒星才能产生的一些元素。 虽然还无法排除其他可能，但如果第一代大质量恒星确实在快速转动的话，它会为这个谜题提供一个很漂亮的解释。这同时还会改变第一代大质量恒星的颜色、寿命和光度等性质，由此影响第一代星系。新的计算机数值模拟结果已经支持了这一发现。 个计算机模拟显示第一代恒星会高速地自转。版权：A．Sta-cy/Univ. of Texas。
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{
"title": "木卫一拥有地下岩浆海"
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对 美国宇航局伽利略木星探测器数据的最新分析发现，在木星卫星木卫一的表面之下有一个完全融化或者部分熔融的岩浆海。这一发现首次直接确认了木卫一上的岩浆层，解释了为什么它具有太阳系中最强的火山活动。 木卫一每年所产生的熔岩量大约是地球上总量的10倍。地球上的火山仅部分在个别地点，而木卫一的火山则遍布它的整个表面。1979年“旅行者”号探测器发现木卫一是太阳系中除了地球之外唯一具有活火山活动的天体，其能量来自木星引力对它的挤压和拉扯。“伽利略”于1989年发射,1995年开始环绕木星。在1999年10月和2000年2月飞掠木卫一的时候,它的磁场数据中出现了无法解释的信号。 最近的一项研究显示，超铁镁岩在熔化之后可以传导电流。超铁镁岩是火成岩，或可以通过岩浆冷却而形成的。在地球上它们形成于地慢。科学家猜测“伽利略”探测到的奇怪信号是由于电流在这类岩石的熔融或部分熔融层中流动而产生的。 实验显示，这些特殊信号与在瑞典发现的二辉橄榄岩相一致，这是一种富含镁和铁硅酸盐的火成岩。由此推测木卫一上岩浆海的厚度会超过50千米，占据其地慢体积的至少$1 0 \%$。它的温度可能会在$1 \mathcal { 2 } 0 0 \Upsilon$以上。
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{
"title": "美国宇航局避选出重点行星任务"
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美 国宇航局从“发现”计划的28 个提案中述选出了3个,它们各自将获得 300 万美元的资助用于概念研究和初步设计。在 2012 年对这些概念研究进行再一次详细的评估之后，美国宇航局会从中挑选出1个继续研发直至最终发射。该项目的总耗资被限制在4.25亿美元(不包括发射费用)以内。 被挑选出的3个“发现"计划项目为：(1)火星物理监测站,它将研究火星的内部结构和成分,推动我们对太阳系类地行星形成和演化的认识;(2)土卫六海洋探测器,它将通过着陆并漂浮在土卫六巨大的甲烷－乙烷海上,进行有史以来对地球之外海洋的第一次直接探测;(3)彗星跳跳虫，它将通过多次着陆到一颗彗星上观测它和太阳间相互作用所引发的变化来研究彗星的演化。 此外还有3个技术研发项目被采纳,它们是：(1)原始物质探测器，它是可以精确测定物质化学成分的质谱仪;(2)盲掩星技术,它可以用来发现外太阳系的不同天体,革命我们对这一区域的认识;(3)近地小行星照相机,它将研发一架望远镜来研究近地小行星的起源和演化以及它们和地球发生碰撞的概率。 个未来土卫六将受到全方位的立体探测，漂浮在其海洋上的就是土卫六海洋探测器。 版权:TSSM NASA/ESA Joint Summary Report。 个由伽利略木星探测器数据新发现的木卫一地下岩浆海（红棕色）,其厚度超过50千米。图中蓝色线条为磁力线。版权：NASA/JPL/Universityof Michigan/UCLA。 个哈勃空间望远镜大视场照相机 3 拍摄的 NGC 4214。版 权 :NASAESA/theHubbleHeritage Team (STScl/AURA)-ESA/Hubble Collaboration。
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{
"title": "恒星形成实验室 NGC 4214"
}
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个勃空间望远镜上的大视场照相机3拍摄了矮I 星系 NGC 4214 的照片。这个拥有明亮年轻恒星和气体云的星系是一个研究恒星形成和演化的理想实验室。 矮星系 NGC 4214 位于猎犬座，距离我们大约1,000万光年。从高温的年轻恒星形成区到由红超巨星组成的年老星团,它包含了天文学家要想要的一切。 发光电离氢错综复杂的结构、由星风吹出的气体空腔以及明亮的星团在这张光学和近红外的图像上清晰可见。在图中央的心形空腔中,有一个由年轻恒星所组成的巨大星团。这些恒星的温度高达$1 0 , 0 0 0 ^ { \circ } \complement$到$5 0 , 0 0 0 ^ { \circ } \mathbb { C }$，它们强劲的星风开凿出了这个区域。 NGC 4214 中包含了大量的气体，为恒星形成提供了充足的物质。在这幅照片的上部是氢气和最年轻星团(年龄在2百万年左右)的密集区。它们之所以能被我们看到是因为其中年轻星团所发出的紫外光电离了周围的气体所致。 对这个矮星系的观测还发现了由更年老的红超巨星所组成的星团,它们已处于演化的晚期。此外在该星系中也散布着年老的恒星。虽然它们在红外波段下很亮,但在可见光图像中却十分暗弱。这些不同年龄段的恒星说明,目前正在进行的星暴绝对不是第一次；而星系中大量的电离氢则说明,它也不会是最后一次。 (责任编辑李鉴)
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{
"title": "未来巡天"
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口谢懿/编译 两架新的望远镜将会引领未来的大视场巡天，在太阳系、银河系、宇宙学和各个天文学分支中作出重大的贡献。 几十年来，天文学家们一直在进行大视场巡天观测，但未来的巡天将会在更短的时间内记录下范围更大、更为深远的宇宙。这正是我们所期望的新探测器技术的发展方向。在这个过程中，尤其有两个项目一全景巡天望远镜与快速反应系统（Pan-STARRS）和大口径全天巡视望远镜（LSST）一将彻底改变天文学家观察天空的方式。 这些即将问世的望远镜所拥有的宽大视场可以使它们在短短几天里就能观测夜空中的大片区域。先进的照相机将会记录下望远镜看到的所有恒星、星系和其他静态的天体。望远镜上的计算机系统会根据不同时间的观测来检测同一片天空的变化。这意味着它们将有能力发现数百万个像小行星、彗星、柯伊伯带天体和超新星这样会改变位置或亮度的天体。 当它建成之后，位于夏威夷莫纳克亚山顶的Pan-STARRS将是一个由4架1.8米的望远镜所组成的阵列，它相当于一架3.6米望远镜的观测能力。位于智利帕琼山的LSST则会装备一面 底图：全景巡天望远镜和快速反应系统(Pan-STARRS)将由4 架 1.8 米的望远镜组成。版权:Rob Ratkowski。 8.4米的反射镜。这两个项目都将利用在光学、电子和超级计算机领域中所取得的最新进展。在这两个项目的科学家把数据放到互联网上之后，其观测数据将会被更为广泛地应用。这将是天文学的未来。
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{
"title": "大图景"
}
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绝大多数的望远镜都是深入观测天空中的一小片区域。例如，哈勃空间望远镜的大视场相机3的视场只有大约7平方角分。与之相比，斯隆数字巡天（SDSS）的3平方度的视场就比 “哈勃”的大了1,500倍左右。但是SDSS为了大视场牺牲了深入观测的能力。下一代的巡天则会两者兼顾。Pan-STARRS具有 7平方度的视场，但在短短30秒钟的曝光时间里它却能看到暗至24等的天体。LSST更厉害！它可以在15秒内对其9.6平方度视场—是“哈勃”的约4,800倍一内暗至24.5等的天体成像。尽管和从2000年起便一直勤劳不解观测天空的SDSS具有类似的目标，但Pan-STARRS和LSST的速度更快。10多年来，SDSS拍摄了12000平方度左右的天空，采集了约16万亿字节的图像。预计会在2013年投入使用的Pan-STARRS在8小时内就能观测6.000平方度，只需要一个星期就能观测一遍整个可见的夜空。而预期在2017年会开始完全投入使用的LSST能在3天左右的时间里覆盖约20,000平方度的天空，这相当于在任何时刻整个可见天空的大小。 对于Pan-STARRS和LSST来说，大视场就需要大相机。Pan-STARRS阵列中的每一架望远镜都将配有台14亿像素的照相机。照相机中CCD探测器阵列的边长为40厘米。首架Pan-STARRS望远镜于2009年3月开始常规观测。这架望远镜被称为Pan-STARRS (右图,从左至右)图 1:Pan-STARRS 刚经过镀铝的 1.8 米主镜。版权:Pan-STARRS/University of Hawai。图 2:Pan-STARRS 中的首架望远镜于 2006 年进行了首次观测,2009 年 3 月开始运转。在 2011 年 1 月29 日晚创造了一晚发现 19 颗近地小行星的新纪录。版权:Brett Simison。图 3:Pan-STARRS 的首架望远镜所拍摄的旋涡星系 M51 及其伴星系 NGC5195。版权:Pan-STARRS/University of Hawaii （PS1）,是另外三个的原型。它们每个都将拥有一台非常类似的大规模相机并使用相似的望远镜技术。 到2009年秋，由于望远镜的聚焦出现了问题，Pan-STARRS团队停止了望远镜的运转。他们最终发现，以极高精度维持镜面位置和指向的支撑系统中有部件无法正常工作。但到2010年初，在对有缺陷的部件进行了重新设计之后，PS1再次投入了数据采集。PS1会以5种不同颜色的滤光片对在夏威夷可见的每一片夜空进行12次观测。 在整个系统投入运行前，原型望远镜帮助查找并解决了存在的问题。Pan-STARRS团队仍在进一步完善PS1系统，并且毫无疑问地将会把这些设计上的变化融入后续的望远镜中。 LSST项目则更遥远一些，不过一旦在2017年投入运转，其高达32亿像素的照相机将是有史以来建造的最大的数码相机。整个照相机系统将有3米长、1.6米宽，而探测器自身的直径则达到了64厘米。 每天晚上LSST都会覆盖10.000平方度的天排查天空 空，产出和SDSS相当的15万亿字节的数据量。 在LSST十年的运转中，研究人员会得到总共6亿亿—6后面跟16个0——字节的数据。LSST的数据将会包括100亿颗恒星和100亿个星系的相关信息。作为比较，SDSS的数据只包含了3.5亿个天体。 那么，科学家们将如何管理由它们所带来的这一数据洪流呢？计算能力的进步使得这些巡天成为了可能。根据“摩尔定律”，计算能力大约每2年就会提高一倍，因此这些望远镜所要做的就是坚持到底。 LSST和Pan-STARRS都会观测一片天区，然后再移动到下一片，拉网式地进行。然而，它们每一次观测的时间却各有不同。确定曝光时间的长短关键是要在两个因素之间寻求平衡点。曝光时间必须要足够长，这样才能确定哪些是电子噪音、哪些是真实的数据：但它又要足够短，这样小行星和其他会移动的天体就不会变得模糊。 在每一片天空，Pan-STARRS会拍摄曝光30秒的快照，它最暗可以拍摄到24等的天体。然后它会移动到下一片天区并同时下载数据。它会1个月3次对整个可见夜空不间断地重复这
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{
"title": "过程。"
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Pan-STARRS会在几十分钟到几周的时间里重新观测同-片天区。具体的时间则取决于该片天区。这一技术可以帮助识别主带小行星。回溯同一天区前后过长的时间间隔和小行星自身可能的运动过快都会使得Pan-STARRS的大脑无法将它们认定成同一个天体。对于柯伊伯带天体，Pan-STARRS的观测时间间隔将会长一些，大约几天。而对变星的观测则将由它的脉动周期来决定。 LSST会采用稍有不同的做法。它将观测同一片天区，并连续拍摄两张曝光15秒的图像。然后，像Pan-STARRS一样，它会在移动到下一片天区的过程中下载数据。通过这一过程，LSST将在其10年的巡天寿命中对20.000平方度的天空中每一点成像观测2.000次。LSST每次会观测9.6平方度的天空，它的大脑会监测图像之间的差别。 搜寻移动、变化和暂现天体是这两个项目的重点研究领域。随着海量数据的收集，每架望远镜都会比对前后的图像。为了找到移动或者暂现的天体，第二幅图像会被从第一幅中扣除，由此会揭示出噪声以及任何亮度或位置发生了变化的天体。 每架望远镜上的超级计算机都会侦测亮度发生变化（例如超新星和射线暴）或位置发生改变（例如小行星、彗星和柯伊伯带天体）的天体。为了搜寻像小行星这样会移动的天体，你必须先曝光几次拍摄一组图像，在约一个小时之内再对同一片天区进行观测。接着，第二天你必须再重复这样做一次。然后，下一周你还要这样再做一次，等等。一旦LSST的大脑发现了不同的东西，它就会在1分钟内向科学家和天文爱好者发出警报。 1994年，美国国会指示美国宇航局和其他空间 天体普查 机构以及美国国防部一起对会穿越地球轨道的彗星和直径大于1千米的小行星中的90%进行 普查。2005年，美国国会将这一目标更新为到2020年完成对直 径超过140米的近地小天体中90%的普查工作。眼下的技术还 无法达到这个目标，但大视场巡天可以。 Pan-STARRS将能够观测到比目前近地小天体巡天所能探测到的最暗弱天体还要暗上约100倍的目标。科学家估计，Pan-STARRS将会观测到约1.000万颗主带小行星和数以万计的近地小天体以及柯伊伯带天体。他们还预计，它会完成对所有 直径超过1千米的近地小天体的普查并会观测到直径小到$3 \textcircled { 0 } \textcircled { 0 }$米的近地小天体中的绝大部分。在投入运转数年之后，LSST就将达到这些要求。计算建模显示，LSST可以找到直径超过140米具有潜在威胁小行星中的$\textcircled { 9 } \textcircled { 1 } \textcircled { 2 }$ 近地小天体并不是未来巡天搜索的唯一太阳系天体。这两个望远镜预计会发现数万个柯伊伯带天体。它们甚至还有可能发现海王星轨道以外火星大小的天体。此外，LSST和Pan-STARRS也会搜寻超新星、$\textcircled { 1 }$射线暴以及宇宙中的其他爆发。天文学家预期，Pan-STARRS每个月会发现并分析大约5,000颗Ia型超新星——20世纪90年代末未用它发现了宇宙在加速膨胀。LSST则有望找到10.000颗超新星。而目前宇宙学家能加以分析的Ia型超新星只有几百颗，这些结果将大大增加可供研究的数据量。 射线暴的威力比超新星还要大，它们是大质量恒星壮烈死亡的象征，同时也是已知最剧烈的爆发现象。虽然射线暴最初的爆炸发射出的是射线和X射线,但在这些高能辐射之后其余辉的辐射则能量较低。这两架望远镜都将会捕捉到射线暴的可见光余辉。而这些都只是Pan-STARRS和LSST有望在大视场巡天中搜寻的变化天体中的少数几个例子。 这其中有一些会出现在“深度挖掘计划”中。根据该计划，LSST会在 10年中对 40或50个选定的天区做深入分析。在每一片选定的天区中它会进行许多次快速曝光，随后把它们叠加起来。这是寻找快速变化天体的一大理想方式。这同时也是一个寻找暗弱天体（例如柯伊伯带天体）的好办法。事实上，这些选定的区域中有一些就位于黄道附近，专门用来搜寻柯伊伯带天体。
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{
"title": "宇宙学问题"
}
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1998年，有天文学家提议建造一个由3架望远镜组成的光学系统来研究暗物质。10年后，科学家和工程师们开始铸造并抛光这架8.4米的 主镜。但它不再是只为用来对暗物质进行研究的了。相反,研究人员意识到，这架“暗物质望远镜”所涉及到的技术也可以帮助发现近地小行星和其他暂现的天体。他们将其改名为“LSST"。 LSST 将会对宇宙学研究产生非常大的影响。有证据表明，我们的宇宙大部分是“暗”的。科学家仅通过引力就可以探测到宇宙中大部分的物质。此外，宇宙的引力似乎输给一些神秘的力量，后者让宇宙的膨胀在加速。科学家们不知道其中的原因和过程，甚至不清楚他们自己是否正确解读了所获得的证据，但LSST的观测应该会有帮助。 LSST将使用4种不同的宇宙学探针来探测暗能量和暗物质。通过对全天的巡查，它会观测数十亿个星系并探测可回溯至宇宙年龄仅有目前一半处的更大规模的结构。当一个星系所发出的光经过附近的大质量天体（例如一个星系团时，大质量天体就会使得光线发生弯曲。这种效应被称为引力透镜。因此，星系越遥远，它的影像就会越扭曲。LSST可以看到前景天体扭曲背景星系所发出光线的这一效应。当 LSST 监视天空的时候,它会看到一片“弱"引力透镜的海洋。 对于每一个星系,LSST 将会测量它的扭曲程度以及它的 6种颜色（颜色可用于距离测量），以创建一个宇宙质量的分布图。由于暗能量会影响宇宙结构的成长以及这些结构之间的距离，因此了解宇宙的质量分布将为宇宙学家提供有关暗能量性质的线索。 弱引力透镜效应只是科学家们将使用LSST来回答有关宇宙学问题的一种方法。宇宙学研究是它的主要目的，于是你可以想象科学家将使用LSST的10年巡天数据来研究分析这些难题。 虽然Pan-STARRS的重心将放在近地小天体和其他太阳系天体上，但它也将参与宇宙学研究。这一大视场巡天系统的美妙之处就在于它的所有数据可用于各种目的的研究。于是，科学家 底图:大口径全天巡视望远镜(LSST)及其天文台的概念图 不仅仅为 们除了可以用收集到的数据搜索小行星之外，还可以用来研究弱引力透镜。专业人士 像SDSS一样，Pan-STARRS和LSST将会向 科学界和公众发布海量的数据用于研究。天文学家可以利用这些数据来寻找近地小行星、变星、超 天文学家可以利用这些数据来寻找近地小行星、变星、超新星和其他暂现天体一一还有许多尚未被发现。宇宙学家则可以用这些数据来分析暗物质和暗能量的性质。 但是，LSST走得更远。人们不必等待官方正式发布数据。相反,每个人一一其他项目的科学家、教育工作者、中学生、天文爱好者一一都可几乎实时地访问它的所有数据。LSST是一个开源的、开放数据的项目。这种开放的做法是天文学的未来，同时也是许多其他领域的未来。这样个未来将无所不包。 LSST的镜面已经完成了铸造。其照相机技术也正按部就班。目前最大的障碍是软件。获得千万亿字节的数据是一回事，对它们进行高精度校准并生产出值得信赖的产品、然后通过友好的方式提供给科学家和每个人则是另外回事。只有友好的数据界面才能让各个年龄段对宇宙充满好奇的人们才能自己去探索宇宙。 同样依赖于超级计算能力，整个Pan-STARRS阵列将于几年——该项目成员希望是3年——内投入使用。它会大幅推进对太阳系天体的发现和研究，同时彰显出这样的大视场深度观测技术可以非常好的工作。随后几年，LSST则将会以其更大的集光面积来获得更深邃的数据。总之，这些未来的项目将会改变天文学家的研究方式，引发一场革命。A （责任编辑陈冬妮） 图6:如果前景星系出现在了遥远星系所发出光的传播路径上,那么它的引力就会使得光线稍稍的弯曲。这就使得星系的图像会发生轻微的变形。分析这些形变可以帮助科学家探测宇宙的质量分布。版权:LSST Corporation.
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{
"title": "超链接Pan-STARRS小档案主镜：4个一同工作的1.8米反射镜"
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有效口径：3.6米视场：7平方度每晚观测天区：6,000平方度照相机：14亿像素曝光时间：30秒一次曝光极限星等：24等叠加曝光极限星等：26等完全启用时间：2013年每晚原始数据量：3 $\approx$ 10万亿字节位置：夏威夷莫纳克亚山巡天寿命：10年
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{
"title": "LSST小档案"
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有效口径：6.7米视场：9.6平方度每晚观测天区：9.000平方度照相机：32亿像素曝光时间：15秒一次曝光极限星等：24等叠加曝光极限星等：27.7等完全启用时间：2017年每晚原始数据量：15万亿字节位置：智利帕琼山巡天寿命：10年 图4:LSST 将使用一面视场达9.6平方度的特殊设计主镜。这使得它可以在3天内对整个可见的夜空扫视一遍。版权：LSST Corporation/NOAO。 图5:2008年3月的2天里,工程师往LSST的主镜模具中装入23,500千克玻璃。随后工程师对其 8.4 米的主反射镜进行了抛光。版权:Ray Bertram/Steward Observatoryo 题图：艺术图，太空中的“乌呼鲁”卫星。（SAO） 之前的本系列文章中，主要介绍了紫外一光学一红外波段的空间望远镜，从本期开始将把目光转移到高能电磁波段，首先介绍的是X射线波段的天文卫星。
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amateur_astronomer_6e37c_1031
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{
"title": "X射线天文学的诞生"
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在X射线天文学的起步阶段，由于还没有人造卫星，所以科学家常使用探空火箭研究来自太空的X射线。 二战后，美国从德国缴获了一批V2导弹，并运回本土用于研究。V2导弹是人类最早批量化生产的弹道导弹。美国将部分V2导弹拆除了弹头，改装成了探空火箭，用于各学科的科学实验。之后,美国还在此基础上研制了空蜂(Aerobee,图2、3)等一系列的探空火箭。 负责探空火箭事务的主要机构是美国海军实验室(NavalReserchLabora-
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{
"title": "超链接：什么是X射线天文学？"
}
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高能天文学的研究对象是天体中的高能物理过程。所谓高能,顾名思义,就是这一波段的光子能量很高,若与粒子的静止质量相比,不可以再被忽略。电磁波的能量与频率成正比,与波长成反比,所以高能光子的频率都很高,波长都很短,短到原子的尺度大小。当高能光子与物质发生相互作用时,不能再被反射或折射,即不再具有波动性的特点，因此高能电磁波段的接收探测技术与紫外一光学一红外波段完全不一样。 在高能电磁波波段,很少使用波长、频率等物理量来描述光子能量,而是直接注明能量的大小。这里,表示能量的单位是电子伏特,简称电子伏,西文缩写是$\mathrm { ~ \it ~ \mathrm { e V } _ { \mathrm { o } } ~ 1 ~ \! ~ \! ~ \! ~ \mathrm { e V } }$相当于$1 . 6 0 \times 1 0 ^ { - 1 9 }$焦耳。高能天体物理中，常用的是千电子伏 $\displaystyle ( \mathbf { \Psi } _ { \mathrm { k e V } } )$和兆电子伏(MeV),分别相当于 1eV 的一千倍和一百万倍。例如,一个波长为5000埃的可见光光子,能量不足$2 . 5 \mathrm { e V }$ ,而一个波长1埃的X射线光子，能量高达 12.4keV,是前者的五千倍。 天文学上,往往把能量大于$1 0 0 \mathrm { e V }$的光子算作是高能光子,对应的波长大约是 124 埃,波长长于此的属于极紫外。高能天文学中常以$1 0 0 \mathrm { k e V }$处为界,能量低于此的为 X射线,高于此的为伽玛( $( \gamma )$射线。但实际应用上,二者之间并没有明确的界限(原子物理学中常以能原子核是否被激发作为二者的界限)。在X射线波段,又常以$2 \mathrm { k e V }$为界,能量低于此的为软X射线,高于此的为硬X射线。但同样的,这一界限也不固定,有学者使用 1keV为界,也有学者以 10keV 为界。另外,高能天体物理中也常常将宇宙线搅作研究内容。但需要注意的是,宇宙线是高速粒子流,并非是电磁波。 自 X 射线被威廉·伦琴(Wilhelm R·ntgen,图 1)于 1895 年在实验室中发现,到人类接收到天体的X射线辐射,经历了五十多年。之所以造成如此漫长的时间间隔,其根本原因就是地球大气对X射线吸收强烈,使得天体的X射线辐射无法到达地面。地球大气对不同波段的X射线的吸收强度不一样,能量大于$3 0 \mathrm { k e V }$的可以在空气中穿行几米,这也使得透视、CT 等医疗诊断成为可能; 图2，各种类型的空蜂火箭在发射时的照片（左黑白图）。（NASA）(White Sands Missile Range Museum) 图 1，德国物理学家伦琴。由于发现 X 射线,被授予了1901 年的第一届诺贝尔物理学奖。 而对于能量小于 5keV 的 X射线来说，只需要非常少量的气体就可以将其完全吸收。当然,地球大气吸收外太空的X射线虽然对天文观测造成了不便,但对于保护地球上的生物体是极其必要的。 天体的X射线辐射往往与剧烈活动或极端的天体物理条件有关,前者如致密天体的吸积、天体爆发,后者如强引力场、强磁场、强激波环境等。而产生X射线的辐射也不单单是普通的热辐射,而是与多种非热辐射有关。其实,热辐射在天体X射线辐射中的比例随能量的升高而快速减小。到了硬X射线波段,几乎完全由非热辐射主导。 根据经典电磁理论,当电子存在有加速度时,就会产生辐射。韧至辐射就是高温等离子体中的电子遭遇带正电的离子，二者之间产生相互作用,导致电子加速,进而产生辐射。而当电子在强磁场中做圆周运动(有向心加速度)时,也会产生辐射：如果电子的速度比较低(相对于光速而言)时,产生的是回旋辐射;如果电子的速度接近光速(相对论性电子),产生的是同步辐射。在X射线波段,除了上述各类型辐射产生的连续谱,还有不同元素的特征谱线,这些谱线是由原子的内层电子跃迁形成的。 tory，也译为“海军科学研究实验室”，简称NRL）。1948年8月5日，海军实验室的一枚V2在飞行过程中接收到了疑似来自太阳的X射线辐射，这是人类第一次接收到宇宙中天体的X射线辐射。在随后的几年里，海军实验室又发射了数枚探空火箭，确认了太阳的X射线辐射的真实性；并很有可能探测到了来自太空中非太阳方向的X射线辐射，但并未证实。 进入五十年代后，随着太空时代的邻近，各种与日地关系相关的研究随之加紧，对太阳X射线辐射的详细了解也就更加紧迫。同时，冷战的兴起导致超级大国间相互监视对方的核试验，而手段之一 就是从空中监测来自对方区域的高能辐射，这也从客观上推动了X射线探测技术的发展。 1957年10月4日，苏联发射了人类第一颗人造地球卫星。四个月后，1958年1月31日，美国发射了第一颗卫星探测者1号Explorer1）,该卫星上天之后发现了地球的辐射带，也就是范·领域的第一个重大发现。 1959年9月18日，美国发射了尖兵3号（Vanguard3)卫星，卫星上载有海军实验室提供的探测太阳X射线辐射的设备，所以尖兵3号往往被看作是人类的第一颗X射线卫星，但由于遭到地球辐射带的干扰，尖兵3号未能在太阳的高能辐射领域取得有用数据。 一个月后，1959年10月13日，美国发射了探测者7号卫星（Explorer7）,，该卫星的运行轨道比尖兵3号高，工作寿命也长，在太空中一直运行了两年，直到1961年8月24日。与尖兵3号相似，探测者7号上也载有海军实验室提供的探测太阳X射线的设备，故而也被看作是人类的第二颗X射线天文台。但与尖兵3号同病相怜,探测者7号也受到了地球辐射带的强烈干扰,未能取得有用的数据。
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"title": "六十年代的X射线天文学"
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六十年代,是人类的太空科技突飞猛进的阶段。在这一时期，X射线天文学的最突出成就是发现了来自宇宙深空的X射线源。 意大利裔美国科学家里卡尔多·贾科尼（RiccardoGiac-coni,图4)是X射线天文学的先驱者之一,其所在的小组一直致力于该领域的研究。当时，该小组希望能够探测到来自月亮的X射线辐射。因为他们认为，月亮不仅会反射太阳的X射线，而 图4，意大利裔美籍科学家里卡尔多·贾科尼。 且太阳风的高能粒子轰击月面的时候也会有X射线产生。为了实现这个想法，贾科尼等人改进了用于接收信号的盖革计数器（GeigerCounter)。盖革计数器加有电压,并在容腔中充有情性气体。情性气体是单原子分子，也就是其分子就是原子本身。当有高能光子袭来时，气体原子的内层电子会被打飞，形成带正电的离子和带负电的电子，并分别向负、正电极奔去，形成气体放电现象，通 过测出其大小，就可推算出入射的高能射线的流量。1960年和1961 年,该小组分别从佛罗里达的艾格林(Eglin)空军基地和新墨西哥的白沙(WhiteSands)靶场发射了探空火箭，但没有取得有用的数据。 1962年6月19日世界时的6点59分，该小组在白沙发射了他们的第三枚空蜂探空火箭。这枚火箭重80千克，火箭上载有三台盖革计数器。火箭上升到225千米后，箭上的一台设备开始工作，工作时间大约6分钟。在这6分钟的飞行时间里，盖革计数器记录到了来自天蝎座方向的异常明亮的X射线辐射,后来这个X射线源被称为天蝎X-1（ScoX-1）,通过后期的光学证认（1966）,天文学家发现天蝎X-1在X射线波段的辐射能量是光学波段的一万倍。而这一里程碑式的发现也被看作是深空X射线天文学的起点。同时，该小组在天鹅座方向也发现了一个X射线源，但当时未能证认出来。后来有学者推测，这个源很可能是天鹅$x - 2 ( ( 5 9 ) x - 2 )$。现在我们知道，天蝎X-1和天鹅X-2都是小质量X射线双星，其X射线是由致密星吸积伴星的物质引起的。后来，由于在X射线天文学领域开创性的贡献，贾科尼分享了2002年的诺贝尔物理学奖。 在天蝎X-1之后，1963年4月29日，海军实验室的空蜂火箭发现了蟹状星云中的X射线辐射，之后的观测更进一步揭示了蟹状星云在X射线波段是个展源，而非点源。蟹状星云是个超新星遗迹，是1054年的超新星爆发遗留下来的残物。由于与蟹状星云相关的观测资料积累的较多，所以它往往成为新领域、新技术的试验目标。1964年7月21日，一个装有×射线设备的探空气球从德克萨斯释放升空，这是人类第一次使用气球研究天体的X射线。这次观测发现了来自蟹状星云的硬×射线 $1 5 \{ \sim \! 6 0 \mathsf { k e V } \}$ )辐射。 六十年代，基于人造地球卫星的X射线领域也取得了一定的进展。羚羊1号（Ariel1)是英国的第一颗人造地球卫星（所以也叫UK-1），总重62千克。1962年4月26日，世界时18点，该卫星被美国的火箭送入太空，进入椭率较高的近地轨道，绕地球一周需要100分钟55秒。该卫星主要用于日地关系和地球电离层的研究，并对太阳进行了X射线观测。羚羊1号的寿命很长，一直运行到1976年5月。 苏联于1968年4月发射了宇宙215号（Cosmos215）卫星，这是一颗轨道周期91分钟，倾角48.5度的近地轨道卫星，近地点只有261千米，故而在轨时间不长，同年的6月30日就再入大气层烧毁。虽然这颗卫星的主要目的是观测太阳，但同时也探测到了非太阳X射线源的迹象。 “艾丽丝"卫星（Iris，图5）又名ESRO-2B(EuropeanSpace ResearchOrganization-2B，欧洲空间研究组织2B），是欧洲空间研究组织成功入轨的第一颗人造卫星。欧洲空间研究组织是欧洲空间局ESA的前身之一。“爱丽丝”发射于1968年5月17日，使用美国的运载火箭从加利福尼亚的范登堡空军基地升空。该卫星运行在轨道周期接近99分钟的大椭率极轨上。“艾丽丝”主要科学目的是研究高能宇宙线，但星上同时也载有X射线设备，测量太阳在X射线波段的辐射流并从事一些X射线天文学的浅显研究。“艾丽丝”成功发射，并在轨运行了三年，极大地鼓舞了当时的欧洲科学界。
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"title": "图5，欧洲空间研究组织的第一颗人造卫星“艾丽丝”的艺术图。"
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六十年代开始,美国发射了一些专用于太阳观测的卫星，其中最著名的是“轨道太阳天文台"系列(OrbitingSolarOb-servatory，简称0SO)。该系列卫星中的第一颗于1963年3月7日发射。四年后，1967年3月8日，第三颗“轨道太阳天文台”0OSO-3发射。贾科尼的小组在OSO-3上安置了探测宇宙X射线源的设备，并成功探测到了天蝎X-1在X射线波段的闪烁现象。之后，美国于六十年代末和七十年代初发射了维拉(Vela)系列卫星。这些卫星也从事过X射线天文学的研究，但真正使它们声名显赫的是在伽玛射线天文学领域，关于这部分的内容我们会在将来介绍。
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"title": "“乌呼鲁”卫星"
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“乌呼鲁"卫星（见题图及下图6)也译为“自由”号，是人类第一颗专用于在X射线波段研究宇宙的天文卫星。 专门的X射线卫星的想法诞生于上世纪五十年代末。1962年，基于探空火箭观测，天蝎X-1被发现，更促进了这一想法的实施。1963年4月8日，贾科尼等向美国宇航局提交了申请，申请的题目是“AnX-RayExplorertoSurveyGalactic andExtragalacticSources”，意思是“用于河内、河外源巡天的X射线探测卫星”。 根据这份申请，贾科尼等人希望在1965年12月5号发射这颗X射线卫星，并希望该卫星可以在轨运行一年半左右的时间。另外，当时的卫星都是自旋稳定的，还没有三轴稳定系统。自旋稳定就是卫星通过自身的旋转保持姿态控制，如同在枪筒和炮筒内刻上膛线，以便让射出的子弹和炮弹能够稳定的前行。由于提案中的X射线卫星需要进行巡天扫描观测，所以科学家希望卫星转动的不要太快。 但由于多方面的原因，贾科尼等人的申请未能得到NASA的 图6，美国国家航空航天博物馆中陈列的“乌呼鲁”卫星模型。（National Air and Space Muesum) 快速批复。接下来的几年时间里，经过各方的协商并对原方案进行了一定的修改，与此相关的大多数科学家和工程师逐渐认可了巡天用X射线卫星的计划。1966年,NASA终于批准了这一提案。而且，六十年代中期,NASA启动了“小型天文卫星”（Sma11 AstronomySatellites)项目，旨在发射一系列的天文卫星，这些卫星的共同特点就是投入少、研发速度快、科学目标单一。而以巡天为目标的X射线卫星被列为该系列中的第一个，故而也称为小型天文卫星1号，简称SAS-1。NASA希望于六十年代末可以发射人类的第一颗专业X射线天文卫星，并为该卫星的发射选择了一个独特的发射场地——圣·马可平台（SanMarco platform)。 以圣·马可平台为主体的路奇·布洛奇奥航天中心（Luigi BroglioSpaceCentre,简称BSC)位于肯尼亚的海岸边。肯尼亚共和国位于非洲大陆的东部，濒临印度洋，并跨越赤道。十九世纪以前，这里还没有国家的概念。十九世纪末，肯尼亚一带沦为了英国的殖民地。经过数十年的斗争，直到1962,英国承认了肯尼亚当地政党组成的联合政府。大选后的肯尼亚于1963年6月1日自治，于当年的12月12日正式宣告独立，并确定当日为肯尼亚独立纪念日。一年以后的12月12日，肯尼亚共和国正式宣告成立。 二战以后，意大利有意发展本国的航天事业，并打算将某些非领海的石油钻井平台改建为小型的海上火箭发射基地。二十世纪五十年代末，意大利方面将这一方案选定在肯尼亚沿海，并得到了当时的肯尼亚当局的首肯。后来，NASA也参与进这个项目中。路奇·布洛奇奥航天中心的主体就是圣·马可平台，用于小型火箭的发射。在圣·马可平台东南方，是用于发射控制的桑塔·利塔平台（SantaRitaplatform）,该平台还用于探空火箭的发射。除了这两个大型平台以外，第三个平台称为桑塔·利塔2号平台(SantaRitaII),该平台规模较小,安置有测控用的雷达。另外，在距离这些平台不远的海岸上还建有一个地面站，用于测控和通讯。路奇·布洛奇奥航天中心的最大优势就是靠近赤 图7，“乌呼鲁”升空前的检查。图片上的两人是玛乔莉·唐森（MarjorieTownsend，左）和布鲁诺·罗西(BrunoRossi,右）。“乌呼鲁”这个名字就是唐森给取的。罗西是贾科尼的同事，也是高能天体物理的先驱之一，九十年代末，有一个X射线天文卫星就是以他的名字命名的。（NASA） 道（在南纬2.9度），非常有利于发射低倾角卫星。路奇·布洛奇奥航天中心运行了二十多年，从1988年后没有再进行过常规的运载火箭发射，但意大利方面并未废弃这个基地。 NASA原希望于六十年代末发射用于巡天的X射线卫星，但由于一些技术问题（主要是电池问题)推迟了发射（图7)。最终的发射时间是1970年12月12日（图8），正好是肯尼亚的独立纪念日。为了表达对肯尼亚人民的祝贺，NASA将该卫星命名为“自由”，斯瓦希里语(Swahili发音为“Uhuru",故而翻译成“乌呼鲁”。顺便说一下，斯瓦希里语是非洲使用人数最广的土著语言， 图8，“乌呼鲁”卫星从圣·马可平台发射瞬间。（NASA） 图9，第四版“乌呼鲁”星表中的天体在天球上的投影。 人群主要分布在撒哈拉以南的印度洋西岸地区。在非洲各地的民族革命蓬勃发展的年代，“乌呼鲁”是一个非常流行的字眼。如位于肯尼亚以南，坦桑尼亚联合共和国的力马扎罗山（Kili-manjaro)的主峰就被命名为乌呼鲁峰,这里也是许多天文爱好者梦寐以求的观星圣地。 “乌呼鲁"卫星的科学部分的主体是两组正比计数器（Pro-portionalCounter)。正比计数器与盖革计数器相似，但外加电压没有后者高。“乌呼鲁”卫星的每组正比计数器的大小为840平方厘米,其中的有效面积为700平方厘米。两组正比计数器对应的视场大小不一样，分别是半度乘半度和5度乘5度。这样，对于展源来说，一组可以探测到它的整体流量；另一组可以分清其中的细节,相应的分辨率是30角分。“乌呼鲁"卫星的正比计数器的探测频率是$2 \sim 2 0 k \in V$ ,总体效率约$1 0 \%$ “乌呼鲁"卫星在倾角三度的近地轨道（周期96分钟)上运行了两年多时间。其最主要的科学产出就是X射线巡天星表，又称为“乌呼鲁"星表(UhuruCatalog)。其中,第四版“乌呼鲁"星表共包含有339个X射线源（图9)。除了这个星表外，“乌呼鲁"卫星还有其它的一些科学发现，如发现了X射线脉冲星、接收到了来自星系团的X射线辐射,等等。关于这些发现所涉及的科学知识，我们会在将来的文章里陆续讲述。$J _ { \Delta } \|$ （责任编辑李鉴） 中子星的旋转造成脉冲星的方向性。中子星在旋转时，从其两个磁极各发出一束电波，每当波束扫过地球观测者视线时，就会探测到一次射电脉冲，就像灯塔的灯光一样。
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"title": "初步认识过程"
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1932年，英国物理学家查德威克发现中子以后不久，正在丹麦访问的前苏联物理学家郎道（Landau，Lev Davidovich $1 9 0 8 \sim 1 9 6 8$）推测并预言，既然中子和电子一样服从物理学中的“泡利不相容原理”，那么由中子气的“简并压"同引力相平衡也将形成一种稳定的状态，可能存在由中子组成的致密天体。这是关于中子星的最早预言。 天体物理学家们认为，在恒星晚期达到的高密度下，由泡利不相容原理，电子不可能被压挤在相同的状态中，但由于体积很小，因而每个电子分配到的空间就很小，也就是位置定的较准确，于是根据测不准原理，它们的平均动量值就变得很大，因而动能也就很大。正如气体中分子动能越大，则其压力越大一样，这种状态下电子“气"的压强—一称为“电子简并压”也很大。电子简并压与恒星自身引力相抗衡，使天体处于一种新的平衡状态。这样形成的天体就是白矮星。1934年，以超新星为主要研究领域的德裔美国天文学家巴德（Baade,Walter $1 8 9 3 \sim 1 9 6 0$ )和瑞士天文学家兹维基(Zwicky,Fritz $1 8 9 8 \sim 1 9 7 4 )$，亲眼目睹了1932年钱德拉塞卡的研究工作，还曾看到同一年里J·查德维克（JamesChadwick）发表的关于发现中子的论文。数月之内，他们二人各自分别提出，在超新星爆发之后，其核心 将形成中子星，中子星完全由与原子核的密度相同的中子构成。他们推断，假如恒星质量过大，电子简并压力不足以阻止恒星继续缩，缩会继续进行，直到被一种新的向外的力中子简并压力阻止，才会停下来。恒星核的最后状态将取决于构成这颗星的中子能被挤压到多小的体积。兹维基和巴德指出，“超新星代表了普通恒星向中子星的过渡阶段。"他们的计算显示，比太阳质量大1.5倍的中子星的直径只有30千米。1939年，美国物理学家奥本海默与沃尔科夫根据广义相对论对中子星的结构做了详细计算预言，中子星的直径只有几十千米，质量却比太阳还要大一些。这样的天体比白矮星密度高一亿倍以上！奥本海默认为，中子星的质量不能太高。一旦超过一个质量极限，中子星将不可能稳 脉冲星（中子星）的结构示意图。 定存在。这个上限大约与太阳的质量相当，后来称为奥本海默质量上限。 从那时以后的几十年来对中子星观测的进展却进行得十分缓慢，由于中子星非常致密，其表面积极小，即使应用现代望远镜，一般也无法观测到。此外，中子星已不具备可供核反应的燃料，不能像普通恒星那样发出明亮的光,对中子星的观测确实成为一个难题。因此，上述中子星结构的预言被当作异想天开的物理游戏受到人们的讥讽，学术上一阵风过去之后，渐渐被科学界所淡忘了。而中子是这种超密度的恒星在天空中也一直没有找到。
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"title": "发现脉冲星证实中子星存在"
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俗话说，“工欲善其事，必先利其器。”英国射电天文学家马丁·赖尔（Martin Ryle, $1 9 1 8 \sim 1 9 8 4$年)在二战期间从事雷达研究，战后在剑桥的卡文迪许实验室担任研究员,研究射电天文学。1960年,为提高射电望远镜的分辨本领，赖尔设计成功具有独创性的射电观测系统，其中最突出的是，两天线最大变距为1.6千米的综合孔径射电望远镜，使分辨本领达到了最佳水平。 1967年，英国剑桥大学建造了占地2万多平方米的$1 6 \times 1 2 8$个偶极天线阵，用以研究短时标的星际闪烁过程，工作波段在$8 1 . 5 M H z$。该射电望远镜天线阵从1967年7月开始工作，每天给出七八米长的观测记录纸带。这种观测记录本来可交电子计算机分析，为了检验刚投入运转的仪器是否正常，天文台决定让研究生乔丝琳·贝尔小姐进行人工分析，她的指导老师是休伊什教授。当年10月的一天，贝尔从记录纸上发现,其中似有一个神秘的射电源，每到子夜时便会发生闪烁，但又不像是闪烁，子夜时观测仪器正对着狐狸座上方。即它出现的赤纬都是$+ \, 2 3 ^ { \circ }$，赤经约为19时20分。这段记录虽然在100多米长的记录纸上仅占几厘米，却引起了贝尔的注意，她将此事报告了休伊什教授。 休伊什对此原因不明的信号很感兴趣，他们决定对这一现象作快速记录。11月28日，记录笔绘出了一连串脉冲，每两个脉冲的间隔都等于1.337秒，这个射电源发出的无线电脉冲波长是3.7。在排除了一切人为干扰等可能性之后，休伊什望着狐狸星座，想到了科幻小说中的“外星 剑桥大学发现脉冲星的射电望远镜天线阵 人”，小说中一种称为“小绿人”的外星人是人们常谈论的对象。作为科学家当然不会像小说家那样浪漫的奇想。休伊什想到，如果信号果真是“小绿人”发出来的，他们也应居住在某个行星上，并绕它的“太阳"转动，应该引起脉冲间隔时间的变化。然而观测记录上却没有这样的变化。到1968年1月，贝尔小姐查明发出这种脉冲的射电源已达4个，哪会有这么多的“宇宙人"同时向我们呼叫呢？而且不约而同使用3.7米的波长（或81兆赫的频率），这是为什么？究竟是什么样的天体才能发出如此快速而又稳定的脉冲信号呢？ 人们分析认为，恒星体积越大、质量越大，它的自转周期就越长，而这种天体的尺度应当很小,而根据观测到的脉冲宽度是16毫秒，可以定出天体的发射区尺度应小于3000千米。这样小的尺度看来只能是恒星中的“侏儒”—一白矮星或中子星。一般认为，天体上的周期性过程无 非是三种：轨道运动、脉动和自转。轨道运动在考虑“小绿人”时已经排除，后来的精密测量是天体自转造成的，事实表明，该天体具有周期性脉冲射电辐射，其周期短并精确到1.3373011秒。 经过系统观测证认后，该天体的详细情况于1968年2月著名的英国科学刊物《自然》杂志报导了这一发现，并将所发现的星体定名为脉冲星。此后，人们又检查了早期的一些类似观测，又确定出另外三颗脉冲星的位置。自此，一些脉冲星被陆续发现。考虑到白矮星在这种高速旋转下会被扯的粉碎，于是,30年前中子星的预言重提，人们确信，脉冲星就是快速自转的具有强磁场的中子星。到1968年底，休伊什等人已发现了23颗脉冲星。“PSR"是脉冲星英文名称 Pulsar 的缩写,而 pulsar是根据“脉冲射电源”（pulsedradio source)拟定的；通常以脉冲星所在天空位置的赤道坐标来命名。第一颗被发现的脉冲星被命名为$\mathsf { P S R 1 9 1 9 } \! + \! 2 1$ . 脉冲星的发现无疑是对现代天体演化理论研究的一个巨大推动。到20世纪80年代中期，共发现了443颗脉冲星（1986年)。一些科学家,如丹麦阿尔胡斯大学的陶里斯（ThomasTauris)，从理论上估计，银河系内尚有几十万颗脉冲星，由于它们太暗而不易被探测到。中子星的直径一般只有十几千米，只要三四秒钟或更为短暂的时间就可以绕轴自转一周。它 脉冲星的旋转及其一个个间隔相等的脉冲波形示意图。一般认为，脉冲星是高速自转并且有着强磁场的中子星，它们的形成和ⅡI型超新星爆发有关，而且，正是由于它的高速自转而发出射电脉冲。 的磁场非常强,可达到1亿特斯拉(1特斯拉$= \! 1 0 0 0 0$高斯，地球磁极的磁场强度约0.7高斯)以上。当中子星的电子从他的两个磁极逃逸出时，它们就会以无线电波的形式失去能量。中子星高速自转时，逸出的无线电波束就系太空中的旋转灯塔，因此地球上可接收到这种极有规律的节奏脉冲信号。脉冲星的发现早已列入世界天文史册。由于首批脉冲星的发现，马丁·赖尔和休伊什两人分享了1974年诺贝尔物理学奖。 第一颗脉冲星发现的当年，著名美国天文学家和宇宙学家戈尔德就给予脉冲星以正确的解释。他认为,脉冲星的周期如此之短，又异常稳定,唯一的解释只能是一颗快速自转着的中子星。他应用广义相对论理论，初步计算出中子星的直径约为1千米，质量却比太阳还大，并预言，它的自转速度将不断减慢，脉冲周期应逐渐加大。戈尔德的大部分预言均被以后的观测所证实。第一批脉冲星被发现不久，于1968年斯塔林与莱芬斯坦又发现了银河系里最著名的脉冲星——蟹状星云中心的脉冲星，它被命名为$\mathsf { P S R } 0 5 3 1 + 2 1$ ,其闪烁周期为0.0331秒、目视星等17等，距我们约6300光年，能在射电、红外、可见光、X射线及$\upgamma$射线等波段发出脉冲辐射。根据这颗脉冲星周期变化及蟹状星云膨胀速度与诞生时间估算，科学家们认为，蟹状星云的中心星即为我国宋代（公元1054年）记载的金牛座天关客星爆发后的残骸，蟹状星云则是超新星爆发后，抛出的壳层遗迹。 1990年人们从理论上预言，后经美国 $\upgamma$射线卫星康普顿天文台证实的PSR1509-58是一颗$\upgamma$射线脉冲星。根据它的位置、周期变化，人们同样认为它就是我国东汉天文学家在公元185年发现的超新星爆发遗迹。现在“中子星”和“脉冲星"两个名称，常被互换着使用。一般说来，前一个名称用于理论探讨，特别是关于其内部结构，而后一个名称常用于物理描述，特别是关于其旋转性质。
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"title": "中子星印象"
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当恒星到了老年期，它的核聚变原料减少，已经不足以维持它自身的万有引力，它就会缩，根据质量的不同，它会缩为白矮星、中子星等天体。老年恒星在" 艺术家画出了距地球1.5万光年的超强磁星体释放大量$\boldsymbol { \times }$射线时的想象图。这一距地球1.5万光年的磁星体位于人马座，它是一个旋转速度很快的中子星，定期释放出大量的X射线。欧航局近年观测研究发现，这个星体在2003年的一次射线爆发是从它表面以下一个3.5千米宽的地点发出来的。而这个星体本身只有15千米宽，但质量居然与太阳相当。研究还发现，它是宇宙中磁场最强大的星体之一，相当于地球磁场的600万亿倍。 IC443———个超新星遗迹和其中的中子星。被称为著名水母星云的这张广角图像，在超新星遗迹中覆盖大约65光年，距离地球约5000光年。从来自昌德拉X射线望远镜等观测手段获得的这张假彩色合成图像可看到，根据对无线电（蓝色），可见光（红色）和X射线（绿色）能量进行光谱分析后发现，超新星残留物仍然在发光发热，即使这些恒星爆炸产生的光造成了扩张的冲击气云在数千年前首次到达地球。IC433的奇异特性是由塌恒星核残留物形成的致密中子星的视运动。这张放大的特写图像显示了中子星运动后通过炽热气体形成向后倾斜的痕迹，但是它的方向与残留物中央外观的方向没有形成一致。这个非平行排列表明了爆炸的地点在中心附近，或者星云中快速运动的气体影响了这个冲击波。 其自身引力场作用下必然缩，以至于围绕该恒星中的原子核转动的电子被挤压到原子核里与质子结合形成了中子。现代恒星演化理论一般认为，晚期恒星逐级热核反应直至进行到合成铁，引力塌缩造成恒星核中心部分中子化，所放出的大量中 微子将会把富含铁核的星体外壳压碎，产生猛烈的超新星爆发。一般认为中子星是超新星爆发的产物，由于爆炸后核心部分的急剧收缩，星体内部的巨大压力把电子挤入原子核内与质子结合，形成高密的中子物质，成为中子星。 中子星非常奇特，一颗半径10千米的中子星的质量就与太阳的质量相当。中子星的前身一般是一颗质量比太阳至少大8倍以上的恒星。它在爆发缩过程中产生的巨大压力，使它的物质结构发生巨大的变化。在这种情况下，不仅原子的外壳被压破了，而且连原子核也被压破了。原子核中的质子和中子便被挤出来，质子和电子挤到一起又结合成中子。最后，所有的中子挤在一起,形成了中子星。显然，中子星的密度，即使是由原子核所组成的白矮星也无法和它相比。 白矮星的密度为几十吨／立方厘米，而中子星的密度为10的11次方千克/立方厘米，也就是每立方厘米物质足足有一亿吨重甚至达到十亿吨！对比起来，前者似乎不值得一提。在形成过程方面，中子星同白矮星非常类似，即当恒星外壳向外膨胀时，它的核受反作用力而收缩，恒星核在巨大的压力和由此产生的高温下发生一系列复杂的物理变化,最后形成一颗中子星内核。而整个恒星将以一次极为壮观的爆炸来了结自己的生命。这就是超新星爆发。 中子星是依靠简并中子的压力与引力相平衡的致密星。根据科学家的计算，当老年恒星的质量大于8个太阳的质量时，它就有可能最后变为一颗中子星，而质量小于8个太阳质量的恒星往往只能变化为一颗白矮星。中子星与白矮星的区别，不仅是生成它们的恒星质量大小不同，而且它们的物质存在状态也完全不同。白矮星的密度虽然大，但还在正常物质结构能达到的最大密度范围内：电子还是电子，原子核还是原子核。而在中子星里，压力是如此之大，白矮星中的简并电子压再也承受不起了：电子被压缩到原子核中，同质子中和为中子，使原子变得仅由中子组成。而整个中子星就是由这样的原子核紧在一起形成的。可以这样说，中子星就是一个巨大的原子核。中子星的密度就是原子核的密度。中子星体积极小，其直径大约只有十几千米到几十千 米。迄今为止，人类发现的中子星两千多颗，其中为数较多的是脉冲星和$\upgamma$射线爆发源两大类。
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"title": "深入探索中子星"
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中子星为人类提供了第一个引力波存在的定量依据。1974年9月，正在马萨诸塞大学任教的泰勒（Taylor，Joseph-Hooten $1 9 4 2 \sim$）与他的研究生赫尔斯(Hulse,RussellAlan)利用阿雷西博的口径305米大型射电望远镜，发现了一颗脉冲周期约为59毫秒的射电脉冲星，根据它在空间的方位，定名为$P S R 1 9 1 3 + 1 6 _ { \circ }$这颗脉冲星与其它脉冲星有所不同，它除了具有一个59毫秒的脉冲周期外，还存在有一个缓慢变化着的周期0.323天。泰勒和赫尔斯意识到，这颗脉冲星一定还有一个伴星，由于它们相互绕行，径向速度呈周期性变化。这一脉冲双星的发现，使人们看到，质量如此巨大、以如此短周期相互绕行的二体运动，将是人们检测引力理论的最好实验渠道，这是在地球、乃至整个太阳系范围内难以获得的。正因为在引力研究方面的重要研究价值，双脉冲星的发现，使泰勒与赫尔斯共同获得1993年度诺贝尔物理学奖。 2004年，科学家用澳大利亚帕克斯天文台64米射电望远镜首次探测到了一颗双脉冲星——PsRJ0737-3039A/B。注意这里说的双脉冲星是同时接收到两颗子星的脉冲。而前面所说的脉冲双星仅收到其中一颗子星的脉冲。PSRJ0737-3039A/ B两颗子星的质量分别为$1 . 3 3 7 \mathsf { M } _ { \mathsf { c } }$（M。为太阳质量)和1.251M。，二者相距约100万千米，绕转周期2.4小时，据说，该双脉冲星比$P S R 7 9 1 3 + 1 6$更准确地验证了爱因斯坦的引力波理论。 研究认为，中子星存在强度极高的磁场，超过$1 0 ^ { 1 2 }$高斯,而在地球上，,目前采用最先进的技术，也只不过能产生10特斯拉左右的磁场。极强的磁场使表层的铁聚合成长长的铁原子链：每个原子都被压缩并沿磁场被拉长，而且首尾相接，形成从表面向外伸出的“须状物”。在表面以下，由于压力太高，单个原子不能存在。它使中子星沿着磁极方向发射束状无线电波（射电波）。中子星自转非常快，能达到每秒几百转。中子星的磁极与两极通常不吻合，所以如果中子星的磁极恰好朝向地 具有极强磁场的中子星模型示意图。中子星外层为固体外壳，厚约1千米，密度为$1 0 ^ { 1 1 } \sim 1 0 ^ { 1 4 }$克／立方厘米，主要是由各种原子核组成的点阵结构和自由电子气。外壳内是一层主要由中子组成的流体，其密度大约为$1 0 ^ { 1 4 } \sim 1 0 ^ { 1 5 }$克/立方厘米，在这一层中还有少量的质子、电子和$\upmu$介子。 太空画：强磁星。有些中子星被归入“磁星”类，其磁场强度可达百万亿或上千万亿高斯。科学家尚不确定磁体的磁场强度超过普通中子星的原因，但天文学家发现这种现象越来越明显。当不同寻常的磁场开始减缓中子星的旋转速度时，它会以X射线波长释放剧烈的能爆，美宇航局的X射线望远镜可以观察到这一切。 蟹状星云的组合图像，其中心有一颗中子星,每秒旋转33次。图中蓝色部分是X射线,红色部分是光学图像。 球，那么随着自转，中子星发出的射电波束就会象一座旋转的灯塔那样一次次扫过地球,形成射电脉冲。所以人们才形象地称这样的天体为脉冲星。中子星的喷流和辐射会随着物质与能量的耗失，而呈现出旋转周期逐渐缓慢的现象。 另有证据表明,某些双星X射线源也包含着中子星，它们似乎是由于压缩从伴星吸积到它们表面上的物质而发出X射线的。中子星据信是超新星爆发形成的,在该过程中,随着核心密度增至$1 0 ^ { 1 5 / }$立方厘米，中子压力便会顶住中心核的缩。有的理论认为，若恒星缩中心核的质量超过太阳质量的3.2倍，则不能形成中子星而可能变成黑洞。 如果某中子星离我们过于遥远或它自转轴的角度关系，形成的脉冲辐射波波束没有扫过地球，那样人们接收不到，故也就测不到该脉冲星的存在。有些中子星由于年龄太大，自转速度减慢下来，于是脉冲辐射特性也就减弱了，于是变成了无脉冲的宁静的中子星。对于老的中子星可以通过热源法测试。据有的天文学家估计，银河系自诞生以来约有1亿至10亿颗中子星产生。可测到的老年中子星大约有2000颗。通过X射线测试，发现有的老中子星视表面温度为$6 6 0 0 0 0 K _ { \circ }$ 1984年，美国物理学家威藤提出了一个猜想：奇异物质(一种主要由上夸克、下夸克和奇异夸克组成的夸克物质)是最稳定的能够参与强相互作用的物质。因此有天文学家推测认为，假如真是这样，中子星核心很可能有奇异物质；而一旦中子星核心产生了奇异物质，组成中子星的几乎所有物质都会在很短的时间内转变成较稳定的奇异物质；主要由中子构成的中子星或许最终成为由奇异物质组成的“奇异星”。还有学者认为，在理论上，奇异星的很多特征与中子星类似，所以脉冲星实际上很可能是奇异星，而不是过去大多数科学家认为的中子星。脉冲星到底是中子星还是奇异星？目前人们尚未对此有一个明确的答案。 总而言之，中子星为天文学家提供了一个天然的极端条件的实验室，研究其上发生的各种物理现象，能使人类更全面、更完整地认识天体演化规律，甚至从中获得一种全新的认识。$J _ { i } \}$ （责任编辑李良） 图1：太阳景观。完全没有黑子（左图，2008年3月2日）和出现众多黑子（右图，2001年）的日面。
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"title": "从黑子看太阳活动第24周"
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口吴光节
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"title": "太阳的“脸”太干净了"
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自古以来，太阳成为很多古代先民的神。人们常说“人无完人”，后来发现人所敬仰的太阳神的脸上竟然也常常是有黑子的（见图1右）。不过,从2008到2009年，太阳脸上的黑子竟然几乎完全消失了两年，实在是太干净了（见图1左)。这的确是一个大事件。太阳物理学家毫不隐瞒他们的惊鳄：太阳黑子到底到哪里去了？ 现代的科学研究发现，太阳黑子的出现实际上反映了太阳整体的活动程度处 图2（左上图）上个世纪的太阳黑子周变化。蓝色线显示太阳黑子数目的变化。红色条的高度表示在各个极小期时无黑子日的累积数目。在 23 周,黑子的极小期是最长的,无黑子日的天数是最多的。 图 3(右上图）太阳总辐射的变化,呈现明显11 年周期,2008/2009 到达最低点。 11 年周期,2008/2009 到达最低点。图4（左下图）尤利西斯号太阳探测器测量到的太阳风动力压的变化，绿色线给出1992-1998 年的测量 ，蓝色线给出2004-2008 年的测量。非常明显,十年来,太阳风的压力低得多了。 图 5（右下图） 由 NASA 的高新化学组成探测器(ACE)的宇宙线同位素分光计测量到的宇宙线高能铁核的变化。 于哪一个阶段。太阳黑子本质上是太阳磁场在太阳表面的扭结点，是太阳耀斑、日冕物质抛射和强紫外辐射的源。黑子所在处的强磁场阻止了太阳内部磁流体的向外运动，所以无法及时地将内部的高热向外补充，温度就比周围变低，颜色上看起来也就“黑”了。当黑子减少的时候，反映 出太阳活动减弱。结果，由太阳黑子所提供的强紫外线加热也减退，地球的上层大气也会变冷，塌缩。黑子的减少，也就反映出太阳磁场的变弱，由此，不仅仅使地磁暴和北极光现象减少，太阳风的衰减，使得宇宙线也更加容易穿透太阳系。 早在十九世纪中叶，德国天文学家海因瑞奇·施瓦贝（HeinrichSchwabe）就发现太阳黑子的出现存在着11年的周期性变化。相对来讲，太阳的活动极大是短暂的，在几年的时间里，不时地插入能够持续几天时间的猛烈耀斑。而太阳活动的极小却可以稳定许多年。1645到1715年，著名的太阳活动的蒙德极小期就曾经持续了70年，没有黑子，至今使得天文学家感到困惑。 不过，11年的黑子周期仍旧有点像股票市场，当你觉得它的曲线应该上扬的时候,它却偏偏往下跌落了。2008年,就是太阳黑子的大熊市,366天里有266天没有黑子，占$7 3 \%$，被称为空间时代无黑子的“荒年”。往前差不多要100年，在1913年,才有一年的365天里有311天没有出现黑子。人们认为2008年肯定是见底了。谁知道2009年更低，第一季度的90天里有78天不见黑子，高达$8 7 \% _ { \circ }$结果,在太阳活动的第23周，黑子的极小期是空间时代最长的，无黑子日的天数最多（见图2)。 从2008到2010年三年来的持续走低，使太阳活动已经跌落到了百年一遇的最低点。由几艘美国航空航天局的空间飞船的测量表明，太阳的总体辐射量到达 图6 地球的热成层,远紫外线和极紫外线都在这里受阻吸收,使得这一层的温度达到上千度。 12年来的最低点（参见图3)。太阳风的压力达到50年来的最低点（见图4)。太阳射电辐射,尽管是在第二次世界大战以后,才开始有了不间断的观测记录，也到达了55年来的最低点。2009年，宇宙线比过去50年的记录高点还增强了$1 9 \%$（见图5）。2010年中叶，地球上层大气——热成层到达它至少是47年来的最低点。热成层的高度是地面上90-600多千米。流星、北极光和很多卫星都在这一层（见图6)。大气在这一层拦截了太阳的远紫外光，加热使得这一层的温度可能达到1100摄氏度。 归根结底，2008到2009年，太阳磁场整体变弱了，在这世纪级的太阳极小期，说得不好听，空间活动变得更加危险。 浮现到太阳表面上来，一个新的太阳活动周就此诞生了。 美国国家太阳天文台的比尔·利文斯 图7在这个三维视图上，“大传送带”用一组黑环表示，联系着太阳表面和内部。
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"title": "破解之路"
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多年以来，太阳物理学家已经公认了太阳上“大传送带”的重要性。这是一个被称为“径向流"的等离子体流巨大系统。它类似于地球上的洋流，漂流在太阳的表面，在两极附近又流进了太阳内部，然后在赤道附近重新冲回到太阳表面上来（见图7)。这个环形的等离子体流在太阳的11年周期中起到了关键的作用。太阳黑子开始衰落时，正是“大传送带"的表面等离子体流清扫了磁场的残余，流向太阳内部的时候。在深度达30万千米的深处,太阳的磁流体发电机重新使得磁场增强。瞧好吧，欢欣鼓舞的太阳黑子又像浪花一样，重新 图8太阳黑子的磁场在不断地衰减。 顿（Bill Livingston)等人，过去17年来一直在测量着黑子的磁场，结果发现它在不断地衰减(见图8)。他们使用的是太阳光谱观测，测量太阳大气中铁原子谱线受磁场塞曼效应的影响产生的谱线分裂。一般的研究者仅仅在可见光波段进行测量，他们不仅使用了新的技术，而且加上了红外波段的观测，使得结果更加灵敏、准确。黑子磁场的衰减反映了太阳整体磁场的变化。 2011年3月3日的一期世界著名的科学《自然》杂志，发表了黛布因都·南迪(DibyenduNandi)等人的文章，重新解答了黑子缺失之谜。 南迪就职于印度自然科学教育与研究学院，他们的研究工作，得到了美国航空航天局《恒星与生命计划>以及印度政府科学技术部的支持。他说：“太阳深层的等离子体流干扰了太阳黑子的形成，并且拖延了太阳活动的极小期。这是我们通过太阳内部活动的计算机模拟计算得到的最新结果。” 南迪小组确信，他们发展的模型从物理上讲，对于计算程序的三个方面一一1，磁流体发电机；2，“传送带”；3,太阳黑子磁场的浮力演变一一都是正确的。南迪说：按照我们的模型，太阳黑子的麻烦实际上开始于二十世纪九十年代末，也就是在太阳活动第23周上涨期间。"文章的合作者、哈佛－史密斯天体物理中心的安德雷·门诺兹－贾拉米洛（Andrés Munoz-Jaramillo)说：“在那个时候，传送带就开始不正常地加速了。”快速运动的传送带将死亡了的太阳黑子带到了太阳内部深层，由发电机再次“充电”。初看起来，这是重新推进太阳黑子的产生。实际上并非完全如此。当老的太阳黑子尸体到达发电机的时候，如果传送带过早加速，穿过“放大带”太快的话，黑子的产生就会受到妨碍。这是因为黑子在放大带里不能够充分地补充能量,有如拔苗助长。 到了2000年以后，按照模型，传送带再次慢了下来，磁场有时间在放大带多做停留了。但是拔苗助长的伤害已经产生，新的黑子供应不足，慢下来的传送带对于黑子的鼓舞已经功效甚少了。 南迪认为，他们新的模型不仅解释了黑子的缺少，并且解释了2008-2009年变弱了的太阳磁场。太阳活动的第23周成为 了百年之中最深的极小。黑子不能够及时地返回到表面上来，又延迟了第24周峰年的启动。他说：“这证实了，我们新的计算前进在正确的轨道上。” 美国航空航天局太阳物理部的利卡·古哈撒库塔（LikaGuhathakurta）说：“弄清楚并且预报太阳极小，在以前我们一直没有能够做到。但是，这又是非常重要的。”下一步,航空航天局的太阳动力学天文台（简称SDO）可以测量太阳“传送带”的运动，不仅仅是在表面，而且通过“日震学"技术来测量太阳的深层。这一技术可以像对怀孕妇女进行超声波检查一样，显示出太阳的内部。将 SDO的高质量数据输入计算机模型，研究者就可能预报太阳的极小将会在什么时候到来。只不过，SDO的观测工作才刚刚开始，要做到这一点，还需要一些时日。
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"title": "扑朔迷离的第24周"
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马歇尔空间飞行中心的大卫·哈撒韦（DavidHathaway)等人的文章，对当前的第24周峰年的预报，是最新发表的。他们预报太阳活动的第24周将有一个平缓的极大。具体地说，在2013年7月会达到峰值黑子数目58。预报使得第24周成为近两百年来最小的太阳黑子周。他们在预报太阳黑子的幅度方面运用了多种技术。并且发现，下一个太阳活动周的极大，与上一个太阳活动周的长度、刚刚过去的太阳黑子极小期的活动水平以及上一个太阳活动周的黑子最大幅度都存在着关系。在诸多最可靠的技术中，黑子极小期内以及之前的地球磁场的变化测量是最有用的。他们确信地球磁场的变化与太阳爆发有关，但是其精确的联系，以及与未来太阳活动水平的关系，依然还是不确定的。 地磁场研究的先驱中，最早做出突出贡献的是欧尔(Oh1)夫妇。在上个世纪七十年代,欧尔夫妇发现,地磁场的AA指数在太阳活动极小期的值与继之而来的黑子数目有关。另一技术归功于琼·范曼（Joan Feynman），她将地磁场的AA指数分开成两个分量，发现其中一部分与太阳黑子的变化同相位并且成正比，而另外一部分就是剩余量了。在过去，剩余的量很好地给出了未来几年的黑子数目的估计。它的极大值发生在靠近太阳黑子的极小期，并且正比于未来的太阳活动周的太阳黑子极 太阳24周峰年黑子预报 图9马歇尔空间飞行中心给出的第24周太阳峰年太阳黑子的预报。图片作者(Hathaway)和单位标注于图下部。从图中实线可以看到，新一轮的太阳黑子数峰值预计在2013和2014年之间，整个24周的曲线下面积明显小于上一轮活动周。 大数目。第三种方法是由理查德·汤普森（RichardThompson）提出来的。他发现上一个太阳活动周中地磁场被扰动的天数与下一个太阳活动极大的幅度有关系。马歇尔空间飞行中心曾经使用了范曼和汤普森这两种方法进行预报计算之后的平均。但是，两种方法对于第24周实际上都给出了较强的预报。可是太阳活动的第24周却姗姗来迟,并且低调出场。现在,按照欧尔夫妇的方法，平滑后的AA指数在2009年9月达到了极小值8.4，由此给出第24周的太阳黑子数极大仅仅为$7 0 \pm$ 18。最终，他们预报，太阳黑子数将在2013年6/7月份达到极大值59(见图9)。他们还指出，太阳活动的水平，也可 图10用10.7厘米波长的射电辐射流量也可预报太阳活动。 以由10.7厘米波长(频率2.8GHz)的射电辐射流量来很好地表示。从1947年起，每天都有在这一射电波段的观测记录。并且发现它与太阳紫外辐射的变化也趋于一致。后者影响了地球上层大气和电离层。地球上层大气的很多模型也都使用10.7厘米波长的射电辐射流量，去确定大气的密度以及卫星的拖曳状态。10.7厘米波长的射电辐射流量与太阳黑子数目的变化也符合很好，因此也可用于预报（见图10)。并且,可以看到,这一结果与图9的预报完全一致。 2011年2月15日和3月9日，美国的环地轨道卫星观测到了一对X级的太阳耀斑。3月9日由太阳动力学天文台记录到的这次太阳耀斑爆发为X1.5级——这种X射线中最强级别的耀斑，上一次的出现是在2006年12月。在3月7日，观测还记录到6年来最快速的日冕物质抛射，抛出了上百万吨等离子体云，速度达到了每秒2200千米。位于华盛顿的海军研究实验室的安吉洛·沃利达斯（Angelos Vourlidas)说：“我们正在开始看到了某些活动。对于我来说，这才标志着太阳活动的第24周峰年真正已经开始了。”$\left. \nabla \cdot \right\vert$ 到达地球时间X射线 9分钟等离子团 2天 太阳黑子爆发出太阳耀斑这是太阳最猛烈活动，巨大电弧释放出紫外线辐射和X射线 卫星和其他航天器受辐射破坏
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"title": "全方位探测太阳"
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美国“生命与一颗星”计划简介 口徐永煊
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"title": "空间气象预报"
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清晨，当你一觉醒来，推开窗户呼吸外面新鲜空气时，你可曾想到这时你可能正处在一层可怕的恒星（太阳)大气袭击之中?也许你对此话喔之以鼻，可是当你看到地平线上极光在飞舞时，知道太阳活动在你头顶上空和周围引起种种爆裂时，当电视里空间气象预报员向宇航员发出警告说：“爆发了巨大的太阳耀斑”时，你就知道此话不谬了。 别以为太阳是一颗宁静的恒星，像一个火红的圆球，静静地发射光和热。它可是多事之星，它的光和热固然能给我们地球带来取之不尽，用之不竭的能源，然而太阳风暴却能给地球带来巨大灾难。有报道说，美国宇航局据空间气象观测预言，在2013年太阳可能爆发巨大的太阳风暴。如果这一预报成为事实，有可能带给人类的 经济损失将是2005年重创美国新奥尔良州的卡特里娜飓风的20倍，卡特里娜飓风造成了1250亿美元经济损失，20倍将是2.5万亿美元啊！ 太阳风暴来自太阳大气。太阳大气分为光球,色球和日冕。光球在里面，日冕在外边，色球处在中间。太阳大气是炽热的，激烈扰动的。扰动的能量来自太阳内部，由磁场浮现输送到太阳大气里产生各种太阳 图1加热中的日冕环，从TRACE卫星拍摄到这张清晰的日冕环影像，表明磁场可能确实是加热日冕的未知能源。根据这张极紫外光影像和其它TRACE影像，可以看出大部份的加热过程发生在日冕的底部，也就是在日冕环离开或进入太阳表面的区域。这张照片展示了许多炽热且壮丽的日冕环丛，每个日冕环的大小都是地球直径的30多倍。 图2太阳磁力线重新排列——磁重联示意图图3充满噪音的太空太阳耀斑激发的日面波动图4太空画：太阳耀斑、日冕物质抛射等引发的太阳“海啸”图52004年4月25日出现的大规模日冕物质抛射中，巨量的高温气体被抛离太阳（深色遮光板中的白圈代表太阳）。幸运的是，这次的日冕物质抛射几乎垂直于地球方向，没有给我们带来太大冲击。图6绘画：SOHO卫星探测太阳，图中绘出太阳内部的日震波与太阳表面活动现象，如黑子、耀斑和日冕物质抛射。图7 四颗人造地球卫星探测的太阳风与地球磁层相互作用示意图。 活动。较为重要的太阳活动有黑子活动、太阳耀斑和日冕物质抛射（CME)等。黑子活动发生在光球，耀斑一般出现在色球，而CME则在日冕里爆发。 太阳耀斑是太阳大气中最剧烈的太阳活动之一。一般认为发生在日冕层中，在日冕层中所产生的高能电子和质子轰击到太阳色球，引起色球局部迅速增亮，所以在以前也叫“色球爆发”。一次耀斑所释放的能量相当于上百亿枚核弹的爆炸；耀斑爆发所产生的辐射种类繁多，除可见光外，有紫外线、X射线和伽玛射线的增强，还伴随有高能粒子流。另外，耀斑经常 伴随有大量的日冕物质抛射，传播到行星际空间。如果日冕物质抛射对准地球传播过来，就会对地球附近的空间环境造成大的扰动，形成所谓的“灾害性”空间天气，非常不利于人类的空间探索活动。 虽然不同的太阳活动发生在不同层次的太阳大气里，但它们之间由一根“暗线”联系着。太阳物理学家已初步发现太阳耀斑系磁场能量释放的奥秘。人们发现，太阳耀斑前的磁场是高度“扭缠”的，通过磁场重联过程，新产生的磁力线变得越来越松弛，并在此过程中迅即完成能量的快速释放。而这个释放过程，正是该太 阳耀斑的能量来源。这个发现有助于更好地理解太阳耀斑现象，从而为空间天气预报做准备，以有效避免太阳剧烈活动对于通讯卫星、载人航天造成的不良影响。 新近的科学研究指出，,对CME和太阳耀斑负责的过程都是“磁重联”。“磁重联"是两个方向相反的磁场相互接近时磁力线重新排列的过程。这种重新排列使得原来贮存在相反磁场里的能量以迅雷不及掩耳的态势突然释放出来，在不同层次的太阳大气里产生太阳活动，日冕物质抛射和太阳耀斑一般发生在太阳上已知平均磁场很强的活动区里就是明证。重联后的 磁场成环形,它们携带物质向外膨胀。膨胀激烈的磁环冲破太阳束缚，从日冕上喷发出去,形成日冕物质抛射；在“磁重联”中没有向外膨胀的螺旋形磁场很快在环下面形成拱形（一系列密集的磁力线环）留在太阳上。 日冕是太阳最外层大气，太阳上一切活动都要从这里向外输出。日冕物质很稀薄，只能在日全食时看到，日全食时出现在日面周围的放射状银白色光芒便是日冕。日冕可分为内冕和外冕，内冕是真正的日冕，其物质是等离子体，物质密度比色球密度低，温度却比上层色球温度高得多，达到200万℃！高温稀薄的日冕物质不断向外膨胀,形成太阳风。外冕是太阳大气向外延伸的部分，在日地关系中称为“日球”，它可延伸到地球，土星，甚至超过冥王星。 像我们熟悉的地球上天气变化一样，外冕里也发生天气变化,并且形成了许多空间天气形势，有数10亿吨的CME，有不 断往外流的高能辐射流，当太阳上发生激烈爆发活动时，还会在地球周围见到剧烈的太阳风暴。太阳系的每一个天体：大行星，小行星和彗星都暴露在这些辐射之中。我们生活在一颗活动恒星一一太阳的广延大气里，在享受阳光带来的恩惠的同时，也感受到太阳变化产生的高能粒子流的威胁。为了描述太阳和太阳风中、磁层中、电离层和热层中可以影响空间运载工具、地基技术系统和危及人类生命或健康的条件,科学家创造了一个术语：空间天气。
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"title": "地球的防御体系"
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虽然地球处在空间天气包围之中，但我们地球周围有两道很好的防御系统，这就是地球周围的厚厚大气层和包围在大气层外面的全球磁场，它们在地球外面形成严实的屏障，不让空间天气越过“雷池”,影响我们的地球环境。在这些屏障的保护下，我们才没感觉到太阳威胁的存 在。 但是，地球的防御体系不是铜墙铁壁固若金汤的，它们的防御能力有限。一旦出现强烈的空间天气形势，这个体系就有可能遭到破坏，例如当CME到达地球时，就可以扰乱地球磁层，使它的向阳面受到压缩而向内凹陷，背阳面则被拉伸成磁尾。在磁层背阳面上的磁尾中间有一磁片，称为“中性片”。当中性片里的磁力线发生“磁重联"时，就能够产生百万瓦能量。这个能量能够直接进入地球上层大气，产生特别强的极光，扰乱无线电传输，造成停电和破坏输电线，损坏人造卫星上仪器设备和卫星轨道。 太阳风暴在地球周围造成破坏的例子是不胜枚举的，1989年3月13-14日，太阳风暴造成加拿大魁北克地区电网停电6小时，全球无线电通信受到干扰，日本一颗通讯卫星工作异常，美国一颗卫星轨道下降；1991年4月29日，强磁暴致使美国缅因州核电厂发生灾难性破坏； 图8太阳动力学观测台(SDO)在轨飞行示意图 图9SDO上EVE拍摄的太阳紫外图像
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"title": "“生命与一颗星”计划"
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“生命与一颗星”计划的基本战略与地球上气象研究相同，即用一组飞船对太阳大气进行全方位探测，着重了解有关影响生命与社会活动的日一地空间的必需的科学知识，最终提供空间天气系统的预报知识，特别是对地球和行星际空间有影响的空间天气条件的预报知识。 这是一个拦截计划，即使用空间飞行器进行拦截观测，以获取对航空、航天、太阳物理、日地关系、天气变化以及技术基础设施所需的知识，具体说，进行下列4方面研究：1.空间科学：确定在11年太阳活动周期内，日一地系统的物理和动力学行为；2.地球科学：改善我们对太阳变化效应的认识以及太阳变化对地球上天气变化的影响。3.载人探测：为加速预警严重影响人类安全的高能粒子事件提供必需的资料；4.宇航员和空间渡船：为空间飞行器上的系统设计和电子器件设计提供有用的辐射环境资料。 计划由3个主要部分组成，一是在空间飞行平台上对太阳上不同区域，行星际空间区域和地球周围空间区域进行研究，二是在“空间环境试验台”上对应用科学计划和组件进行科学实验和研究，三是进行一个“实靶"研究和技术计划研究。除后面两个试验任务外，仅空间飞行平台上的研究就是一个宏伟的研究计划，它由5组 1997年1月6-11日的CME使得AT&T公司通信卫星报废；1998年5月19日美国“银河-4号”通信卫星失效，德国一颗科学卫星报废；2000年7月14日欧美的GOES、ACE、SOHO、WIND等重要科学卫星遭到严重损害，2003年10月28日上述卫星再次遭受到太阳风暴的侵袭；2010年8月4日晚，受到太阳风暴的影响，英国和丹麦出现壮观的极光。各种实例表明，空间天气形势不仅能越过地球防御系统，侵扰我们地球的周围环境，而且这样的侵袭还是不断发生的。 如今天空有500多艘飞行器环绕地球飞行，其中包括国际空间站”。这些飞行器在电话，电报，通信和导航中起了不可估量的作用。在今天的人类生活中，电灯，电话，电报，GPS和卫星导航已成为不可忽缺的工具，而空间飞行器如此受空间天气的制约，因此空间天气对地球上人类生活的影响是不言而喻的。 太阳风暴可能使我们依赖做天气预报和GPS导航的卫星失去能力，由太阳耀斑来的射电爆发可以直接干扰手机接收，而在CME的打击下地球上可能造成停电，航空旅行也可能受到影响。如今,每年飞机载运数千名旅客穿越地球两极进行洲际飞行，这是纽约——东京或是北京-芝加哥间的最短飞行距离。这种洲际飞机飞行正在逐年增加，据统计，1999年美国 航空公司只从北极上空飞越过12次，而2006年的飞行次数迅速增加到1402次。其他航空公司也有类似增长的报告。“太阳风暴对我们行星的极区有很大影响。”美国空间天气预报中心的斯特夫·希尔说，“在磁暴期间飞机飞过极区时，它们可能经受无线电断电，导航误差和计算机重新启动等影响。所有这一切都是空间辐射造成的。”虽然在太阳风暴期间可以绕道飞行，避免空间天气造成的影响，但这要花费很长时间，增加许多费用和燃料。因此对空间天气进行研究是现实生活所必需的。 问题还在于地球的防御范围是有限的，大气层只有几千千米高，地球磁层虽在大气层外面，但它的范围也有限。磁层外面有两个地球辐射带，那是异常区域，空间飞行器飞到那里是异常危险的。而人类不能局限于在地球上活动，人类将来要离开地球，上月球，上火星，开拓新的生存空间。我们正在为实现这一伟大理想创造条件。在人类走向别的星球的历程中必将走出地球防护层，直接与空间天气接触。到那时我们将在太阳大气内部生活，将直接受到太阳大气的影响。 为了应对面临的一切现实，必需更多地了解太阳大气，特别要了解如何预报太阳风暴。“生命与一颗星"计划就是为此而制定的。 图10“太阳探测器+”轨道模拟图，其中标示了“太阳探测器$+ ^ { \, 5 9 }$多次近距离太阳飞越的轨迹 图11“太阳哨兵”由4艘飞船组成
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"title": "空间飞行器组成："
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1.太阳动力学观测台(SDO)。飞船上带有日震仪／磁强仪（HMI),EUV 变化实验（EVE)和大气成像器（AIA)等3架仪器。HMI揭示太阳内部各种活动成分和磁场，研究太阳活动的内部源泉和机制，太阳表面磁场与活动性同太阳内部物理过程的关系。EVE在白光和紫外(UV)波段10个波长上获取太阳单色像，研究太阳EUV变化及其与磁场变化的关系。AIA研究与地球大气加热、卫星阻尼和与通信系统老化有关的问题。“观测站"已于2010年2月11日发射，预计飞行5年。 2、太阳探测器$^ +$（SolarProbe Plus)。这是所有太阳探测器中最激动人心的一个,它是一艘非常耐热的飞船,在距离太阳表面仅70万千米的空间就地对太阳风和磁场取样，能极其仔细地研究太阳附近的大气状况。这样的探测在人类探测史上将是第一次。 3、太阳哨兵(SolarSentinels)。太阳哨兵由4艘飞船组成，美国宇航局3艘飞船上的仪器有很好的导航装置，第4艘（叫做“太阳轨道站”)是欧空局提供的，在太阳赤道上飞行。4艘探测器组成第一个真正的太阳全球活动探测器，因此赋予它们一个好听的名字：“太阳哨兵”。“太阳哨兵”用在太阳一边的有限观测来研究太阳气候和空间天气。 4、辐射带暴探测器(RBSP)。这是在地球辐射带内的两颗地球轨道卫星，拟于2012年发射。其任务是,在两年飞行中,利用高能粒子成分/热等离子体仪器，测量电场和波、电磁场的仪器，测量粒子成分的实验等实验装置获取太阳活动和太阳风两种变化对空间相对论电子和离子群的形成和变化所产生的影响。RBSP是探测日－地联系的至关重要的探测器，它们所考察的是从太阳大气抛射出来的可以被辐射带内地磁场俘获的高能粒子，它们要找出这些辐射带是如何形成和被空间天气加速的。 5、电离层-热层暴探测器（The Ionosphere-Thermosphere Storm Probes )。这是由两个以上探测器组成的围绕地球运行的探测器组,目的是研究同太阳 UV辐射“首次接触"的最上层地球大气。这是个很重要的区域，因为这里是相对论性带电粒子集中的区域，它们强烈影响射电波传播，几乎对一切形式的电信和GPS导航造成影响；这里也是太阳UV加热影响地球大气向内／向外“透气"的地方，向外“透气”可以加大卫星阻尼，把危险往下拖，向内“透气”则减少拖力，因此这里也是直接对卫星产生阻尼的地方。 从以上叙述中我们可以看出，科学家不仅认识到由太阳形成的空间天气对人类生活和社会活动有着严重的影响，而且已采取切实可行的措施来应对这些影响了， 我们还看到，在迄今为止的太阳探测活动中，“生命与一颗星"计划是最周密、最完整的探测计划，这个计划的实施必将给地球上生命活动与社会活动带来很大的安全感。值得一提的是,在2010年的“国际生命与一颗星”的会议上，中国科学院代表庄严地承诺，中国将为这一计划提供一个名为“夸父”的空间探测任务。A （责任编辑李良） 图12太阳动力学天文台发射升空 太阳是宇宙无数恒星中唯一对地球生命和演化至关重要的天体。天体演化理论揭示:这颗地球生命赖以生存的天体已经漫长地演化了40亿年。地球上的主要能源,除了地热和人造核能之外,包括石油(远古太阳能）煤炭(远古太阳能）天然气(远古太阳能）、风电(准实时太阳能)、水电（地球重力场中的大气水循环转过程积蓄后再放出的太阳能）、以及生物能(植被转化的太阳能),这些人类赖以生存的能源都是直接或者间接来自太阳能。
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"title": "太阳 2 秘"
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口国家天文台 王晓帆 在地球漫长的演化史上，我们可以发现地球的大气圈、水圈、生物圈都受到太阳活动长期的影响和调制（图1)。从图1我们看到植物中碳十四同位素百分含量波动变化的时间曲线有两个极小值都与太阳“极小期”重合（图中染黑的部分，1700年附近的太阳极小期称“蒙德极小期”），伦敦和巴黎的冬季气候历史记录也有同样规律。这并不是偶然的：植物中的碳十四同位素含量和植物光合作用强弱 有关，光和作用强弱又和太阳辐射变化密切相关；局部地域的冬季气侯严酷程度统计相当于局部采样的大气温度统计。 太阳影响地球的主要方式是光辐射（太阳辐射常数$1 3 6 7 W / m ^ { 2 }$，相当于大气外每平方米接收到1.4千瓦能量，但是有$3 0 \%$要反射回太空，剩余的进入地球大气被云层、海洋和陆地吸收）。如果把太阳辐射投影到地球截面（地球向阳面）的能量做一个简单换算，太阳大气外的总功率大 图1：长期太阳活动与地球气象环境之间的关系图（取自英文Google互联网）。图中裸眼观测的黑字数基本体现不出太阳活动变化。太阳黑子的准确观测统计开始于1609年，伽利略望远镜发明之后。在此之前的数据仅反映碳十四百分含量变化率与伦敦巴黎冬季严寒程度相关性。但如果认为植物中碳十四百分含量的长期波动的这条曲线主要取决于太阳辐射变化，那么太阳辐照（射）变化与地球气候变化的长期相关性就比较肯定了。 约为$1 7 4 . 3 1 \times 1 0 ^ { 1 2 } k W$，以全国2009年的发电量作为分母，地球大气外的太阳辐照功率能够满足全国人民按2009年的电消费水平生活44万年，相当于2千万个三峡水电站（2009年三峡发电$7 9 8 . 5 3$亿千瓦时，占全国2009年发电总量的$2 . 3 \%$ )。媒体报道日本计划于2020年后建立太空太阳能发电站。中国的娣娥探月工程里也有调研月壤中同位素氮3分布的计划（月壤中的氨3储存了一定量的太阳能)。从这组数据，我们可以看到太阳物理也有“天文数字”，并且这些数字直接关系到地球的生存环境。 质子和质子聚变，以及碳氮氧循环的核反应，在太阳的内部时刻不停地进行着，是它的能量的来源。太阳这颗相对比较稳定的恒星，它剩余的氢元素也许还能再燃烧50亿年，并使太阳继续发出光和热。但是,太阳的微弱变化对地球产生的影响是巨大的。太阳的主序阶段寿命还有50亿年，并不能说明太阳影响之下的地球气候环境还能维持人类生存50亿年。我们知道，在太阳活动周的时间尺度上看，目前阶段的太阳辐射相对变化幅度在千分之一数量级。正是由于太阳辐射在一定时间范围内的稳定，地球距离太阳远近适
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"title": "超链接：太阳的较差自转"
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图3:伽利略手绘的太阳黑子图(来自galileo.rice.edu)。这些历史图片在科学史上的地位非常重要，它们是伽利略亲自观察并用手绘制的不同日期的太阳黑子图像。将这些不同日期（右下部是意大利语标注的时间，公元1612年6月2日至7月8日）的全日面黑子图做成动画播放时，可以看到太阳光球表面（流场），日面纬度30度到40度左右的黑子带的运动。也就是太阳自身相对于地球的在转动。这个运动大约25至27天的周期，跟地球自转引起的周日视运动（约24小时）周期区别非常明显。伽利略怀疑“地心说”的思想起源和这些太阳黑子的观测有直接联系。 我们在地球坐标系去看太阳光球，它并不是像一个刚性球一样旋转的，有环向的“较差”运动和经线方向的“子午流”运动。所谓“较差”运动，其实就是指在日面上的不同地方，太阳的自传速度各不一样，通常称为“较差自转”，子午流则是沿着日面南北方向的湍流运动。伽利略是人类历史上最早发现太阳光球旋转的人（图3），当时他应当还没有意识到光球面较差运动的存在，只是发现了以黑子为参照的太阳自转周和恒星周的明显差异，意识到了托勒密“地心说”理论的错误,从而支持哥白尼的“日心说”。 伽利略时代的这个重大发现，严格来讲不是我们这个科技时代所讨论的“日地关系”,而是他们那个蒙味时代被批判和否定的“日地关系”。“日地关系”问题涉及西方宗教的哲学和世界观,在神权与君权一统的西方旧世界,世界观的绝对统一对宗教至关重要。伽利略的冤案直到360年后的1992年才被罗马教皇完全平反。所以首次发现太阳转动在科学史上和宗教史上都具有里程碑式的意义。 图2：日暑和圭表（摘自百度图片搜索）。左图是传统的赤道式日暑，利用太阳相对地球的周日视运动来粗略计时。指针在北极星方向，日暑盘面与地球赤道平行，春分到秋分阳光入射上盘面，秋分到下一次春分阳光入射下盘面。右图是用于24节气测量的圭表。一个回归年中的每日正午时分，日轮上中天，“表”的影长落在南北向的圭尺上，影长变化记录和反映了太阳地平高度的变化，这种周期性变化和地球在黄道上位置变化是一致的。圭表看似简陋，但实际涉及到黄道、赤道、地平三套坐标系，所以节气的记录规律会有很强的地域性和时代性，不同朝代、不同地方的历法也因此有差异性。比如，中国和澳大利亚的季节相反；北方农民的某些节气谚语到了南方就不再广为人知。 中（按日心的立体角几何投影考虑，地球向阳投影面接收的太阳辐射能只占太阳总辐射能的20亿分之一）,以及地球自身独一无二的因素（自转公转、大气圈、生物圈），故而太阳提供的光和热正好稳定供应了地球生命系统长期生存和演化所需的能源。
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"title": "太阳和传统社会的历法"
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天文学从诞生开始，在相当长一段时期是与历法和时间计量打交道的学科，而历法的一个主要的实际用途是度量回归年。在远古时代，人们没有灯火照明和钟表计时，自然是“日出而作，日落而息”。中国在公元前就已经出现了用于计时的日暑（图2左）和用于节气测量的圭表（图2右）。这样两件仪器看似简陋，却是中国古代很重要的太阳观测设备。当人类从原始的狩猎生产方式转向农业生产之后，根据 地球在黄道上的位置确定一年的四季和各种节气是古代天文学很重要的一项任务。中国古代颁布过不同的历法，历法的社会功能主要在于告诉人们一年中的节气变化,指导农业播种和收获。一年四季之中，太阳光直射点在地球南北回归线间周期性来回移动，阳光对地球的入射角度也在变化，这就决定了四季变化，决定了每天的日照长短和辐射量变化，从而大致决定了农作物的生长周期。所以，农业社会发展到一定规模后，统一历法的产生也是必然的，古代历法应用于农业，就是指导人们如何精确地收集和利用一年中的太阳能。任何历法都是提供人们一个能方便应用的时间表。 对百姓而言，时间系统必须尽量采用“平均和等分”。因此，时间计量单位“时辰、日、月、季、年"在实际应用中最好相互之间有整除和进制的关系。另外，不论阴历、阳历、或阴阳合历，都力求尽量解释和预测当代的天体运行周期，特别是回归年问题。但地球自转周期、月亮朔望周期、地球公转周期相互之间没有整除关系。所以，古代历法采用“置润”来协调这个矛盾。中国的农历是一部非常实用的阴阳合历，它既包含了回归年的节气变化，又兼顾了月相的朔望周期。 在古代中国，我们的农业远比同时代的西方发达，这样才有能力养活大量的人口，所以华夏几乎一直是世界人口最多的地区，也是世界文明的中心。我认为，这其中历法有莫大的功劳，它是古代日地关系研究的“标志性科技成果”，准确指导了各个时期的农业生产。西方传入中国的公历（阳历)已经推行和普及了相当长的时期，但农历仍在广泛使用，仍有一定生命力。中国的各种传统节日庆典离不开农历，广大农村仍然在使用它。目前的公历实际只有一个公共计时功能，它在中国没有完全取代农历，这也说明现代中国是一个农业相对欠发达的社会，对日地天体运行规律的把握和利用还停留在传统的日历表上。现代社会，一是利用现代科技打破季节规律发展农业；二是可以利用现代科学仪器对一个回归年中太阳的辐照变化进行更精确和细致的测量及预报，从而直接服务于农业。总而言之，现代科技社会对天文和太阳能源的利用又提出了新的挑战与要求。
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"title": "太阳黑子周期"
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太阳上物质以磁流体形式运动，除了流场宏观运动以外，还有前面提到的磁周期的问题。伽利略发明望远镜后，人们做长期持续的常规性观测，很快就可以发现太阳自转（流场性质），以及黑子出现数目的周期性和规律性。图4是公元1750年至2010年的国际太阳黑字数统计图，太阳活动的11年常规周期可以很好地体现为黑子数的周期统计。 实际上，中国在汉代甚至更早的历史上就有对太阳活动的观测和记录：马王堆出土文物上就有太阳黑子的记录，而且肯定是较大黑子，否则不可能目视看到。世界科学史上也公认中国人对太阳活动和黑子活动的记载是全世界最早的。不过，中国古代记录本身的科学性有所不足。在距今2000多年的西汉马王堆锦帛上就有太阳和黑子的图像，古人以“日中有竣乌”表示和解释自己看到的太阳黑子（也就是我们常见的“三足乌”图案）。描述、比喻、形容、想象性解释等手法贯穿了整个中国古代的太阳黑子观测，西方对太阳黑子的记录则是准确的绘画、标注，尽可能地量化,然后再进行统计分析和推论。 西方在17世纪初望远镜发明以后开始太阳黑子的科学观测研究。图5是蒙德夫妇绘制的黑子蝴蝶图。蒙德蝴蝶图本身是一种对科学数据的加工和处理方法。即 对日轴投影线中心区域的黑子浮现时间和日面纬度做了统计。这个处理在今天看来相当简单，从伽利略手绘黑子图时就有条件去做了，但是它却导致了太阳物理中一个重大定律的发现。现在称spddotorer定律：太阳活动周初始阶段，黑子从高纬开始浮现；浮现的纬度随时间降低；浮现的日面纬度区域一般在正负45度以内；下一个活动周开始时继续重复这一模式。 偏振测量仪发明之后，通过给望远镜配上偏振光测量装置，西方科学家继而发现太阳黑子都是有磁场极性存在的（1903年$- 1 9 0 8$年，水平和塔式太阳望远镜，最早观测到点源太阳黑子磁场。紧接着，美国天文学家海尔(Hale)就提出：太阳黑子出现数目和其磁场极性都是带有时间周期性的，而且磁场周期是数目周期的两倍，所以太阳黑子的周期严格讲是22年左右（图6)。 海尔、蒙德、伽利略的这些发现在今天来看，都是与太阳观测仪器发展一脉相承的重大科学成果。如果只看现今太阳物理所取得的成果，往往会让人对太阳物理的科学成就感到不可思议。如果从历史的角度去看，似乎每个成果都是很容易的天文发现，都只是在前人基础上多走了一步。这些发现本身并不涉及很复杂的知识和技能，需要的就是在前人工作基础上，尊重科学事实,并有持之以恒的兴趣。 图4：公元1750年至2010年的国际太阳黑字数统计图（取自英文Google互联网）。从图中可以看到，1780年至1849年和1880至1960年的太阳黑子周峰值变化存在着长于11年周期的时间变化，只有观测得到更长时间序列的数据才可能提取这些周期。三处红线标注中国几次局部重大自然灾害发生的时间。 图5：1904年英国科学家蒙德夫妇绘制的蝴蝶图（取自英文Go0ogle互联网）。这幅图本身是网格化坐标纸，横向为观测地的时间坐标，纵向是日面的纬度，水平中线即赤道。图中每一纵线条带是从太阳自转轴的地球正视投影方向取出的，相当于日面的“本初”经线条带。一只蝴蝶的横向宽度约为11年。能做这幅图，说明蒙德时代已经很好地观测到了太阳自转的卡林顿周，蒙德夫妇在这个基础上研究黑子浮现的纬度和时间关系。 图6:1910年美国科学家海尔（Hale）描绘其本人发现的太阳黑子磁极性定律（取自英文Google互联网）。磁像仪发明并用于太阳观测后，黑子极性定律的发现是必然的,Hale成为了这方面的第一个幸运者。在每个活动周，北半球浮现的前导和后随黑子极性相反；南半球同北半球的前导和后随黑子极性反对称；下一个11年周期，极性又同上一个11年相反；黑子磁场的完整周期是数目周期的两倍,22年左右。
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"title": "蒙德极小期"
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望远镜发明400年后，人类对太阳活动(此处主要指黑子)观测记录的积累量已经覆盖了相当数量黑子数周期。可是，仍然没有完全摸清太阳的活动规律。公元1645至1715年之间，即第一次工业革命前正好有一个“极小期”（以发现这一现象的天文学家蒙德的名字命名），在这个期间太阳黑子浮现的11年活动规律似乎暂时停止了，黑子数极其稀少（图7)。迄今400年里，人类只遇到这样一个特殊周期，太阳物理学家们仍不能彻底解释这个蒙德极小期的形成。 在2008年和2009年，太阳活动异常宁静，新太阳活动周迟迟没有到来。2008年底，中国科学院国家天文台怀柔太阳基地甚至连续一个月没有观测到小黑子出现。太阳的第24个周期活动之弱,大大出乎多数太阳物理学家的预料，《天文爱好者》曾对此有多篇报道。 最近,有观点认为在2008和2009的太阳极小属于近一个世纪以来（“centu-ry-class"）的太阳极小期。美国宇航局（NASA）在2010年7月20刊登过一则新闻,援引了《Geophysical ResearchLet-ters>同年6月刊登的第19 期的一篇通讯文章。这则新闻指出：2008和2009年之 间,地球的热层(thermosphere)塌缩到了历史上的最大程度（从1967年有数据记录开始）；但随着2010年太阳活动的逐渐到来，地球热层也正在恢复。我们知道地球大气热层在海拔90千米至600干米的高度范围内变动，它的主要作用就是拦截太阳紫外光子，自身则被加热膨胀,所以受太阳活动支配,对太阳辐射变化比较敏感。 现在,有些太阳物理学家，尤其是研究太阳“发电机”的理论家，猜测2009年之后，可能就要面临一个类似于“蒙德极 小期"的太阳活动“长期低迷"时期(Klee-orin 2009,Beijing International He-licityThinkshop，私人交流）。在这段时期，太阳黑子浮现和太阳活动不会停止，但幅度和强度会下降。太阳23周和24周的问题，在学术圈内是个热点问题,还有很多争论，并未形成一致观点。如果我们这个时代遇到了一个类似蒙德极小期的太阳周，对太阳物理研究者来说会是相当重要的时代。$J _ { i } \}$ （责任编辑李鉴） 图7:公元1600年至2010年的国际太阳黑字数统计图（取自英文Google互联网）。图中红色数据点之间的平坦区域是著名的蒙德极小期。这个区域的出现说明太阳的活动周除了11年（半周期）的常规周期外，一定存在其它的特征周期，它标志了太阳不同于常规11年（或22年)的物理行为和机制。而了解这些更特殊的周期必须要积累若干次完整采样数据，才有可能进行下一次“蒙德极小期”出现的准确预报。 延伸阅读：太阳“发电机”理论与地球的磁偏角 太阳这颗恒星会从早期的原始星云阶段遗留一些原初磁场（fossilfield，Parker 1979;或称 seed field,Bran-denburg2005），现今的磁场与恒星形成早期原初磁场的关系问题，尚不清楚。有一点可以肯定的是，现今的太阳磁场和原初磁场相比，在量级上有巨大差异 $1 0 ^ { - 6 }$和$1 0 ^ { 2 }$），这就需要理论去解释现在的磁场如何形成、如何维持、如何演化。目前这一领域最流行的就是所谓“发电机"理论(dynamotheory)。 有趣的是，虽然我们的地球不是恒星，只是行星,但是地球磁场的形成可能也符合“发电机”理论。地球大致具备了形成发电机效应的条件（但是没有太阳那样的辐射核)：内部的核心为刚体结构，外部存在着一个铁镍金属的液态导电壳层；在导电壳层之中存在原初电流；这个壳层相对于地面有转动；地球内部有类似的发电机效应。从电磁场的狭义相对论我们可以理解：地球内部必须有带电的、相对地表有宏观运动的流体壳层，这样在地球表面才有能感受到宏观磁场，否则最多只有静电场而没有电流（这个地下宏观电流还没有被测量到）。此外，地球外层的磁壳层会携带由离子和电子定向移动形成的宏观电流，这个电流变化较大，对地表测到的磁场的贡献约占$1 0 \%$。 不过由于地球和太阳的物理条件不同,所以它们的磁场分布状态、演化规律明显不同。地球磁场在短时间内相对稳定（太阳磁场变化时标22年）,但以十万年（$( 1 0 0 \mathrm { k y r } )$ )的尺度去看，它又是变化的，并且没有太阳磁场那么明显的周期规律。人们通常把地球磁场想象成一个大的条形磁铁的场。称为“偶极场”。地球偶极场和太阳偶极场都有一个相似的特点：偶极矩失量相对于球体物质场的平 图8：迄今80万年间的地球磁偶极场强度的时间演化(Google自互联网）。图中纵坐标是偶极矩的强度，迄今78万年处的Brunhes-Matuyama是地磁偶极场距离我们这个时代最近一次反转的时间位置。地球磁偶极场的反转过程也不是等周期的，这一特点和太阳差别较大。 均自转轴有运动。也就是说,假想地球或太阳内部某处有一圈宏观闭合的电流，这个电流圈的法向即偶极矩的方向，由于这个电流圈的平面相对于球体的平均自转轴存在进动和章动分量，所以球体磁轴(偶极矩)和自转轴之间存在夹角的变化。这个问题在物理上类似于两个角速度的合成,以其中一个作参考轴,另一个总是可以可以分解成进动和章动分量。 地球偶极场的这两种运动，最早为中国人模糊地感知到。北宋科学家沈括在《梦溪笔谈》中写道：“方家以磁石摩针锋,则能指南,然常微偏东,不全南也。”沈括描述的这个夹角可以粗略等效于磁轴和地球自转轴的夹角在局地的投影角。今天再看历史，我们知道实际沈括也只是看到一段时间，局部地方的“磁偏角”，这个量随地域和时间而变化。“www.geomag.us/info/declina tion.html"能下载地球物理学家们模拟的从1590到2010年的磁偏角变化的动画，可方便直观的了解地磁演化的这一性质。 地磁的另一个重要性质就是偶极场 反转，即磁矩在地球自转轴上的投影值反号。根据地质学对一些能够记录地磁变化的岩石样本的研究,人们发现：地球偶极磁场也发生反转，时间周期从几万年到几百万年不等，平均来说30万年反转一次（首先是减弱，然后消失，再到反转增强)。迄今最近一次地磁偶极场反转发生在78万年前（图8)。不少美国的影片都应用科学素材，演绎了地磁场突然变化对人类社会造成的影响（《地球停转之日》《2012Doomsday》等）。 地磁周期不如太阳周期那么规律。现有的地磁理论能预测近一个世纪内，地磁不会发生倒转，而且地磁发电机理论推测地磁倒转的整个过程大致需要2千年来完成（相对于地质时间是很短的时间)。在这一过程中，太阳风、太阳辐射、高能粒子流将如何影响地球生命?磁导航设施、迁徙候鸟如何受到影响?地球气候环境会不会有剧烈变化？这一系列问题，确实值得研究。但有一点必须肯定：地磁反转期不是世界末日，因为直立人类和很多动物物种出现在地球上的时间早于最近一次地磁反转的时间。
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"title": "全高清数字天象仪！"
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"title": "海王星发现周“年”纪念"
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口王玉民 1846年9月23日，德国天文学家约翰·加勒按照法国天文学家乌阿班·勒维烈的推算，在预定的天区发现了太阳系第八颗行星一一海王星。这一天，被历史评价为“牛顿力学最辉煌的一天”。一“海王星年”（绕太阳的公转周期）为164.79地球年，按此推算，海王星将于2011年7月12日回到绕日公转轨道上它被发现时的那一点，这一天，也就是海王星发现一周（海王星）年”。因此，笔者特撰此文以示纪念。
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"title": "敢遣行星上笔端"
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现在，我们经常为天气预报的不尽如人意而烦恼，但几乎人人都把天象预报当成天经地义准确无误的，特别是日食、月食、行星动态，完全达到了孟子当年期盼的“苟求其故，千岁之日至，可坐而致也”的自由境界。到目前为止，天文学的预测也是人类所有文理学科（包括数、理、化、研究的对象预测最准、精度最高的学科，至于天象的回推可以用来做几千年前历史断代的标志点使用。 但天文学能做到这一点，实在是来之不易，就在一“海王星年”前，天文学家才 出每一颗天体的位置，甚至这颗天体是未曾被人发现的。因为，在这一天，天文学家根据牛顿力学理论，在笔尖上推算出了一颗未知行星的位置，并且立刻被天文观测所证实，于是这一天成了“牛顿力学最辉煌的一天”。 这个故事要从天王星的发现说起。威廉·赫歇耳用自制天文望远镜观测夜空一颗慧星。但随后其他天文学家的观测证王星。 天王星被发现之后，很多人都把望远 天王星运行的轨道半径比地球的大19倍多，在一个近乎圆形的椭圆轨道上运行，绕太阳一周约为84.3年。考虑了木星、土星等的摄动，天文学家为天王星编算出了未来的运行表。 其实在赫歇耳发现天王星前，已经有天文学家多次观测到天王星了，但都把它当成了恒星记录在案。有人根据1781年前零星的天文观测记载，也计算了一下天王星的运行轨道，但奇怪地发现，它居然与1781年后观测资料的计算构成两个不学家们。 奇怪的事情接着又发生了，1800年以 后，天王星的运行速度忽然渐渐加快，偏离了人们预测的位置，到1830年左右，它的运行速度又慢了下来，甚至比往常还慢,到了 1845 年时,它偏离开预测的位置已经非常大了。 于是有人质疑：是不是万有引力定律不适用于天王星？ 大家知道，自从1687年牛顿的《自然哲学的数学原理》问世以后，以万有引力定律为基础的牛顿力学逐渐成为最令人信服的理论体系，成为时代精神的代表。到发现天王星的时代，已经过去100多年了，经过一次次的预言和验证，无论从天体的运行，还是地上物体的坠落抛射，牛顿力学都能提供物理因果性的统一解释，几乎到了所向披靡的程度。但此时，牛顿力学又面临着一次挑战：新发现的天王星似乎不愿意服从这种因果性的安排，自行其是地在它的跑道上醉汉似地移动着。 为了摆脱这种尴尬的局面，科学家提 有人提出“灾变”假说：在1781年后不久，有一颗彗星撞上了天王星，使天王 响。 还有人提出“未知卫星”假说：天王星有一颗尚未发现的卫星，它影响着天王星的运动轨道。可如果真存在这样“给力”的卫星，其体积之大早就该被人们用望远镜发现了，但观测一直没发现这么大的卫星。 还有一种假说更奇，认为天王星轨道上充斥着空间流体，是这些流体的影响使天王星运动改变的。这就更找不到观测证据了。 除了少数好事者外，谁也不愿意主张“万有引力定律不完全成立”，于是这样一个假说影响越来越大：“未知行星”假说。因为，行星都有忽快忽慢的运动，如果一颗行星跟另一颗行星在轨道上相互接近，它们的互相吸引会使双方都稍稍脱离人们推算的轨道，并产生快慢的变化，这称作“摄动”。德国天文学家白塞耳将天王星的运动与已知行星的摄动进行比较和分析，认为在太阳系中还有一颗比天王星更远的行星，是它的引力作用使天王星的轨道发生了偏离。如果真是这样的话，那么“万有引力定律”就仍是完全成立的了。 这当然也需要观测证据，于是许多天文学家都把望远镜对准天王星前后的大片天区，希望能像赫歇耳当年发现天王星一样，一举捕捉到这颗行星。德国哥廷根 这当然也需要观测证据，于是许多天文学家都把望远镜对准天王星前后的大片天区，希望能像赫歇耳当年发现天王星一样，一举捕捉到这颗行星。德国哥廷根皇家科学院甚至专门为第一个发现新行星的人设立了巨额奖金。 可是，这颗新的行星肯定比天王星更远（按提丢斯一波得定则，要远几乎一倍），也几乎肯定比天王星更加暗淡，在那个恒星星图尚不完善的时代，在范范的太空中，如果光靠望远镜盲目地搜寻，也许几十年都找不到它，即使看到了，也可能像1781年以前的天王星一样，被当做恒星记录下来。 于是，天文学家想，既然从两颗已知行星的摄动可以推算出它们运行的偏差，是不是也可以通过一颗行星的运行偏差反过来推算出另一颗摄动行星的位置呢？在“万有引力定律”基础上的天体力学不是普适和万能的吗？ 不过，同样是“推算”，这可是个未曾 素很多，很难考虑周全，实际计算起来相当复杂和困难，简直难于上青天，当时大多数科学家认为这是不可能做到的。要推算出这颗可能存在的行星的位置，看来实在是没指望了。不过，历史证明，做这件事，首先需要的不是科学家的能力，而是科学家的勇气。这时，有两个初生牛续不畏虎的年轻人出来挑战这个极限了。 这两个年轻人一个是法国人，一个是英国人。我们先说法国人。 1844年，法国工艺学院的天文学教师、35岁的勒维烈，以一个无名小卒的身份开始向这个难题挑战。他凭自己已的信仰和对探索未知世界的热诚进行了大量繁复的计算，随后向巴黎科学院提交了两篇论文，报告自己的计算成果，但似乎没得到什么反响。他想，也许是自己计算得不够精密吧？经过精益求精地反复核算和逼近，1846年8月31日，勒威烈提交了第三篇论文，预测了新行星的质量、亮度和更精确的位置，并呼吁天文学家据此用望远镜寻找这颗新行星。可是，令勒威烈沮丧的是，似乎没有哪个天文学家真正理踩他的呼吁。 9月18日，勒威烈忽然想起德国柏林天文台有一位年轻天文学家加勒，加勒比他小一岁，一年前加勒曾把自己的博士论文寄给勒威烈，请他指点过目。勒威烈想，凭此交情，也许能说服他费心通过观测去证实（或证伪）自己的推算。于是勒威烈给 图1海神波塞冬 图2勒维烈 加勒写了封信，信中说：“把您的望远镜指向宝瓶座，黄道上黄经326度处，在这个位置1度的范围内，定能找到新的行星，这是一颗9等星，它具有明显的圆面。” 信是9月23日上午到达加勒手里的。信里只给出了勒威烈推算的结果，并没有计算过程。上面一段话，现在看起来加勒听起来，也有点象是占星术士的哺喃语。因为是朋友的来信，不能弃之不理，必须观测证实一下，万一真有发现呢？于是加勒把勒威烈的请求信交给了天文台台长恩克，恩克对这种信口胡说的信可能见的多了，不相信会观测到什么结果，就随口说让加勒自己处理好了。 当天晚上即是晴天，天黑后，加勒立刻走进天文台的圆顶屋，打开天文望远镜进行观测。那时的星图是很不完备的，但幸运的是，在柏林天文台读博士的学生德莱斯特正好绘制完成了这一片天区的精密星图，于是加勒带领德莱斯特一起观测，他报出天体的位置，德莱斯特则在一旁核对星图。 从勒威烈预告的黄道上经度326度处开始，加勒一个星一个星地辨认，逐渐向外扩大，约半个小时后，加勒报出黄经 图3加勒 不能肯定它是一颗行星。 第二天天刚黑，加勒立刻带德莱斯特又去观测，发现这颗8等星已向西有了微小的移动（70角秒），毫无疑问，这是一颗新发现的行星！ 加勒立刻连夜给勒威烈回信，信中说：“在您所指出的位置上确实存在着一现了一颗未见到的8等星…·第二天的观测证实它就是那颗所要寻找的行星。下面再看那位英国人。 从笔端算出的新行星被观测发现的消息不胫而走，这是天文学史、也是科学史上最精彩的一章，是哥白尼日心说、牛顿力学最辉煌的一天，科学界上下额手称庆。 发现新行星的消息刚公布，英国御前天文学家、格林尼治天文台台长艾里马上发表了一个名叫约翰·亚当斯的年轻大学讲师的论文，论文显示，亚当斯计算出了与勒威烈基本一样的结果。艾里表示，7个月前他就接到了亚当斯的论文。 亚当斯比勒威烈小8岁，从1843年在剑桥大学任数学讲师开始，就根据格林尼治天文台的天王星观测数据来私下计算未知新行星的轨道。1845年9月，亚当 图4亚当斯 里，虽没能见上面，但留下了他的计算结果：新行星1845年10月1日的位置为黄经323度34分。 艾里同样不相信一个初出茅庐的小伙子能做成这样的事，所以也对亚当斯的计算表现冷淡，因为一年前，他看过一个叫勒威烈的法国人的论文复制本，也称自已算出了未知行星的位置。不过他发现这两个人算的结果有些近似，所以他就给亚当斯回了一封信，询问了一些计算上的问题。亚当斯看出了对方不信任态度，就没有回信，而是回头继续说服查里斯教授去观测寻找。 在亚当斯一次次的热切要求下，查里斯终于在1846年7月18日开始按亚当斯提供的新的计算结果在剑桥天文台进行观测，因为是抽空“干零活”，而且没有可靠的星图，观测了一个多月还是一无所获。 直到9月23日德国的加勒发现新行星的消息公布之后，英国以艾里为首的天文学界才对亚当斯的计算重视起来，开始了一系列的“考据”工作，考据发现，亚当斯计算的新行星的轨道数据、运行位置与勒维烈计算的非常接近。亚当斯计算的1845年10月1日的新行星位置只比实际位置差0.5度，而且更令他们婉惜的是：查理斯发现他在1846年8月，已经两度观测到海王星，但因为没有合适的星图都给当成恒星错过去了！不过按亚当斯的计算，1846年9月23日那天，新行星的位置要偏离10度。 勒威烈从笔端算出了新行星，那么亚当斯计算的结果是不是可以与之共享殊荣？虽然在这两人之间好像没有过明显的争论（而且他们在后来会面之后还成了好朋友），但在英国与法国之间，一场关于谁先推算出海王星位置的国际性争论曾吵得不亦乐乎。最后，天文学界决定将新行星的发现共同归功于他们两人。虽然后来的长期精确观测显示，亚当斯和勒威烈计算出的轨道只是“近期符合”，远期看与海王星真实的轨道偏差很大。如果按这种轨道数据继续推算，晚几年再搜寻的话，天文学家根本无法在他们预测的位置或其附近找到它。 这颗新行星在发现后的一段时间，被临时称作“天（王星）外行星”“勒威烈星”。加勒第一个建议尽早给它取一个正式的名称，他用的是罗马神话中的门神两面神“杰纳斯"来命名(Janus,西文“一月”也是用此神命名的），勒威烈则建议以"尼普顿"（Neptune）作为新行星的名字，罗马神话中的“尼普顿”是海神，等同于希腊神话的“波塞冬"（Poseidon）。这个命名符合用罗马神名命名行星的传统，很快被各界接受。因为“尼普顿"是海神，中文将其翻译成“海王星”。
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"title": "海王星“一周岁”立此存照"
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自从海王星被我们地球人正式发现，到现在正好绕太阳走了一圈了，这段时间，我们对它了解到什么程度了呢，我们不妨在它“显身”一周年时为它和它的家族拍一张尽可能高像素的全家福，算是“立此存照”，留作纪念吧。 海王星被我们正式发现是一“海王星年"之前，但它第一次被科学家观测到却是更早的事。海王星用肉眼是看不到的，但在伽利略首次把望远镜指向夜空不久，1612年12月28日，他就观测到了海王星，并把它的亮度和位置记录了下来。那时，望远镜刚刚发明，在伽利略的眼睛里，满视野都是尚未记录和命名的恒星，他也自然认为这颗也是恒星，哪里想到它会是一颗行星呢？如果他想到了，一定会在第二天重新看一遍的—一不过即使他想到了，也不可能对视野里恒河沙数的暗恒星一 做跟踪观测。而且，1613年1月27日伽利略再次观测到了海王星，又把它当成另外一颗恒星记录了下来。后来此剧目 图5加勒和他的助手发现海王星时用的星图。图中标O者为海王星。 图61846年9月23日海王星被发现时的位置（绿箭头所指） 不断在别人手里重演，在以后漫漫200多年的日子里，不少天文观测者都看到了这颗行星，但都把它当作恒星记录了下来一一这些记载，为海王星真正被发现后推算其完整的轨道，提供了重要的资料。海王星被发现后，用当时最先进的望远镜观察，可以看出它显现出一个小小的蓝色圆面，但看不清任何细节。经测定，它的直径为49000多千米，约是地球的3.9倍，比天王星略小（天王星的直径是地球的4倍），符合从木星往外的行星一个比规律，海王星的质量比天王星大，是地球的17倍（天王星质量是地球的14倍），怪不得拉得天王星摇摇晃晃直改变轨道呢。所以在太阳系行星中，海王星按直径排行第四，按质量排行第三。 海王星的轨道在太阳系8个行星中是最接近正圆的，这倒也没什么很特别的。真正的特别之处是海王星到太阳的距离约30天文单位，这个数据很让天文学家迷惑不解：它不符合提丢斯一波得定则（按定则应该是38.8天文单位）。前边的7颗行星以及小行星的代表一谷神星都非常完美地符合提丢斯一波得定则，唯独到海王星这里成了例外，海王星轨道离天王星过于近了，如果没有海王星的话，后来发现的冥王星倒很接近符合提丢斯了海王星，而且寞王星还被排除在行星之外了。至今没人能合理地解释这一现象。新行星发现的消息公布后，很多人就都把天文望远镜对准了它。仅海王星被发现后的17天，英国的威廉·拉塞尔就发现 “崔顿"（Triton，古希腊神话中的小海神），等发现海王星的第二颗卫星后，Triton被我们译为“海卫一”。 海卫一是一颗很引人注目的卫星，首先，它有一项世界之最：它是太阳系质量最大的卫星；其次，其大小与月球相似（比月球略大），离海王星的距离也和地月距离相近，而且自转与公转同步：第三，与月逆向运动说明它是被海王星俘获的，其前身可能是一个柯伊伯带天体。据计算，由于潮汐摩擦作用，它每转一圈，高度就要降低一些，估计一二十亿年后，海卫一会落入“洛希极限”带，那时，它将被海王星的起潮力撕开，碎裂成为海王星的环。 的，海卫二比海卫一小得多，它的特点是沿着一条大椭圆轨道绕海王星转动，这一最大的卫星。 件中被发现的。后来，美国“旅行者2号”和2003年间，用位于智利和夏威夷的大望远镜又发现了5个卫星，使海王星的卫星达到了13颗。后发现的这些卫星都较小，无法与海卫一相提并论。 海王星离太阳很远，所以在海王星上看太阳，只有在地球上所看到的金星一般月还要亮200多倍）。海王星的大气层以 甲烷吸收了日光中的红光，使这颗行星呈现鲜艳的蓝色，取名“海”王星，从颜色上说是当之无愧的。很容易算出，海王星表面每单位面积接受到太阳的热量，只有地球上的1/900，所以其表面温度是非常低的，在-170摄氏度左右。 1928年通过多普勒方法测出海王星的自转周期为15.8土1小时，现在测得的得的。海王星的快速自转使它看起来有些扁，扁率达1/50。 由于用地面上最大的望远镜，也难以 看清海王星表面的细节，所以在“旅行者2 号”光临海王星之前，我们对海王星的物 理性质了解甚少。当然，到现在为止，太空 月，“旅行者2号”飞船掠过了海王星。现 在几乎我们所知的全部关于海王星的物海王星自转轴倾角与地球的非常相 造成明显的季节变化。它的春、夏、秋、冬 片中，明显看到海王星南半球（此时正是 “夏季”）的云层不断扩大，这说明虽然日 照很微弱，但长达41地球年的夏季日照 日复一日的积累，也会产生可观的季节变 化现象。 海王星有太阳系最强烈的风，时速高海王星表面奔流，按说它接收太阳的那点 内部热源，所以维持了巨大的风暴。 “旅行者2号"掠过海王星时，还发现海王星南半球有一个“大黑斑”，形态与木星的大红斑非常相似，当然要小得多（只有欧亚大陆那么大），显然也是个飓风系统。不过这个大黑斑很短命，当1994年11月，哈勃空间望远镜指向海王星时，并没有看见这大黑斑，而是在其北半球看到了类似的一场新的风暴。 据探测数据分析，海王星有一个固态的"地核”，核可能是一个大小不超过地球的、由岩石和冰构成的混合球体。核以外的层不妨也可称作“地慢”，但这层地慢实际是高度压缩的过热流体，由水、氨、甲烷等成份的混合物组成，其实更准确的名字应该叫“水一氨大洋”。海王星没有地壳，“水一氨大洋”外就是浓密的大气层了，这大气的底部稠密如粥，与大洋表面几乎没有明显的界限，大气主由要由氢、氨、甲烷、氨和水组成，越向上，温度越低、密度越小，甲烷、氨和水的含量比例也越小。 海王星也有环，而且从历史上说，当年发现海卫一的拉塞尔就曾说它发现了海王星的一个环，但实际上海王星的环太暗了，拉塞尔用他那时的望远镜不可能看见。上世纪80年代，在观测掩星发现天王星环事件的鼓励下，很多人试图通过海王星掩星事件来发现环，但对几次掩星观测结果的分析却是众说纷绘，有人报道发现了环，有人则说不存在环。 直到"旅行者2号"飞船掠过海王星，才终于发现海王星周围有三条环，照片上 图7英、法争夺海王星发现权时法国人画的漫画，左图为亚当斯在相反的方向寻找海王星；右图左为加勒观测到了海王星，而亚当斯在勒维烈的书中去找。 观测的矛盾，就象阴云和幽灵一般在牛顿力学的上空。到19世纪未，物理学上有若干实验结果都与牛顿经典力学的理论相悸，看来牛顿力学最辉煌的一天真要成为过去了。 这里我们还是只谈水星近日点进动问题的解决吧。为了在牛顿力学框架中解释观测不到“火神星”的现象，有人提出了黄道光尘埃物质阻尼了水星运动、太阳磁场影响了水星运动等假说，但都没有获得成功。还有人又干脆怀疑万有引力的平方反比定律有问题，但自己又建立不出可信的模型。直到1915年，爱因斯坦建立了广义相对论，他扬弃了牛顿力学理论，对引力现象进行了全新的描述。不过，广义相对论的表述过于艰深，只有少数几个人看得懂，而且很难找到牛顿力学以外的证据。人们希望爱因斯坦能给出几个“出格”点的、可观测的理论推算结果，好让实践来验证一下。于是他给出光谱线的引力红移、引力场中光线弯曲和水星近日点进动三个可观测的推算结果。 按广义相对论，行星的绕日运动可以看成是它在太阳周围弯曲的引力场中的运动，按照爱因斯坦的方程式，立刻就可计算出水星近日点进动值一它恰好比用牛顿力学算出的结果每百年多出了43.03角秒！ 原来，这多出的近日点进动值是太阳周围时空弯曲造成的，与“火神星”没关系。后来观测到，金星、地球和小行星“伊卡鲁斯”也有多余进动值，由于它们离太阳较远，进动值很小，但跟广义相对论理论的计算值也都基本相符。 不久，爱因斯坦给出的光谱线的引力红移、引力场中光线弯曲的预言也都得到了天文观测的验证，从此人们相信爱因斯坦理论是对的，“火神星”的假说被抛弃了。当然，讲这个事例不是要说，牛顿力学是错误的，或者该被推翻，而是说明，牛顿力学在使用范围上有其局限性，世上本来就没有万能钥匙，牛顿力学仍有其辉煌之处，但广义相对论出现之后，牛顿力学就成后来的故事也提醒我们：如果我们手里有了一把好使的锤子，千万不要把一切问题3都当成是钉子。A （责任编辑张恩红） 学前所未有的辉煌。 预言海王星的辉煌之后，给牛顿力学蒙上第一层阴影的，是“水内行星”预言的失误。 天文学家观测发现，行星每绕太阳公转一周，近日点的位置就有微小的改变，这种现象称为“近日点的进动”。1859年，勒威烈根据长期的观测资料，测出了水星轨道近日点进动的数值，但他惊奇地发现，无论怎么调整，这个数值也比按牛顿力学理论推算出的理论值要快。当然，这快出的部分非常微小，每100年只有38角秒，但即使这一点微小的差异，也远远超出了观测造成的误差，所以，它一定是客观存在的。这个发现使勒威烈非常兴奋，因为历史又要赐给他一次机会了。他相信，这一定是水星轨道内还有一颗行星（不妨叫水内行星”），这颗行星的摄动力导致了水星近日点进动每百年多出了38角秒。 勒维烈又开始了艰苦的推算工作，有了上次的成功经验，这次毕竟要容易多了、也有信心多了。他计算出了这颗未知行星一半，绕太阳一周不到20天，大小与水星“火神星"(Vulcan)。因为火神星离太阳太近了，不可能在夜空背景找到它，只有在它凌日时去观测才能看到，他终于推算出：1877年3月22日，火神星将在日面上通过，呈现为一个黑色小圆点。 勒维烈自从推算出海王星位置后，早已声名鹊起，从1854年起担任巴黎天文台台长，成就的光环效应使得很少有人对他的推算乃至思路产生怀疑。于是到了这天，世界上许多望远镜都对准了太阳。可是，无论观测者怎么凝神注目，无论使用多么精密的望远镜，明亮的太阳圆面上，始终未见火神星的影子通过。 是预言失误，还是观测不到位？勒维烈相信是后者，他过于陶醉在推算海王星的功劳簿上了，竞没想到这次推算是他的麦城之旅。但年复一年，无论是勒维烈的再次推算，还是其他人的推算，很多人的寻找，到死都相信“火神星"是存在的。 后来据更精确的观测统计，水星近日点进动每百年是多出43角秒。造成这43角秒进动的“火神星”，其轨道和位置能用 有的环仅呈弧状，可能是不完整的。这些环非常狭窄，由暗如煤渣的碎块组成，这三条环从外到里被命名为“亚当斯”“勒维烈”和“加勒”，以纪念这三位发现海王星的先驱。据说还发现了另外几段环，也都做了命名。据最新观测发现，有的环发生了显著的退化。有关海王星环系的具体情况至今仍不太清楚，还需要人们更多的探测和研究。
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"title": "余响：世上没有万能钥匙"
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为何说1846年9月23日是牛顿力学“最辉煌”的一天？那么在这以前和以后怎么样呢？原来，在这以前，它也很辉煌，但被很多人怀疑，在这以后，它在辉煌中又不断被笼罩了许多挥之不去的阴影。 牛顿力学最初的辉煌，是预言哈雷彗星的回归。 1687年牛顿的《自然哲学的数学原理》问世以后，牛顿力学对行星运行轨道作了有史以来最令人信服的描述，但是，它若想被人们彻底接受和承认，必须能够对所多人怀疑牛顿力学能做到这一点，这时，对 牛顿的朋友哈雷为此投入了大量精力，他算出了24颗彗星的轨道，在众多彗星轨道中，1531年、1607年和1682年出现的三颗彗星引起哈雷的高度注意，他发现这三颗彗星不但亮度、形状相近，它们的轨道，包括近日点、轨道形状、轨道位置也都十分相似，而且它们出现的时间间隔也大体相同。于是他认定这三颗彗星是同一颗，它有周期回归的特性。1705年，哈雷作出预言：这颗慧星将在1758年回归。 这是人类第一次预言尚未看到的天体，因此反响十分强烈，支持者深信不疑，怀疑者冷嘲热讽，有人说：“哈雷先生已经49岁，这个年龄为他的预言保了险，请问如果53年后这颗彗星不出现，我们上哪儿去请问哈雷本人呢？"1742年，哈雷去世。1758年圣诞节那天，一颗暗淡的彗星被一个德国务农的天文爱好者看到，它正在哈雷预言的位置，随后越来越亮，气势磅，在天空庄严地扫过。从此，欧洲学术界大部分人心悦诚服地接受了牛顿的理论。但还有少数持不同意见者，他们希望能找到牛顿力学的漏洞，于是等来了“天王星运 李冰 2011年4月17日，看中央9频道中播放的《太阳系的奇迹》系列节目（译自2010年3月发行的BBC Wonders Of The $\mathsf { S O } -$ lar System)。在第 5集中，理查德·胡佛（RichardHoover）博士作为专家来讲解外星生命内容。一看到他，笔者就认出他，就是他，刚刚在4月1日 飞猪奖是詹姆斯－兰迪设立的，据称是为了颁发给“吹牛者、骗子、灵术倡导者、假冒科学家和信仰治疗师”，每年愚人节都会颁发一次。 愚人节上被授予了最高伪科学奖一一飞猪奖。 胡佛何许人也？为什么被授予了这样一种充满讽刺的奖项呢？ 胡佛是美国航空航天局马歇尔飞行中心的宇宙生物学家，主要负责研究小行星在撞击地球之后所引起的一系列的变化，已经在这一岗位上工作10多年。 今年3月份，他声称在一块陨石中发现了地外生命的证据，论文发表在三月份的《宇宙学》(Journal of Cosmology)期刊上。这意味着，生命遍布于宇宙各处，地球上的生命很可能来自于其他星球。 胡佛说：“我个人认为生命在宇宙中是广泛分布的，而不是仅仅局限于地球。这个研究领域还没有被深入挖掘，因为坦率地说，许多科学家之前认为这根本不可能。” 他说他使用了一种“相当简单的方法”。他首先在无菌的环境中切碎陨石，然后使用科学家的标准工具一一电子扫描显微镜和扫描隧道显微镜一一检查新鲜切面，寻找陨石表面化石的痕迹。他找到了与地球类似生物的化石的微生物痕迹。 鉴于发现的争议性，杂志主编和作者邀请了100名专家，并向科学界的5000多名科学家发出邀请，审查论文发表评价。 消息一发表，美国《探索》杂志网站的著名博客BadAs-tronomy就发布文章，指出：“胡佛现在面对的最大问题就是，他无法证明这种微生物化石真是陨石自带的，而不是很久以前坠落地球之后被地球微生物‘污染”的。要证明这一点是非常困难的。胡佛认为地球生物的‘污染不太可能。但即便再不可能，相比外星生命的想法，陨石落地之后在长期暴露于地面环境的情 况下受到地球生物侵入而‘污染’的想法也要显得更容易让人接受。根据著名的‘奥卡姆剃刀定律”：当你有两个处于竞争地位的理论能得出同样的结论，那么简单的那个更好。那么在这里，显然后期的地球生物污染是更容易被人接受，也因此显得更““简单”的情形。” 理查德·胡佛 至今，仍然没有看到被邀请的那些科学家对胡佛提出质疑，或是用科学证据来支持他的说法！看到的，只是这个颇具黑色幽默的飞猪奖！据说，胡佛在过去的14年间，曾有4次声称在陨石里找到生命迹象。A （责任编辑张恩红） 论文网址：http:/journalofcosmology.com/Life100.html 文章网址:http://blogs.discovermagazine.com/badastrono-my/2011/03/05/has-life-been-found-in-a-meteorite/
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"title": "第二届全国天文社团发展论坛报名通知及星特朗杯”征文活动获奖名单公示"
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自成立以来，北京大学青年天文学会一直致力于推动我国高校天文社团的交流与发展。以近几年为例，继2008年秋华北四省天文社团聚会、2009年第四届北京市高校天文社团研讨会之后,2010年英仙座流星雨期间，本学会领衔举办了首届全国天文社团发展论坛暨草原星空老友会，来自十余省的数十位天文社团精英相会在内蒙古大草原上，共同参与了以主题会议、自由研讨、公共讲座等多样形式的会议组成的论坛,就“校园天文社团的地区性联合协作的现状与未来"和“天文社团自身建设的瓶颈与出路”等问题深入交换了经验与思考。在短短的三天中，与会人员获得了许多资深社团慷慨共享的建设经验和教训。在会后，我们获得了许多参与者的热情反馈，他们表示论坛交流成果对社团工作颇有思路之启迪和实际的帮助。 在此基础上，北京大学青年天文学会决定发起第二届全国天文社团发展论坛，进一步建立探讨中国校园天文社团及相关团体发展建设问题的高端交流平台。本次活动旨在让全国最优秀的天文社团人在这样一个平台中交流碰撞,得出最有价值的研讨成果，将讨论成果真正回馈于全国校园天文社团建设实际工作。
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"title": "论坛活动详细信息及报名通知"
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本次论坛活动将于2011暑期(八月中旬)于杭州举办，详细信息及报名通知如下： 时间：2011年8月10日至8月14日（详细日程安排参见官方网站相关通知） 地点：杭州高级中学及杭高天荒坪观测基地 内容：优秀天文社团人报告、社团建设多角度讨论、观测；参观杭高天文台、杭高观测基地；游览杭州。 参会费：850元／人（不含到达杭州及返回交通费用）交费方式： 银行转帐至账户6228480010744750919，收款人李日新 报名截止日期：2011年7月10日 咨询电话：15001149603（联系人：宫郑） 报名电子邮箱：pkuyasbm2011@163.com 官方网站：astromap.lamost.org
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"title": "特别说明："
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1、由于接待能力有限，本次活动限制名额为120人左右。若报名人数超过限制名额，则会按照顾更多社团参与活动的原则进行初步筛选，若带来不便敬请谅解。 2、报名表格请于官方网站下载，填写完毕后以“暑期活动报名$+$学校$^ +$姓名”形式发送至报名电子邮箱中。
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"title": "特别鸣谢："
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协办单位杭州高级中学后援团体北京天文馆论坛首席顾问朱进独家赞助商Celestron星特朗 经过全国各地9位资深天文社团人组成的论坛顾问委员会的评选，论坛前期的“星特朗杯”征文活动暨新生社团发展创意大赛活动有了结果，特公示如下。 天文社团发展征文活动评选结果：一等奖：兰州大学刘娅，奖金500元 二等奖：河北农业大学刘晶，中山大学珠海校区天文学社陈琳琳，奖金400元 三等奖：天津大学天文学会白阁，常德一中观星会谢博文，奖金300元 鼓励奖：河北农业大学西校区天文社张笑语，天津大学天文社毛亚宁，山东大学威海天文协会任大勇，常德市青少年观星会喻嘉、贺宇威，奖金100元 一等奖：桂林理工大学天文学社，奖金2500元 二等奖：准广外铱闪天文学社，奖金2000元 三等奖：北京科技大学天文学会、北宸天文社，奖金1500元 鼓励奖：牡丹江师范学院天文学会、南京外国语学校天文学会、东北大学天文爱好者学会，奖金200元 感谢所有热心投稿者与支持论坛的同好，以上获奖者将分享由Celestron星特朗提供的10500元（含等值器材)奖金，并将会被邀请参与暑期的第二届全国 天文社团发展论坛活动。本次活动的优秀文章、评委点评、奖金发放形式等详见官方网站astromap.lamost.org。 特别鸣谢：征文比赛独家冠名赞助商Celestron星特朗、北京天文馆《天文爱好者》杂志社 北京大学青年天文学会第二届全国天文社团发展论坛组委会
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{
"title": "系外行星凌星观测指南"
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口山东大学威海分校宋楠
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{
"title": "为什么要观测凌星？"
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当代天文学家对于在茫茫银河系内的千亿颗恒星周围寻找太阳系之外的行星（称“太阳系外行星”，后文简称“系外行星”），尤其是类似地球这样可能孕育生命的星球（类地行星)有着极高的兴趣和热情。这一方面得益于人类对于探索地外生命与文明的不懈追求，另一方面对这些系外行星的探测及其物理性质的分析，对深入理解行星系统（尤其是我们所处的太阳系)的形成与演化机制也有着重要作用。 尽管对太阳系外行星的探测从发现第一颗系外行星（飞马座51b，1995年)开始至今仅有十多年的时间，但随着天文望远镜及辐射探测技术的进步,成果不断。对于太阳系外行星系统的探测和分析可采用直接成像、视向速度、天体测量、凌星（tran-sit)及微引力透镜等方法实现。其中本文重点介绍的凌星方法，原理非常简单，就是探测由于系外行星凌食其主星而造成的恒星亮度变暗（图九），其他方法的介绍请参见《天文爱好者》2009年第4期和2011年第4期的相关文章。除了探测并搜寻新的系外行星之外，利用凌星观测数据还可以得到由其它探测方法（如视向速度法等)所难以获得的一些行星物理参数，例如半径和轨道倾角等，而这对全面而深入了解该行星的性质（如密度）至关重要。即便是对以前有凌星观测的系外行星系统而言，新的凌星观测数据依然对于更加精确的测定行星物理参数，乃至利用凌星发生时刻与时长的变化（即transit-timing方法）发现新的“第三"行星的存在等都有着十分重要的意义。 正因为观测系外行星有着重要的意义和价值，不仅仅是职业天文学家，很多天文爱好者也加入到观测队伍中。对系外行星的观测，爱好者除了能够体验实际观测的乐趣外，还能够为专业天文学家的科学研究提供更多的观测数据，从而对系外行星参数进行更为精确的修正。
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{
"title": "需要什么设备？"
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总的来说，观测系外行星需要较高端的观测设备，但并没有超出目前国内较高阶天文爱好者的水平： 超出目前国内较高阶天文爱好者的水平： 1）口径不小于10厘米的天文望远镜，折射、反射、折反射均可； 2)稳定可靠的赤道仪和高精度电动跟踪装置（电跟），最好配备导星系统； 3)教学级天文CCD(例如SBIGST-8),或爱好者改造的可制冷数码相机； 4)控制计算机及相应望远镜、CCD控制软件(MaxImDL或其他），及星图软件等。 当然，如果你手头的设备略低于上述标准也可以尝试，但无 论如何一台稳定的自动跟踪赤道仪与一个较高性能的数码记录设备是必须的。
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{
"title": "观测哪些目标?"
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业余天文爱好者进行系外行星观测，由于观测设备、观测地点天气等因素的限制,能够观测的目标较为有限,观测者需要结合自己设备的能力、观测地条件、天气条件等因素选择合适的观测时间和观测目标。具体可登陆变星和系外行星网站的系外行星凌星数据库（http:/ar2.astro.cz/ETD/predictions.php），在其预测有凌星现象发生的目标中选择适合观测的目标源。（图一）  根据观测经验，笔者建议最好先选择主星较亮且凌星深度（Depth）较大的目标源进行观测，建议可先从HD189733b和HD209458b这两颗系外行星开始自己的探测之旅！
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{
"title": "怎样观测？"
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下面笔者详细介绍利用MaxImDLv5.04软件（网上可以下载)进行CCD相机控制以及后期数据处理的具体步骤。
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{
"title": "1、设备调试准备："
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在观测地点将望远镜、赤道仪等设备调试正常，并将CCD相机接在望远镜上，利用MaxImDL软件下“View一Camera ControlWindow"工具连接CCD(大部分CCD以及数码单反相机都可以在"Setup一SetupCamera"中的"CameraMode"中找到）。连接成功后，控制CCD相机进行制冷（“Setup 短，所以应尽可能快速准确的操作以便拍摄更多幅平场图像。（图三）
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{
"title": "3、目标源拍摄："
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（1）焦距调节：在预测目标源开始发生凌星现象前1.5小时，在望远镜控制终端输入目标星位置坐标，使望远镜指向目标源，在"CameraControl"窗口中的“Expose”下选择“Focus”模式（该模式快速读出不会保存图像）控制CCD进行连续曝光拍摄以用于调焦，在拍摄过程中手动调节望远镜焦距，使星像清晰且在图像中选择合适孔径将鼠标指向目标星中心，在"Information"窗口中查看“FWHM"的值，通过调节焦距使其值最小。 (2）目标星视场证认：选择"FindStar"模式，点击“start"将拍到的目标源图像与SIMBAD网站(http://simbad.u-strasbg. fr/simbad/sim-fbasic)给出图像对比，证认出星场中的目标星位置，微调望远镜和CCD位置，使图像中目标星周围有较亮的（最好与目标星亮度接近)比较星1到2颗，并且尽量避免其处于整个图像边缘。 (3）目标源连续曝光拍摄：在“Expose"下"Autosave"中设置类型为“Light”，曝光时间、连续自动拍摄张数等，并在“Autosave Filename"中输入文件名，在“option"下选择数据存放目录，确定后点击“Start”即可开始连续自动拍摄。在预测凌星开始时刻前1小时到凌星现象结束后30分钟内进行连续拍摄，以防止由于预报不准确导致没能观测到整个凌星过程。（图四） 图四 Cooler命令”）,温度设置为CCD制冷范围内尽量低值。（图二） 由于凌星观测是通过探测行星经过恒星表面时所造成的恒星极其微弱的亮度变化，所以我们在获得目标星（系外行星的主星)图像的基础上，还应该拍摄暗场、本底、平场图像，以便在后期数据处理中扣除仪器本身在拍摄时对于目标图像的影响。
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{
"title": "2、平场(Flat)拍摄："
}
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平场对于改正CCD芯片上的每个像元对光子感应灵敏度不同和空间方向大尺度的变化是必不可少的。常用的平场有圆顶平场、晨昏天光平场及夜天光平场等。综合考虑观测时间和可操作性，我们选择拍摄晨昏天光平场。尽量选择目标观测日当晚拍摄昏光平场，如果天气影响或者目标源观测时间为后半夜，可选择拍摄第二天黎明前的晨光平场。 具体拍摄方法为：在天黑前或天亮前，将望远镜指向背向太阳方向的较高天空（日落后指向东方，日出前指向西方），这个方向天空亮度变化的梯度较小。选择天空要避免有亮星的区域。拍摄时每幅曝光时间长于3秒短于100秒，每幅计数高于10000ADU(软件显示拍摄图像旁的"Information"窗口中的“Av-erage"即ADU读数值）低于饱和值（65535ADU)。香光平场拍摄时，需提早调节好望远镜和CCD，焦距尽量调节理想，在“Camera Control"窗口中的"Expose"下选择"FindStar"模式，窗口右边中部选择单张拍摄（Single）,，设置曝光时间（Seconds），从曝光3秒ADU读数大于10000开始拍摄，随着天光变暗，逐步增加曝光时间满足ADU读数要求，同时每拍摄一幅图像后控制望远镜转动很小的角度，待望远镜稳定后进行下一幅平场拍摄，使每幅平场图像不同以便后期处理时合并平场除掉亮星对平场的污染。直至天光亮度很暗、曝光时间达100秒ADU读数无法大于10000时停止拍摄。拍摄晨光平场时曝光时间设置顺序与混光平场相反，其余要求相同。由于天光亮度变化较快可拍摄时间较 （4)注意事项：拍摄时需经常查看即时拍摄图像，注意观察焦距是否因高度角变化有偏离造成星象变大；望远镜跟踪是否正常；天气是否有变化等。如有异常需及时作出相应的调整，并记录在观测日志中，以备后期数据处理分析时参考。
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"title": "4、暗场(Dark）拍摄："
}
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由于CCD有热效应，使得CCD在没有光照的情况下也会产生额外计数值叠加在拍摄图像上，这就是CCD的暗流，因此需要拍摄暗场图像，在后期数据处理中扣除暗流的影响。 具体拍摄方法为：在"Autosave"中设置类型和自动保存文件名为“Dark”，曝光时间与目标源曝光时间相同，10幅为一组拍摄暗场图像,可拍摄多组。由于可能存在漏光，拍摄时尽量将CCD前端遮光以防止外界杂散光对暗场拍摄的影响。可以在目标源观测前后各拍摄几组暗场。
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"title": "5、本底（Bias）拍摄："
}
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本底实际上是CCD的每个像素所记录的光电荷数的底值，相当于CCD图像系统的零点分布，本底图像的拍摄方法是对CCD进行无积分时间的曝光，即零秒曝光。 对观测精度要求较高的观测，应在观测过程中每隔一段时间做多次本底拍摄，并在后期处理中取所有图像的平均作为最终的本底图像。如果要求不是很高可以在观测前后各进行一次拍摄。在"Autosave"中设置类型和自动保存文件名为“Bias”，软件默认无曝光时间选项、10幅为一组，拍摄本底图像。应关闭CCD快门（有些高级CCD软件会自动控制关闭），盖好望远镜镜盖，并采取措施遮挡CCD快门外部以避免可能的漏光。 进行完上述的操作，一次凌星现象的观测过程就全部结束了，这时候你可以享受一下黑夜星空的美丽，也可以进行其他感兴趣的观测，当然如果你所要观测的目标源凌星现象发生在后半夜，你也可以在前半夜去做其他自己感兴趣的观测。
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{
"title": "怎样处理观测数据？"
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利用MaxImDL软件对获得的数据进行处理，主要包括数据预处理（定标）较差测光、得出光变曲线三大部分。
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{
"title": "1、预处理（定标）："
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（1）由于一次目标连续曝光拍摄数据量较大，需分批处理，可一次打开50幅目标源图像（数量可根据计算机性能调整）进行处理。 （2）点击菜单栏“Process—CalibrationWizard"进入“CalibrationWizard"对话框，按照指示进行逐步操作，选择手动“Manual"方式进行，随后分别选择要打开的bias,dark和flat图像的路径，注意要一次性选择所有的同类图像以便软件进行合并处理,选择完成后点“finish"退出对话框，并在"setcali-bration"窗口中查看无误后点“ok"完成设置。（图五） （3）在"Process"菜单下点击“CalibrationA77"，系统会自动进行数据预处理的工作。
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{
"title": "2、对预处理完成的数据继续进行较差测光："
}
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图五 （1）点击“Analyze一Photometry”出现“Photometry”窗口，左上方是图像列表区，右上方是选定目标栏。 (2)在图像中右击鼠标设置测光孔径，依次选择"SetAper-ture Radius"、"Set Gap Width"、Set Annulus Thickness"分别设置中心圆半径（恰好套住目标星的明亮部分效果最好），空隙宽，最外环的宽度（测天光背景用，不要含有其他星）。 （3)选择目标星（即发生凌星现象的主星）： 点击"Photometry"窗口中“Mouseclicktagsas"下拉条，选择"NewObject”，然后在图像的目标星上点击，稍等片刻（时间长短取决于计算机性能），软件会将所有打开图像上的待测目标星都选中，并在选定目标栏出现目标类型及其坐标。注意：选择目标过程中，若是图像很差或没有对齐，找不到星，程序会提示。这时在左上角图像列表栏逐一点击查看图像，找到没有选定的图像，点击列表栏下方的“Exclude"按钮，这幅图像文件名就会被划上一条删除线，表示将不处理该图像。可以点击选择多个目标星。 （4)选择比较星和校验星： 点击 “Mouseclicktagsas—NewReference Star”，然后在图像中选择亮度与目标星相近，距离目标星位置适中的星作为比较星，选中后在“RefMag”中输入比较星的星等值（可参考SIMBAD网站给出的值）。可以选多颗比较星以使测光更为准确。同样点击“NewCheckStar"选择1颗亮星作为校验星。若想去掉某一颗星，点击右上角目标名字栏该星名字，再点击下面的"Untag"即可。（图六）
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"title": "3、得出光变曲线："
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选星完毕后，点击“Photometry"窗口左下角的"ViewPlot"便会显示测光结果一一由许多数据点而绘成的所选各星的光变曲线。可以在左下方Setting选项中设置星的颜色、标识符号、横纵坐标范围等。点击“SaveData"便可以保存数据文件。 图九
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{
"title": "如何上报数据？"
}
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在变星和系外行星网站的系外行星凌星数据库http:/var2. astro.cz/EN/tresca/transits.php注册后，即可按照要求上传自己的凌星观测数据，并得到网站结合模型给出的凌星光变曲线、行星凌星参数、行星物理参数、误差、数据权重等。（图八） 以上就是一次系外行星凌星探测的全过程了，还等什么，赶快拿起手中的设备，开始自己的太阳系外行星探测之旅吧！A （责任编辑陈冬妮） 图八 图六 对所有数据进行同样处理后，将所有得到的".cSv"文件合并为一个文件，点击菜单栏“Analyze－OpenPhotometry File"打开数据文件，显示完整的曲线，调整纵坐标范围观察目标星亮度是否有变化,并与预报的变化起止时刻进行比对，以验证是否成功观测到凌星现象。（图七） 图七 # (接上期) 如何知道面形好了呢？下边就要介绍一种检验方法“刀口阴影检验”法。 镜面的检验是抛光、修改的关键，一个镜子从开始抛光至完成，可能要经过几十次、上百次的检验，由检验结果来指导修改方法。检验精度是加工精度的极限，就是说如果有必要，我们可以抛修到看不出缺陷为止（当然比较困难，要花很多时间，有时也不必要）。此时我们说镜面精度就达到了所用检验方法的精度极限了。作为天文望远镜，要求会聚的球面波精度（即波面差)不能超过理论值1/4波长。我 们现在是用了一块反射镜成像，其表面精度就不能超过1/8波长。我们取对人眼敏感的黄绿光，波长约为$0 . 5 5 \, \upmu \mathrm { ~ m ~ }$，即0.00055mm或550nm，1/8波长约为0.000069mm或69nm。这么小的值如何测量呢？可用光学方法定性检测。 1856年法国人里奥·佛科发现，在凹球面镜球心放上点光源，然后用刀口切割由球面镜反射回来的像点，人眼在球心后看其“阴影图”，能很灵敏的发现球面镜的误差。这种检验方法后来被称为“佛科刀口检验法”、“阴影检验法”或“刀口阴影检验法”。该法一直沿用到现在，仍被认为是检验大口径镜面或大口径非球面的一种满意的方法，所需设备简单，天文爱好者也同样可用这种方法检验镜面。
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