天體的光度測(cè)量(簡(jiǎn)稱(chēng)測(cè)光)是指用輻射探測(cè)器配合望遠(yuǎn)鏡測(cè)定天體的照度,它常用視星等來(lái)表示。目前應(yīng)用最廣泛的接收天體輻射流的探測(cè)器是電荷耦合器件,簡(jiǎn)稱(chēng)CCD。靈活圖象傳輸系統(tǒng)(The Flexible Image Transport System簡(jiǎn)稱(chēng)FITS)是廣泛應(yīng)用于天文領(lǐng)域中數(shù)據(jù)轉(zhuǎn)換、分析和數(shù)據(jù)存儲(chǔ)的標(biāo)準(zhǔn)計(jì)算機(jī)數(shù)據(jù)文件格式。恒星的視星等的測(cè)量是非常復(fù)雜的,即便是對(duì)于象孔徑測(cè)光這樣簡(jiǎn)單的技術(shù)也是如此。目前國(guó)際上對(duì)天體光度測(cè)量的處理軟件大多使用大型計(jì)算機(jī)(或工作站)并通常限于Unix(或者Linux)操作系統(tǒng)(例如IRAF處理軟件)。而國(guó)內(nèi)普遍使用基于PC的Windows操作系統(tǒng),并將其應(yīng)用于天文望遠(yuǎn)鏡的控制和數(shù)據(jù)采集(例如云南天文臺(tái)1米望遠(yuǎn)鏡、上海天文臺(tái)佘山天文觀察站1.56米望遠(yuǎn)鏡的控制和采集系統(tǒng))。因此,如何在Windows環(huán)境下開(kāi)發(fā)出應(yīng)用于FITS圖像的天體光度測(cè)量的應(yīng)用軟件具有現(xiàn)實(shí)意義。雖然目前國(guó)際上有經(jīng)典的而且功能十分強(qiáng)大的測(cè)光軟件即The Image Reduction and Analysis Facility(簡(jiǎn)稱(chēng)IRAF),然而該軟件對(duì)于某些具體的課題有不同的要求仍不...

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【學(xué)位級(jí)別】：碩士

【部分圖文】：

圖１．５?（ａ）?ＧＨＲＳ的光路布局ｍ?（ｂ）承載光柵的旋轉(zhuǎn)結(jié)構(gòu)＾??１７２，ＮＡＳＡＬａｒｅ?ＳａｃｅＴｅｌｅｓｃｏｅＬ，??

Ｏ－２Ｉ４２，４５－４７】于１９６８年１２月７日升空，其上共部署了?１１架紫??外天文望遠(yuǎn)鏡，望遠(yuǎn)鏡的口徑以及觀測(cè)內(nèi)容如下所述：４架口徑３２ｃｍ的望遠(yuǎn)鏡，其??目標(biāo)觀測(cè)范圍是１００ｎｍ？３００?ｎｍ的４個(gè)紫外光譜區(qū)，通過(guò)攜帶的紫外光度計(jì)對(duì)熱主??序星進(jìn)行紫外光度觀測(cè)；用１架口徑４....

圖。并尋找重復(fù)出現(xiàn)的衰

小量大約是!"#!$"數(shù)量級(jí)。利用行星凌星的主意早就有人想過(guò)。日食就是一種基本的凌現(xiàn)象，它是月亮經(jīng)過(guò)太陽(yáng)形成的，即“凌日”。早在!%"世紀(jì)，開(kāi)普勒就曾預(yù)言會(huì)發(fā)生水星凌日，而詹姆斯·庫(kù)克船長(zhǎng)之所以開(kāi)始他到南太平洋的首次航行，部分原因是為了親眼目睹間改變的曲線圖，尋找重復(fù)出現(xiàn)的減，....

圖。并尋找重復(fù)出現(xiàn)的衰

對(duì)于較小的行星來(lái)說(shuō)，利用凌星時(shí)進(jìn)行光度測(cè)量比用多普勒頻移法測(cè)量要靈敏得多。因?yàn)楣舛葴y(cè)量的靈敏度僅同行星與恒星的相對(duì)面積即半徑的平方比成正比。相比之下，由于與恒星相隔遙遠(yuǎn)的行星對(duì)恒星施加的引力更加微弱，恒星的視向速度攝動(dòng)同行星與恒星質(zhì)量之比成正比，因而也和兩者半徑的立方比成正比。行....

圖1星系的特征恒星形成率與Ha發(fā)射線強(qiáng)度的

率進(jìn)行恒星質(zhì)量的歸一化，該物理量(SFR/M.)稱(chēng)為星系的特征恒星形成率(specifi。SFR).由于H。發(fā)射線的等值寬度(EW)可以用來(lái)測(cè)量特征恒星形成率圖，所以EW(Ha)與特征恒星形成率之間應(yīng)該有明顯的相關(guān)性.圖1給出了Abell2199中具有發(fā)射線的成員星系的特征SFR....

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