A 0535+26 in the AugustSeptember 2005 outburst observed by RXTE and INTEGRAL
2020年广东省中小学生 天文知识竞赛试题(低年组)
2020年广东省中小学生天文知识竞赛试题（低年组）注意事项：1、本卷为闭卷考试，请答卷人按照自己的真实水平独立完成。
2、选择题全部为单项选择，考生直接在试题页面中点选一个最接近正确的答案，答错不扣分。
3、总分100分，每题2分，考试时间100分钟。
4、本场考试允许使用不具编程功能的计算器。
5、考试过程中不得切出考试页面，否则平台将自动收卷。
6、比赛结果将在广东天文学会网站和微信公众号公布。
_______________________________________________________________________________________________ Part 1. 天文热点1. 我国首个自主发射的火星探测器“天问一号”计划于何时入轨火星？ BA. 2020年12月底左右B. 2021年2月底左右C. 2021年5月中左右D. 2022年7月底左右2. 我国嫦娥五号探测器在今年何时发射升空？ CA. 12月24日B. 12月7日C. 11月24日D. 11月28日3. 2020年的诺贝尔物理学奖分别颁发给罗杰·彭罗斯、莱因哈特·根策尔和安德烈娅·盖兹。
其中彭罗斯获奖的理由是“发现黑洞形成是广义相对论的一个预言”，那根策尔和盖兹获奖的理由是？ AA. 发现银河系中心的超大质量致密天体B. 发现第一颗环绕类太阳恒星运动的系外行星C. 验证了引力波的存在D. 发现了一种测量宇宙大尺度结构的探针4. 以下哪所高校在今年正式成立天文系？ DA. 香港科技大学B. 贵州大学C. 中山大学D. 广州大学5. 今年7月，一颗“黑马”彗星亮度达到2等以上，吸引了很多爱好者拍摄。
这颗彗星是？CA. C/2019 Y4 (ATLAS)B. C/2020 F8 (SWAN)C. C/2020 F3（NEOWISE）D. C/2019 U6 (Lemmon)6. 关于今年6月21日的日环食，下列哪个地点位于环食带之外？ BA. 纳木错B. 武汉C. 厦门D. 泸州7. 今年4月24日是我国首个人造卫星“东方红一号”成功发射_______周年。
天文算法_―_译著：许剑伟概要
天文算法译著—许剑伟和他的译友第 1章注释与提示第 2章关于精度第 3章插值第 4章曲线拟合第 5章迭代第 6章排序第 7章儒略日第 8章复活节日期第 9章力学时和世界时第10章地球形状第11章恒星时与格林尼治时间第12章坐标变换第13章视差角第14章升、中天、降第15章大气折射第16章角度差第17章行星会合第18章在一条直线上的天体第19章包含三个天体的最小圆第20章岁差第21章章动及黄赤交角第22章恒星视差第23章轨道要素在不同坐标中的转换第24章太阳位置计算第25章太阳的直角坐标第26章分点和至点第27章时差第28章日面计算第29章开普勒方程第30章行星轨道要素第31章行星位置第32章椭圆运动第33章抛物线运动第34章准抛物线第35章一些行星现象的计算第36章冥王星第37章行星的近点和远点第38章经过交点第39章视差修正第40章行星圆面被照亮的比例及星等第41章火星物理表面星历计算(未译) 第42章木星物理表面星历计算(未译) 第43章木星的卫星位置(未译)第44章土星环(未译)第45章月球位置第46章月面的亮区第47章月相第48章月亮的近地点的远地点第49章月亮的升降交点第50章月亮的最大赤纬第51章月面计算第52章日月食第53章日月行星的视半径第54章恒星的星等第55章双星第56章日晷的计算备注译者说明原著《天文算法》天文算法天文算法 (1)前言 (1)第一章注释与提示 (1)第二章关于精度 (7)第三章插值 (16)第四章曲线拟合 (29)第五章迭代 (40)第六章排序 (47)第七章儒略日 (51)第八章复活节日期 (58)第九章力学时和世界时 (61)第十章地球形状 (65)第十一章恒星时与格林尼治时间 (70)第十二章坐标变换 (75)第十三章视差角 (80)第十四章天体的升、中天、降 (83)第十五章大气折射 (87)第十六章角度差 (89)第十七章行星会合 (97)第十八章在一条直线上的天体 (99)第十九章包含三个天体的最小圆 (101)第二十章岁差 (104)第二十一章章动及黄赤交角 (112)第二十二章恒星视差 (116)第二十三章轨道要素在不同坐标中的转换 (125)第二十四章太阳位置计算 (129)第二十五章太阳的直角坐标 (137)第二十六章分点和至点 (143)第二十七章时差 (148)第二十八章日面计算 (153)第二十九章开普勒方程 (157)第三十章行星的轨道要素 (172)第三十一章行星位置 (175)第三十二章椭圆运动 (178)第三十三章抛物线运动 (193)第三十四章准抛物线 (197)第三十五章一些行星现象的计算 (201)第三十六章冥王星 (211)第三十七章行星的近点和远点 (215)第三十八章经过交点 (221)第三十九章视差修正 (224)第四十章行星圆面被照亮的比例及星等 (230)第四十一章火星物理表面星历计算(未译) (234)第四十二章木星物理表面星历计算(未译) (234)第四十三章木星的卫星位置(未译) (234)第四十四章土星环(未译) (234)第四十五章月球位置 (235)第四十六章月面被照亮部分 (243)第四十七章月相 (246)第四十八章月亮的近地点和远地点 (252)第四十九章月亮的升降交点 (259)第五十章月亮的最大赤纬 (261)第五十一章月面计算 (265)第五十二章日月食 (273)第五十三章日月行星的视半径 (284)第五十四章恒星的星等 (286)第五十五章双星 (289)后记 (1)前言十分诚恳地感谢许剑伟和他的译友！在此我作一个拱手。
JEM-X background models
a r X i v :a s t r o -p h /0309287v 1 10 S e p 2003Astronomy &Astrophysics manuscript no.INTEGRAL32February 2,2008(DOI:will be inserted by hand later)JEM-X background models ⋆J.Huovelin,1S.Maisala,1J.Schultz,1N.J.Westergaard,2C.A.Oxborrow,2P.Kretschmar,3,4and N.Lund 21Observatory,P.O.B.14(Kopernikuksentie 1),FIN-00014University of Helsinki,Finland 2Danish Space Reasearch Institute,Juliane Maries Vej 30,DK 2100Copenhagen,Denmark 3Max-Planck-Institut f¨u r Extraterrestrische Physik,Giessenbachstrasse,85748Garching,Germany 4INTEGRAL Science Data Center,Chemin d’Ecogia 16,Versoix,Switzerland Received July 15,2003;accepted Abstract.Background and determination of its components for the JEM-X X-ray telescope on INTEGRAL are discussed.A part of the first background observations by JEM-X are analysed and results are compared to predictions.The observations are based on extensive imaging of background near the Crab Nebula on revolution 41of INTEGRAL.Total observing time used for the analysis was 216502s,with the average of 25cps of background for each of the two JEM-X telescopes.JEM-X1showed slightly higher average background intensity than JEM-X2.The detectors were stable during the long exposures,and weak orbital phase dependence in the background outside radiation belts was observed.The analysis yielded an average of 5cps for the di ffuse background,and 20cps for the instrument background.The instrument background was found highly dependent on position,both for spectral shape and intensity.Di ffuse background was enhanced in the central area of a detector,and it decreased radially towards the edge,with a clear vignetting e ffect for both JEM-X units.The instrument background was weakest in the central area of a detector and showed a steep increase at the very edges of both JEM-X detectors,with significant di fference in spatial signatures between JEM-X units.According to our modelling,instrument background dominates over di ffuse background in all positions and for all energies of JEM-X.Key words.X-ray background –X-ray data analysis –INTEGRAL satellite 1.Introduction Background of X-ray and γ-ray detectors for astronomy can generally be divided in two components,di ffuse sky back-ground and instrument background .JEM-X consists of two mechanically identical telescope units (JEM-X 1and 2),with a position sensitive xenon-filledMicrostrip Gas Chamber,a collimator,and a coded mask as anoptical element in each unit (see Lund et al.2003for moredetails).There are four internal radioactive sources for spectralcalibration in the collimator of each unit.The sky image is thus a result of mathematical processingof the mask shadow pattern on the position sensitive detectors(e.g.in’t Zand 1992;in’t Zand,Heise &Jager 1994).Di ffuse sky background enters the detectors via the apertureand is a ffected by the mask and the collimator,similarly to thedistinguishable sources in the sky.Instrument background in-cludes detector signal due to interactions between cosmic radi-2Huovelin et al.:JEM-X background modelsFig.1.Spatial distribution of the background.Upper panels:JEM-X1,lower panels,JEM-X2.Left panels:Instrument back-ground,Right panels:Diffuse background.The white rectan-gles denote the positions of the calibration sources,which havebeen excluded from our analysis.The collimator signature canbe seen as weak vertical and horizontal line structures in the shadowgrams.The broad vertical lines are due to dead anodes.Also some photon leak from the calibration sources is evident.The sharp and very narrow lines are graphical artifacts causedby the plotting routine.Total intensity of each shadowgram isnormalized to1.Table1.INTEGRAL background pointings during cycle41.45324.0+210850.17000053645.0+122415.14082553645.2+122546.44277553645.3+122543.564468Huovelin et al.:JEM-X background models3Table2.The normalization factors of the background con-tinuum components(10−3photons keV−1cm−2s−1at1keV). Mean and standard deviation of values derived from the six extraction regions at each radius are given.The energy range used in thefitting is4-33keV.Diffuse denotes diffuse sky back-ground,Flat denotes theflat continuum of the instrument back-ground.Note that the normalization is determined on the basis of source spectra from1R in R out JEM-X1JEM-X2pix pix Diffuse Flat Diffuse FlatThe diffuse background decreases towards the edges of the detector,as expected.The instrument background is stronger than expected,dominating the spectrum at all radii.The ten expected K-shell lines(from the109Cd and55Fe calibration sources,collimator(Mo),and detector gas(Xe))were detected close to their nominal positions.This implies that the energy scale is correctly determined.The previously unknown weak line near13keV turned out to be the uranium L-shell line.It most likely originates in the detector beryllium window.Near the edges of the detector,the background is highly nonuniform. Additional nonuniformity in the outer parts was introduced by photon leak from calibration sources,which could not be com-pletely eliminated.We also searched for possible dependence of background on the orbital phase of the observations.The spectrum varied with a range of approximately5%between three separate or-bital sections well outside radiation belts.The variation is sta-tistically significant but small.Also dependence on solar aspect angle and particle radiation level can be utilised in the JEM-X ISSW background modelling.Significant variations were not found.The variation in the solar aspect due to different point-ings was20◦,which is probably not sufficiently large for stud-ies of an effect on instrument background.Also,there was no proper indicator of particle radiation level on INTEGRAL available during our observations to search for a correlation.4.ConclusionsWe have analyzed a part of thefirst INTEGRAL background observations with JEM-X.Estimates of the spatial and spec-tral distributions are obtained for diffuse sky background and instrument background.The total background observed for JEM-X1was28cps,for JEM-X223cps,and25cps on the average.A part(∼1/5)of the excessively large background may be due to residual Crab Nebula emission in JEM-X data.According to XSPECfitting,the diffuse background was at maximum in the centre of the detector and it decreasedra-Fig.2.Four sample background spectra extracted from differ-ent parts of JEM-X2.At the sides of the detector,a blend of K-shell lines from the spacecraft structure is seen.Note also the prominent lines in spectrum extracted from the surround-ings of the calibrationsources.Fig.3.The background extraction regions.Units in both axes are pixels.All regions cover an equal area of the detector. Exclusion of calibration sources(not shown)reduces the ac-tual area of some regions.dially towards the edge,which is due to vignetting.There is also slight asymmmetry in the spatial distribution of the diffuse background,which is caused by a small angular misalignment of the detector plane.The count rate for diffuse background was approximately20%of the total background.The instrument background intensity and spectrum are highly position dependent,with a steep increase near the edges at all radial directions.Leakage of the radiative calibration sources causes residual line emission in the neighbourhood of4Huovelin et al.:JEM-X background modelsTable3.The lines detected from the background.Line ID is the element and transitions producing the line,E is the line en-ergy in keV(Thompson et al.,2001).Subscripts1and2denote the detectors JEM-X1and2,F is the largest line strength de-tected,¯F(N)mean of detected line strengths where N is the number of regions from which the line is detected(maximum is48regions/detector).The Mn/Fe line at6.45keV is a blend of Mn Kβ(6.49keV)and Fe Kα(6.40keV).Line strengths are given in10−3photons cm−2s−1.Note that the line strengths are determined on the basis of source spectra from1Line E F1¯F1(N)F2¯F2(N)Origin the source positions.The count rate for the instrument back-ground was approximately80%of the total background.The total background level varied with a range of approx-imately5%between different orbital sections.the variation is significant,but small.Also,it is impossible to say,what fraction of this,if any,is caused by the simultaneous variation of the so-lar aspect angle of the satellite,and the unknown variations of particle radiation level.We plan to separate these effects by the support of future background observations.Although our modelling is simple,and does not provide accurate absolute estimates of physical backgroundfluxes,it yields information which can be applied to the JEM-X analysis software to properly account for background contribution in spatially resolved spectral data.A thorough analysis of JEM-X background will be presented in a future paper. Acknowledgements.Authors from the Observatory,University of Helsinki acknowledge the Academy of Finland,TEKES,and the Finnish space research programme ANTARES forfinancial support in this research.J.Schultz is grateful for thefinancial support of the Wihuri Foundation.The Danish Space Research Institute acknowl-edges support given to the development of the JEM-X instrument from the PRODEX programme.ReferencesArnaud,K.A.,1996,Astronomical Data Analysis Software and Systems V,eds.Jacoby G.and Barnes J.,ASP Conf.Series V ol.101.Covault,C.E.,Grindlay,J.E.,Manandhar,R.P.,and Braga,J.,1991, IEEE Transact.Nucl.Sci.,V ol.38,No.2.Ferguson,C.,Barlow,E.J.,Bird,A.J.,et al.,2003A&A,this volume in’t Zand,J.,1992,Ph.D.thesis,SRON.in’t Zand,J.,Heise,J.,Jager,R.,1994,A&A288,665.Lund,.N.,Brandt,S.,Budtz-Joergensen,C.,et al.,2003,A&A,this volumeMarshall,F.E.,Boldt,E.A.,Holt,S.S.,et al.,1980,ApJ235,4 Oxborrow C.A.,Kretschmar,P.,Maisala,S.,Westergaard,N.J., Larsson,S.,2002,Instrument Specific Software for JEM-X: Architectural Design Document,DSRI homepage:www.dsri.dk Thompson, A.C.,Attwood, D.T.,Gullikson, E.M.,et al.,2001,“The X-ray data booklet”,2nd ed.,Lawrence Berkley National Laboratory,Univ.of California,available at / Westergaard,N.J.,Kretschmar,P.,Oxborrow,C.A.,et al.,2003,A& A,this volumeWillmore,A.P.,Bertram,D.,Watt,M.P.,et al.,1992,MNRAS258, 621。
近距恒星列表
除了比邻星外，邻近太阳系的恒星由近而远的十颗依序为：1、半人马座α星（αCen）4.3光年2、巴纳德星（Barnard's）5.86光年3、伍尔夫359星（Wolf359）7.7光年4、勃兰得2147星（BD+36°）8.2光年5、鲸鱼座uv星（Luyten726-8）8.4光年6、天狼星（Sirius，大犬座α星）8.7光年7、罗斯154星（Ross 154）9.5光年8、罗斯248星（Ross 248）10.4光年9、波江座ε星（εEri）10.8光年10、罗斯128星（Ross 128）10.9光年近距恒星列表#名称恒星类形mVM VT effK(±err)历元J2000.0视差[2][3]”(±err)距离[4]光年(±err)附加参考资料系统恒星RA[2]Dec[2]太阳系太阳G2V[2]−26.72[2]4.85[2]5,778[5]——180°0.0000158(3)orapprox.8 光分1 半人马座α(RigilKentaurus;Toliman)半人马座比邻星(V645Centauri)M5.5Ve11.09[2]15.53[2]3,040[6]14h29m43.0s−62°40′ 46″0.76887(029)″[7][8]4.2421(16)[9]半人马座αA(HD128620)G2V[2]0.01[2]4.38[2]5,790[6]14h39m36.5s−60°50′ 02″0.74723(117)″[7][10]4.3650(68)半人马座αB (HD128621)K0V[2]1.34[2]5.71[2]5,260[6]14h39m35.1s−60°50′ 14″2 巴纳德星(BD+04°3561a) M4.0Ve9.53[2]13.22[2]3,134(102)[11]17h57m48.5s+04°41′ 36″0.54698(100)″[7][8]5.9630(109)3 沃夫359(CN Leonis) M6.0V[2]13.44[2]16.55[2]2,800(100)[12]10h56m29.2s+07°00′ 53″0.41910(210)″[7]7.7825(390)4 拉兰德21185(BD+36°2147) M2.0V[2]7.47[2]10.44[2]3,400[13]11h03m20.2s+35°58′ 12″0.39342(070)″[7][8]8.2905(148)5天狼星(大犬座α)天狼星A A1V[2]−1.43[2]1.47[2]9,940(210)[14]06h45m08.9s−16°42′ 58″0.38002(128)″[7][8]8.5828(289) 天狼星B DA2[2]8.44[2]11.34[2]25,000(200)[15]6 鲁坦726-8鲁坦726-8 A(鲸鱼座BL)M5.5Ve12.54[2]15.40[2]2,67001h39m01.3s−17°57′ 01″0.37370(270)″[7]8.7280(631) 鲁坦726-8 B(鲸鱼座UV)M6.0Ve12.99[2]15.85[2]~2,60WISE 1541-225011 Y 21.2 15h41m51.57s−22°50′25.03″0.351″ ±0.108″[16]9.3+4.1/–2.2[16]7 罗斯154(V1216 Sagittarii) M3.5Ve10.43[2]13.07[2]2,70018h49m49.4s−23°50′ 10″0.33690(178)″[7][8]9.6813(512)8 罗斯248(HH Andromedae) M5.5Ve12.29[2]14.79[2]?23h41m54.7s+44°10′ 30″0.31600(110)″[7]10.322(36)9 天苑四(BD−09°697)K2V[2]3.73[2]6.19[2]5,10003h32m55.8s−09°27′ 30″0.30999(079)″[7][8]10.522(27)10 拉卡伊9352(CD−36°15693)M1.5Ve7.34[2]9.75[2]3,34023h05m52.0s−35°51′ 11″0.30364(087)″[7][8]10.742(31)11 罗斯128(FI Virginis) M4.0Vn11.13[2]13.51[2]2,80011h47m44.4s+00°48′ 16″0.29872(135)″[7][8]10.919(49)12宝瓶座EZ(GJ 866, 鲁坦789-6)EZAquarii AM5.0Ve13.33[2]15.64[2]?22h38m33.4s−15°18′ 07″0.28950(440)″[7]11.266(171) EZAquarii BM?13.27[2]15.58[2]?EZAquarii CM?14.03[2]16.34[2]?13南河三(小犬座α)南河三AF5V-IV[2]0.38[2]2.66[2]6,65007h39m18.1s+05°13′ 30″0.28605(081)″[7][8]11.402(32)南河三B DA[2]10.70[2]12.98[2]9,70014 天鹅座6161 CygniA(BD+38°4343)K5.0V[2]5.21[2]7.49[2]4,64021h06m53.9s+38°44′ 58″0.28604(056)″[7][8]11.403(22) 61 CygniB(BD+38°4344)K7.0V[2]6.03[2]8.31[2]4,44021h06m55.3s+38°44′ 31″15Struve 2398(GJ 725,BD+59°1915)Struve2398 A(HDM3.0V[2]8.90[2]11.16[2]?18h42m46.7s+59°37′ 49″0.28300(169)″[7][8]11.525(69)173739) Struve2398 B (HD 173740) M3.5V[2]9.69[2]11.95[2]?18h42m46.9s+59°37′ 37″16 Groombridge 34(GJ 15)Groombridge 34 A(GXAndromedae)M1.5V[2]8.08[2]10.32[2]?0h18m22.9s+44°01′ 23″0.28059(095)″[7][8]11.624(39)Groombridge 34 B(GQAndromedae)M3.5V[2]11.06[2]13.30[2]?17印第安座ε(CPD−57°10015)EpsilonIndi AK5Ve[2]4.69[2]6.89[2]4,28022h03m21.7s−56°47′ 10″0.27584(069)″[7][8]11.824(30)EpsilonIndi BaT1.0V>23>25 1,280 22h04m10.5s−56°46′ 58″EpsilonIndi BbT6.0V>23>25 85018 巨蟹座DX(G 51-15) M6.5Ve14.78[2]16.98[2]?08h29m49.5s+26°46′ 37″0.27580(300)″[7]11.826(129)19 天仓五(BD−16°295)G8Vp[2]3.49[2]5.68[2]5,34401h44m04.1s−15°56′ 15″0.27439(076)″[7][8]11.887(33)20 GJ 1061(LHS 1565) M5.5V[2]13.09[2]15.26[2]?03h35m59.7s−44°30′ 45″0.27201(130)″[17]11.991(57)[18][19]21 鲸鱼座YZ星(LHS 138) M4.5V[2]12.02[2]14.17[2]?01h12m30.6s−16°59′ 56″0.26884(295)″[7][8]12.132(133)22 鲁坦星(BD+05°1668) M3.5Vn9.8611.97[2]?07h27m+05°13′ 33″0.26376(112.366(59)23蒂加登星(SO025300.5+165258)M6.5V15.14[2]17.22[2]?02h53m00.9s+16°52′ 53″0.26063(269)″[17]12.514(129)[19]24 SCR 1845-6357SCR1845-6357AM8.5V[2]17.3919.41?18h45m05.3s−63°57′ 48″0.25945(111)″[17]12.571(54)[19] SCR1845-6357BT6[20]??950[20]18h45m02.6s−63°57′ 52″25 卡普坦星(CD−45°1841)M1.5V[2]8.84[2]10.87[2]3,80005h11m40.6s−45°01′ 06″0.25527(086)″[7][8]12.777(43)26 Lacaille 8760(AX Microscopii) M0.0V[2]6.67[2]8.69[2]3,34021h17m15.3s−38°52′ 03″0.25343(112)″[7][8]12.870(57)27Kruger 60(BD+56°2783)Kruger 60AM3.0V[2]9.79[2]11.76[2]3,18022h27m59.5s+57°41′ 45″0.24806(139)″[7][10]13.149(74)Kruger 60B (DOCephei)M4.0V[2]11.41[2]13.38[2]2,89028 DEN 1048-3956M8.5V[2]17.39[2]19.37[2]?10h48m14.7s−39°56′ 06″0.24771(155)″[17]13.167(82)[21][22]29罗斯614(V577Monocerotis, GJ234)Ross 614A(LHS1849)M4.5V[2]11.15[2]13.09[2]?06h29m23.4s−02°48′ 50″0.24434(201)″[7][10]13.349(110) Ross 614B(LHS1850)M5.5V14.23[2]16.17[2]?30 Gl 628(Wolf 1061,BD−12°4523)M3.0V[2]10.011.93[2]?16h30m−12°39′ 45″0.23601(113.820(98)]31 范马南星(Gl 35, LHS 7) DZ7[2]12.38[2]14.21[2]?00h49m09.9s+05°23′ 19″0.23188(179)″[7][8]14.066(109)32 格利泽1(CD−37°15492) M3.0V[2]8.55[2]10.35[2]?00h05m24.4s−37°21′ 27″0.22920(107)″[7][8]14.231(66)33沃夫424(室女座FL，LHS333, GJ 473)Wolf 424AM5.5Ve13.18[2]14.97[2]?12h33m17.2s+09°01′ 15″0.22790(460)″ [7]14.312(289) Wolf 424BM7Ve13.17[2]14.96[2]?34 白羊座TZ(GJ 83.1, Luyten1159-16)M4.5V[2]12.27[2]14.03[2]?02h00m13.2s+13°03′ 08″0.22480(290)″[7]14.509(187)35 Gl 687(LHS 450, BD+68°946) M3.0V[2]9.17[2]10.89[2]?17h36m25.9s+68°20′ 21″0.22049(082)″[7][8]14.793(55)36 LHS 292(LP 731-58) M6.5V[2]15.60[2]17.32[2]?10h48m12.6s−11°20′ 14″0.22030(360)″[7]14.805(242)37 Gl 674(LHS 449) M3.0V[2]9.38[2]11.09[2]?17h28m39.9s−46°53′ 43″0.22025(159)″[7][8]14.809(107)38 GJ 1245GJ 1245 AM5.5V[2]13.46[2]15.17[2]?19h53m54.2s+44°24′ 55″0.22020(100)″[7]14.812(67) GJ 1245 BM6.0V[2]14.01[2]15.72[2]?19h53m55.2s+44°24′ 56″GJ 1245 C M?16.75[2]18.46[2]?19h53m54.2s+44°24′ 55″39 GJ 440(WD 1142-645) DQ6[2]1113.17,500 11h−64°0.216 15.060(.5 0[2 ]8[2]45m42.9s50′ 29″57(201)″[7][8]140)40 GJ 1002M5.5V[2]13.76[2]15.40[2]?00h06m43.8s−07°32′ 22″0.21300(360)″[7]15.313(259)41 罗斯780(GJ 876) M3.5V[2]10.17[2]11.81[2]3,48022h53m16.7s−14°15′ 49″0.21259(196)″[7][8]15.342(141)42 LHS 288(Luyten 143-23) M5.5V[2]13.90[2]15.51[2]?10h44m21.2s−61°12′ 36″0.20895(273)″[17]15.610(204)[19]43 GJ 412GJ 412 AM1.0V[2]8.77[2]10.34[2]?11h05m28.6s+43°31′ 36″0.20602(108)″[7][8]15.832(83) GJ 412 B(WXUrsaeMajoris)M5.5V[2]14.48[2]16.05[2]?11h05m30.4s+43°31′ 18″44 Groombridge 1618(GJ 380) K7.0V[2]6.59[2]8.16[2]4,00010h11m22.1s+49°27′ 15″0.20581(067)″[7][8]15.848(52)45 GJ 388M3.0V[2]9.32[2]10.87[2]?10h19m36.4s+19°52′ 10″0.20460(280)″[7]15.942(218)46 GJ 832M3.0V[2]8.66[2]10.20[2]?21h33m34.0s−49°00′ 32″0.20278(132)″[7][8]16.085(105)47 LP 944-020M9.0V[2]18.50[2]20.02[2]?03h39m35.2s−35°25′ 41″0.20140(420)″[23]16.195(338)48 DEN 0255-4700L7.5V[2]22.92[2]24.44[2]?02h55m03.7s−47°00′ 52″0.20137(389)″[17]16.197(313)[22]49 GJ 682M4.5V[2]10.95[212.45[2]?17h37m03.7s−44°19′ 09″0.19965(230)″[7][8]16.337(188)]# 系统恒星恒星类型mVM VT effK(±err)RA[2]Dec[2]Parallax[2][3]Arcseconds(±err)距离[4]光年(±err)附加参考资料名称历元J2000.0近距离恒星图下图是距离太阳在14光年以内的32颗恒星位置图，双星和三合星会以实际的数量推叠，但真实的位置是以最靠近中心平面的那一颗为准，颜色则与上面的表相对应。
从爱因斯坦到伙计地宇宙
实用标准 文案大全 从爱因斯坦到霍金的宇宙 姓名： 班级：默认班级 成绩： 99.0分
一、单选题 （题数：40，共 40.0 分） 1
太阳质量占太阳系总质量的()。（1.0分） 1.0 分
A、
50% B、 70% C、 90% D、 99% 正确答案： D 我的答案：D 2
霍金第一次访华是在().（1.0分） 1.0 分
A、
1975年 B、 1985年 C、 1995年 实用标准 文案大全 D、 2005年 正确答案： B 我的答案：B 3
()首先预言重原子核可能发生裂变,即重原子核可能分裂成两个原子量差不多大的原子核,但未受到科学界的重视。 （1.0分） 1.0 分
A、
卢瑟福 B、 玻特 C、 查德威克 D、 诺达克夫人 正确答案： D 我的答案：D 4
毕达哥拉斯在前500多年提出了第一个宇宙模型。（1.0分） 1.0 分 实用标准 文案大全 A、 日心模型 B、 地心模型 C、 中心火模型 D、 天圆地方模型 正确答案： C 我的答案：C 5
可穿越的虫洞需要大量的某种特殊物质才能撑开,它是()。（1.0分） 1.0 分
A、
反物质 B、 暗物质 C、 暗能量 D、 负能物质 正确答案： D 我的答案：D 6
杨振宁教授作出的最大科学成就有哪些?()（1.0分） 1.0 分
A、 实用标准 文案大全 提出杨-米尔斯场理论 B、 与李政道教授合作推翻宇称守恒定律 C、 提出杨-巴克斯特方程 D、 以上都是 正确答案： D 我的答案：D 7
黎曼几何适用于().（1.0分） 1.0 分
A、
正曲率空间 B、 负曲率空间 C、 平直空间 D、 所有空间 正确答案： D 我的答案：D 8
霍金曾经访问过中国().（1.0分） 1.0 分
A、
一次 实用标准 文案大全 B、 二次 C、 三次 D、 四次 正确答案： C 我的答案：C 9
致密星
Nova Cygni 1992
(3) 再发新星
z 观测到不止一次类似新星爆发的激变变星。
z 典型的爆发间隔约10-100年。
knots
T Pyxidis 爆发间隔约20年
Gaseous "knots" observed may form from shock waves that occur when matter ejected during the most recent (1966) explosion collides with slow-moving material from the previous (1944) outburst.
An "ocean" of hydrogen forms on the white dwarf's surface.
Intense pressure and heat build at the bottom of the hydrogen ocean, eventually leading to a massive explosion, which blows off the outer layers of hydrogen.
引力
g~ρM/R2~ M2/R5
R ∝ M −1/3
质量越大，半径越小 !
(3) Chandrasekhar极限
随着白矮星质量增大，简并电子气运动变成相对论性 的。
dP/dR ~ρ4/3/R ~ M4/3/R6
g~ρM/R2~ M2/R5
→ 当质量增大，引力比压力增大得更快 → 白矮星质量上限（Chandrasekhar极限质量） 对He白矮星，Mch≈1.44 M⊙ 对CO白矮星，Mch≈1.4 M⊙
2014天文奥赛复习参考.
2014全国天文奥赛竞赛预赛复习参考2014年的3月我们将迎来14年天文奥赛的预赛，以下是本人整理出的一些参考资料，希望可以帮助同学们复习，近三年年的竞赛题在下面都标有答案，答案仅供参考，如果有弄不明白的题一定要利用可以利用的资源去查清楚。
切记，千万不能形成“题海”模式，下面有一个复习大纲，同学们可以将大纲和近三年试题结合在一起来进行复习。
竞赛内容主要考察对基本天文常识和概念的理解及应用，包含一定的天文新闻和天文观测内容。
试题参考范围低年组：天文学有关的基本常识和近两年发生的较为重大的国内和国际上天文方面的新闻；小学和初中地理、物理或科学课教材中涉及到的与天文有关的内容；北半球常见星座的辨认；天球的基本概念；天体周日视运动和太阳的周年视运动的基本概念和简单应用；太阳系天体的一般概念；月相及有关内容；日月食的简单概念；流星的基本概念；星等的概念；天体的大小和距离尺度，天文学常用距离单位的定义和换算；光学天文望远镜的基本概念和简单使用。
高年组增加的内容：中学地理、物理或科学课教材中涉及到与天文有关的内容；天球和天球坐标系统的基本概念和简单应用；时间和历法；太阳系天体的运动规律和简单物理性质；日月食原理和观测；星等概念的应用；赫罗图的概念和简单运用；天体距离的测定；天文望远镜原理；四季星空；深空天体的观测；流星的原理和观测，人造天体的原理和观测。
复习大纲天文竞赛复习大纲一.太阳系天体的一般概念二.日月食的简单概念三.月相及有关内容四.天体的大小和距离尺度五.天文学常用距离单位的定义和换算六.天球的基本概念七.天体的周日视运动和太阳的周年视运动的基本概念和简单运用八.流星的基本概念九.星等的概念和运用十.北半球常见星座的辨认十一.光学天文望远镜的基本概念十二.国际国内重大天文新闻十三.小学和初中物理、地理、或科学课教材中涉及到的与天文有关的内容十四. 天文学史（同学们可以按照以上来进行复习，以下为历年的竞赛试题，希望可以对大家有一些帮助）历年试题2013年奥赛试题【注意事项】请务必仔细阅读！1. 每位考生会拿到一张预赛试卷和一张答题卡。
巴尔喀什湖流域1936_2005年气温特征
2. 2
图2 Fig. 2 各站年均气温 5 a 滑动平均变化曲线 Five year moving average process of annual
年均气温的年代际变化特征 采用距平分析法 [ 11] 分析巴尔喀什湖流域各代表
30 年代 , 各站年代平均气温较 70a 的平均气温偏低 ; 40 年代, 阿站偏低 0 4% , 卡站偏低 18 7% , 其余 2 个站均偏高, 偏高 幅度小于 10% ; 50 年代 , 除巴站偏高, 其余各站均偏低, 其中卡站偏 低明显 , 为 24 1% ; 60 年代 , 除卡站偏高不到 10% 外 , 其余 3 个站均 偏低, 偏 低 幅 度 小 于 5% ; 70 年 代, 阿 站 偏 低 0 2% , 卡 站 偏 低 5 4% , 偏高偏低的站点各占一半; 80 年代 且偏高趋势明显增强 . 2. 3 年极端气温及其频数的变化特征 鉴于 4 个代 表站资料 样本数量 一致, 本文以阿 站为例 , 将其 2005 年 , 4 个站均偏高,
[ 1]
1
1. 1
研究资料与分析方法
研究资料
研究所采用的资料为巴尔喀什湖流域不同地理位置的阿拉木 图( 东经 76 54!, 北纬 43 12!) 、 巴尔喀什 ( 东经 74 12!, 北纬 45 6!) 、 卡 拉干达 ( 东经 73 6 !, 北纬 49 54 !) 和乌切阿拉尔 ( 东经 80 30!, 北纬 45 24!) 4 个代表站( 以下分别简称阿站、 巴站、 卡站和乌站 , 其位置 分布见图 1) 1936 2005 年的逐日气温资料. 为了更有效地分析说 明该流域气温特征变化规律, 本文根据郭利丹等[ 4] 对巴尔喀什湖 5 个代表站 20 世纪气候变化特征的分析结果, 对阿站、 巴站、 卡站和 乌站 4 个代表站 1996 2005 年的逐日气温资料进行了更新. 1. 2 分析方法 主要采用滑动平均法
帕米尔东缘晚中新世以来多阶段隆升-剥露过程：来自裂变径迹和（Ｕ-Ｔｈ）／Ｈｅ低温热年代学的制约
２０２３／０３９（１２）：３６８５ ３７００ＡｃｔａＰｅｔｒｏｌｏｇｉｃａＳｉｎｉｃａ 岩石学报ｄｏｉ：１０．１８６５４／１０００ ０５６９／２０２３．１２．１０孟云，尹继元，肖文交等．２０２３．帕米尔东缘晚中新世以来多阶段隆升 剥露过程：来自裂变径迹和（Ｕ Ｔｈ）／Ｈｅ低温热年代学的制约．岩石学报，３９（１２）：３６８５－３７００，ｄｏｉ：１０．１８６５４／１０００－０５６９／２０２３．１２．１０帕米尔东缘晚中新世以来多阶段隆升 剥露过程：来自裂变径迹和（Ｕ Ｔｈ）／Ｈｅ低温热年代学的制约孟云１，２ 尹继元２ 肖文交３ ＴＨＯＭＳＯＮＳｔｕａｒｔＮ ４ 王雅美１，２ 陈文２ 李大鹏１ 吴明轩１，２ＭＥＮＧＹｕｎ１，２，ＹＩＮＪｉＹｕａｎ２ ，ＸＩＡＯＷｅｎＪｉａｏ３，ＴＨＯＭＳＯＮＳｔｕａｒｔＮ ４，ＷＡＮＧＹａＭｅｉ１，２，ＣＨＥＮＷｅｎ２，ＬＩＤａＰｅｎｇ１ａｎｄＷＵＭｉｎｇＸｕａｎ１，２１ 中国地质大学（北京）地球科学与资源学院，北京 １０００８３２ 中国地质科学院地质研究所，自然资源部同位素地质重点实验室，北京 １０００３７３ 中国科学院新疆生态与地理研究所，新疆矿产资源研究中心，乌鲁木齐 ８３００１１４ 美国亚利桑那大学地球科学系，图森 ８５７２１１ ＳｃｈｏｏｌｏｆＥａｒｔｈＳｃｉｅｎｃｅａｎｄＲｅｓｏｕｒｃｅｓ，ＣｈｉｎａＵｎｉｖｅｒｓｉｔｙｏｆＧｅｏｓｃｉｅｎｃｅｓ（Ｂｅｉｊｉｎｇ），Ｂｅｉｊｉｎｇ１０００８３，Ｃｈｉｎａ２ ＭＮＲＫｅｙＬａｂｏｒａｔｏｒｙｏｆＩｓｏｔｏｐｅＧｅｏｌｏｇｙ，ＩｎｓｔｉｔｕｔｅｏｆＧｅｏｌｏｇｙ，ＣｈｉｎｅｓｅＡｃａｄｅｍｙｏｆＧｅｏｌｏｇｉｃａｌＳｃｉｅｎｃｅｓ，Ｂｅｉｊｉｎｇ１０００３７，Ｃｈｉｎａ３ ＸｉｎｊｉａｎｇＲｅｓｅａｒｃｈＣｅｎｔｅｒｆｏｒＭｉｎｅｒａｌＲｅｓｏｕｒｃｅｓ，ＸｉｎｊｉａｎｇＩｎｓｔｉｔｕｔｅｏｆＥｃｏｌｏｇｙａｎｄＧｅｏｇｒａｐｈｙ，ＣｈｉｎｅｓｅＡｃａｄｅｍｙｏｆＳｃｉｅｎｃｅｓ，Ｕｒｕｍｑｉ８３００１１，Ｃｈｉｎａ４ ＤｅｐａｒｔｍｅｎｔｏｆＥａｒｔｈＳｃｉｅｎｃｅｓ，ＵｎｉｖｅｒｓｉｔｙｏｆＡｒｉｚｏｎａ，Ｔｕｃｓｏｎ８５７２１，ＵＳＡ２０２３ ０５ ０１收稿，２０２３ ０９ ０４改回ＭｅｎｇＹ，ＹｉｎＪＹ，ＸｉａｏＷＪ，ＴｈｏｍｓｏｎＳＮ，ＷａｎｇＹＭ，ＣｈｅｎＷ，ＬｉＤＰａｎｄＷｕＭＸ ２０２３ Ｍｕｌｔｉ ｓｔａｇｅｕｐｌｉｆｔａｎｄｅｘｈｕｍａｔｉｏｎｐｒｏｃｅｓｓｅｓｉｎｔｈｅｅａｓｔｅｒｎＰａｍｉｒｓｉｎｃｅＬａｔｅＭｉｏｃｅｎｅ：Ｃｏｎｓｔｒａｉｎｅｄｂｙｆｉｓｓｉｏｎｔｒａｃｋｓａｎｄ（Ｕ Ｔｈ）／Ｈｅｔｈｅｒｍｏｃｈｒｏｎｏｌｏｇｙ．ＡｃｔａＰｅｔｒｏｌｏｇｉｃａＳｉｎｉｃａ，３９（１２）：３６８５－３７００，ｄｏｉ：１０．１８６５４／１０００ ０５６９／２０２３．１２．１０Ａｂｓｔｒａｃｔ Ｔｈｅｌａｒｇｅｓｔｅａｓｔ ｗｅｓｔｗａｒｄｅｘｔｅｎｓｉｏｎａｌｓｙｓｔｅｍｉｎｔｈｅＰａｍｉｒｏｒｏｇｅｎｉｃｂｅｌｔｉｓｄｅｖｅｌｏｐｅｄｉｎｔｈｅｅａｓｔｅｒｎＰａｍｉｒ，ｗｈｉｃｈｐｌａｙｓａｃｒｕｃｉａｌｒｏｌｅｉｎｕｎｄｅｒｓｔａｎｄｉｎｇｒｅｇｉｏｎａｌｔｅｃｔｏｎｉｃｅｖｏｌｕｔｉｏｎ Ｈｏｗｅｖｅｒ，ｔｈｅｒｅｉｓａｌａｃｋｏｆｅｆｆｅｃｔｉｖｅｃｏｎｓｔｒａｉｎｔｓｏｎｕｐｌｉｆｔｔｉｍｉｎｇａｎｄｄｙｎａｍｉｃｍｅｃｈａｎｉｓｍｓｏｆｔｈｉｓａｒｅａ Ｉｎｔｈｉｓｐａｐｅｒ，ｗｅｐｒｅｓｅｎｔｎｅｗｄａｔａｏｎａｐａｔｉｔｅｆｉｓｓｉｏｎｔｒａｃｋ，ｚｉｒｃｏｎａｎｄａｐａｔｉｔｅ（Ｕ Ｔｈ）／ＨｅａｎａｌｙｓｅｓｆｒｏｍａｓｅｒｉｅｓｓａｍｐｌｅｓｃｏｌｌｅｃｔｅｄｉｎｔｈｅＣｅｎｏｚｏｉｃｉｎｔｒｕｓｉｏｎｒｏｃｋｓｉｎｔｈｅＴａｓｈｋｕｒｇａｎａｒｅａｏｆｔｈｅｅａｓｔｅｒｎＰａｍｉｒ Ｃｏｍｂｉｎｅｄｗｉｔｈｐｒｅｖｉｏｕｓｔｈｅｒｍｏｃｈｒｏｎｏｌｏｇｉｃａｌｒｅｓｕｌｔｓ，ｔｈｅｓｅｆｉｎｄｉｎｇｓａｒｅｕｓｅｄｔｏｅｘｐｌｏｒｅｔｈｅｔｅｃｔｏｎｏ ｔｈｅｒｍａｌｅｖｏｌｕｔｉｏｎａｎｄｄｙｎａｍｉｃｍｅｃｈａｎｉｓｍｓｏｆｔｈｅｅａｓｔｅｒｎＰａｍｉｒｓｉｎｃｅＬａｔｅＣｅｎｏｚｏｉｃ Ｔｈｅｒｅｓｕｌｔｓｏｆｌｏｗｔｅｍｐｅｒａｔｕｒｅｔｈｅｒｍｏｃｈｒｏｎｏｌｏｇｉｃａｌａｎａｌｙｓｉｓｒｅｖｅａｌｔｈａｔｔｈｅａｐａｔｉｔｅｆｉｓｓｉｏｎｔｒａｃｋａｇｅｓａｒｅｒａｎｇｉｎｇｆｒｏｍ２ ５Ｍａｔｏ２ ７Ｍａａｎｄｆｒｏｍ８ ７Ｍａｔｏ１１ ５Ｍａ，ｔｈｅａｐａｔｉｔｅ（Ｕ Ｔｈ）／Ｈｅａｇｅｓｒａｎｇｅｆｒｏｍ２ ３Ｍａｔｏ４ ５Ｍａ，ｗｈｉｌｅｔｈｅｚｉｒｃｏｎ（Ｕ Ｔｈ）／Ｈｅａｇｅｓａｒｅ３ ２±０ ３Ｍａ Ｂｙｃａｌｃｕｌａｔｉｎｇｔｈｅｅｘｈｕｍａｔｉｏｎｒａｔｅｓｏｆｔｈｅａｆｏｒｅｍｅｎｔｉｏｎｅｄｓａｍｐｌｅｓ，ｗｅｐｒｏｐｏｓｅｄｔｈｅｏｃｃｕｒｒｅｎｃｅｏｆｔｗｏｐｅｒｉｏｄｓｏｆｒａｐｉｄｃｏｏｌｉｎｇｉｎｔｈｅｅａｓｔｅｒｎＰａｍｉｒ，ｉ ｅ ，ｔｈｅＬａｔｅＭｉｏｃｅｎｅ（１２～８Ｍａ）ａｎｄｔｈｅＰｌｉｏｃｅｎｅ Ｑｕａｔｅｒｎａｒｙ（５～１Ｍａ），ａｎｄｃａｌｃｕｌａｔｅｄｔｈｅｉｒｅｘｈｕｍａｔｉｏｎｒａｔｅｓｗｈｉｃｈｉｓｃｏｒｒｅｓｐｏｎｄｅｎｔｌｙｒａｎｇｅｆｒｏｍ０ １９～０ ４８ｍｍ／ｙｒａｎｄ０ ５８～４ ００ｍｍ／ｙｒ，ｒｅｓｐｅｃｔｉｖｅｌｙ ＤｕｒｉｎｇｔｈｅＬａｔｅＭｉｏｃｅｎｅ，ｔｈｅｔｅｃｔｏｎｉｃｄｅｆｏｒｍａｔｉｏｎ，ｍａｇｍａｔｉｓｍａｎｄｍｅｔａｍｏｒｐｈｉｓｍｅｖｅｎｔｓｏｃｃｕｒｒｅｄｎｅａｒｌｙｓｉｍｕｌｔａｎｅｏｕｓｌｙｉｎｔｈｅｅａｓｔｅｒｎｐａｒｔｏｆｔｈｅＰａｍｉｒ，ｗｈｉｃｈｍａｙｂｅｌｉｎｋｅｄｔｏｔｈｅｉｎｉｔｉａｌｃｏｌｌｉｓｉｏｎｂｅｔｗｅｅｎｔｈｅＰａｍｉｒａｎｄｔｈｅｓｏｕｔｈｅｒｎＴｉａｎｓｈａｎｏｒｏｇｅｎｉｃｂｅｌｔｃａｕｓｅｄｂｙｔｈｅｎｏｒｔｈｗａｒｄｓｕｂｄｕｃｔｉｏｎｏｆｔｈｅＩｎｄｉａｎＰｌａｔｅｂｅｎｅａｔｈｔｈｅＰａｍｉｒＴｅｒｒａｎｅｄｕｒｉｎｇｔｈｅＬａｔｅＭｉｏｃｅｎｅ Ｔｈｉｓｃｏｌｌｉｓｉｏｎｃｏｎｔｒｉｂｕｔｅｄｔｏｆｕｒｔｈｅｒｃｒｕｓｔａｌｔｈｉｃｋｅｎｉｎｇ，ｒｅｓｕｌｔｉｎｇｉｎａｎｕｎｅｖｅｎｄｉｓｔｒｉｂｕｔｉｏｎｏｆｇｒａｖｉｔｙｗｉｔｈｉｎｔｈｅＰａｍｉｒｌｉｔｈｏｓｐｈｅｒｅａｎｄｔｒｉｇｇｅｒｉｎｇｇｒａｖｉｔａｔｉｏｎａｌｃｏｌｌａｐｓｅ ＴｈｅｃｏｏｌｉｎｇｐｒｏｃｅｓｓｆｒｏｍｔｈｅＰｌｉｏｃｅｎｅｔｏｔｈｅＱｕａｔｅｒｎａｒｙｗａｓｌｉｋｅｌｙｉｎｆｌｕｅｎｃｅｄｂｙｔｈｅｃｏｎｔｉｎｕｏｕｓｅｘｔｅｎｓｉｏｎａｌｄｅｆｏｒｍａｔｉｏｎａｆｔｅｒｔｈｅｇｒａｖｉｔａｔｉｏｎａｌｃｏｌｌａｐｓｅ，ｗｈｉｌｅｔｈｅｅｒｏｓｉｏｎｄｕｒｉｎｇｔｈｉｓｐｅｒｉｏｄｃａｕｓｅｄｂｙｇｌａｃｉｅｒｓ，ｒｉｖｅｒｓａｎｄｔｈｅｃｌｉｍａｔｅｖａｒｉａｔｉｏｎｓｆｕｒｔｈｅｒｅｎｈａｎｃｅｄｔｈｅｅｘｆｏｌｉａｔｉｏｎ，ｌｅａｄｉｎｇｔｏａｓｉｇｎｉｆｉｃａｎｔｌｙｆａｓｔｅｒｅｘｈｕｍａｔｉｏｎｒａｔｅｃｏｍｐａｒｅｄｔｏｔｈｅＬａｔｅＭｉｏｃｅｎｅｏｎｅＫｅｙｗｏｒｄｓ ＥａｓｔｅｒｎＰａｍｉｒ；ＬａｔｅＣｅｎｏｚｏｉｃ；Ｌｏｗｔｅｍｐｅｒａｔｕｒｅｔｈｅｒｍｏｃｈｒｏｎｏｌｏｇｙ；Ｕｐｌｉｆｔａｎｄｅｘｈｕｍａｔｉｏｎ；Ｇｒａｖｉｔｙｃｏｌｌａｐｓｅ摘 要 帕米尔东缘发育帕米尔造山带内最大的东西向伸展系统，对理解区域构造演化具有重要意义。
红外云顶亮温在西北太平洋热带气旋强度预报中的应用
红外云顶亮温在西北太平洋热带气旋强度预报中的应用Ξ陈佩燕1,2 端义宏1,2 余 晖1,2 胡春梅31中国气象局上海台风研究所,上海,2000302中国气象局台风预报技术重点开放实验室,上海,2000303重庆市气象台,重庆,401147摘 要 应用GMS25气象卫星红外云顶亮温(TBB)资料,分析西北太平洋的热带气旋(TC)TBB、TBB的对称和非对称分量与滞后0—48h TC强度的相关关系。
发现,TC眼墙附近东南侧的TBB、距TC中心半径0.8°—1.7°范围内TBB对称分量和1—10波振幅之和与0—48h的TC强度有很好的负相关关系,与滞后24h的TC强度相关极值分别达到-0.52,-0.59和-0.625。
考虑气候持续因子、天气因子及TBB因子,针对1996—2002年西北太平洋远海区域(0°—50°N,120°—155°E)热带风暴(TS)等级以上样本,建立12,24h和48h强度预报方程并进行独立样本检验。
结果表明,1.0°—1.5°环域平均的TBB对12h强度预报的方差贡献位居第4,TC东南侧TBB的平均值和1.1°—1.5°范围TBB极大与极小值之差对24h强度预报的方差贡献分列第3和第5位。
考虑TBB因子的回归方程对TS和强热带风暴(STS)的强度预报能力有较大提高,对12h内强度减弱15m/s以上TC的12h预报、强度稳定TC的24h预报和强度48h增强10m/s以上TC的48h预报均有所改善。
关键词:红外云顶亮温,非对称结构,热带气旋,强度预报。
1 引 言现阶段,对于热带气旋(TC)强度预报缺少有效的客观方法。
应用最早和最为广泛的是根据可见光和红外云图上TC云型和云系特征来估计及预报TC强度的Dvorak技术,在改进的客观Dvorak技术中[1],用TBB(T BB)资料确定TC中心的位置、眼和周边的温度,并估计TC参数指数。