SV 51_百度百科
关闭特色百科用户权威合作手机百科 收藏 查看&SV 51本词条缺少概述、信息栏、名片图，补充相关内容使词条更完整，还能快速升级，赶紧来吧！ 反统合联盟的变形战斗机，其设计比VF-0系列早，机体也比VF-0大。虽然与VF-0系列同为先期试生产型，但具有较高的完成度。由于俄国Sukhoi设计局人员参与了设计，SV-51继承了Sukhoi系列战斗机的高机动性的特点。
类别 先期试生产可变形战斗机
设计制造 苏霍伊设计局（Sukhoi）/以色列航空工业（Israel Aircraft Industry）/道尼尔（Dornier）
机体尺寸 全长:22.77米
主发动机 アビアドガテル（Aviadvigatel）D-30F6X涡轮风扇喷气发动机2台
推力:10,459.2 kg x2
（102.5 kN x2）油门全开
20,887.8 kg x2
（204.7 kN x2）使用后燃器加力
辅助发动机
VTOL用升力风扇2台
机体性能 最大速度
2.81马赫(11000米高度)
武器系统 固定武器
Gsh-231 12.7mm Minigun x2
Gsh-371 55mm Gun Pod:弹夹外置,可更换(备弹120发)
复合荚舱(POD)
挂载在两翼翼尖的大型荚舱(POD),内设微型导弹发射器和辅助油箱.每具能够搭载兹洛波夫SA-19M微型导弹18枚
6个外挂点可以挂载大多数符合华约标准的外挂武器.
SPO-15C三百六十度被动雷达警戒系统
RP-51 主动隐形系统
SWAG能源转换装甲
APP-60型铂条/曳光干扰弹发射器
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疏散星团是指由数百颗至上千颗由较弱联系的所组成的，直径一般不过数十。疏散星团中的恒星密度不一，但与中恒星高度密集相比，疏散星团中的恒星密度要低得多。疏散星团只见于恒星活跃形成的区域，包括的旋臂和。疏散星团一般来说都很年轻，只有数百万年历史，比上的不少还要年轻。较年轻的疏散星团可能仍然含有形成时分子云的残迹，星团产生的光使其形成。在星团产生的影响下逐渐散开。对观测恒星进化而言，疏散星团是不可多得的天体。这是因为同一个疏散星团中的成员不论年龄或化学成分都很相近，易于观测星团成员中的些微差异。由于星团成员的关联不太强，在绕公转数周后，可能会因周遭引力影响而四散。
包括（M45）在内，最明亮的几个疏散星团自古以来就为人所知。其它的很多在被发明之前看上去像是模糊的斑点。疏散星团呈不规则形状，包括的恒星数量相对较少，在天空中的分布也相对均匀。因为几乎都聚集在平面中，疏散星团有时也被称为“银河星团”。托勒密星团M7的年龄约为两亿年人们很早就发现疏散星团中的恒星之间是有密切联系的。1767年，（John Michell）通过计算发现像昴宿星团这样的星团随机形成的概率仅为496,000分之1。[1]随着天体测量学在准确性上的提高与发展，天文学家发现星团中的成员之间有相似的自行运动，并通过分析，发现各成员之间保持着相同的视向速度，证明了星团中运动的统一性。
虽然疏散星团和有很多不同，相对较小的球状星团与较大的疏散星团看上去并不会有什么区别。部分天文学家认为两种的基本形成过程完全一样，只是球状星团中含有的大量在中逐渐开始变得稀少而已。
由于疏散星团在一块相对较小的区域中包含几百颗甚至上千颗颜色、亮度不同的，它们对天文爱好者来说是很好的观测目标。并且，疏散星团在严重的地区也还能被小型，甚至双筒望远镜观测到。中着由气体及尘埃等细小粒子所组成的。这些分子云密度很低，成分主要是。分子云可以极度庞大和拥有极大质量，质量相当于十至一千个不等。因为只有质量达到太阳数倍的分子云才会因自身的重力，而如此重的分子云不可能坍缩为一颗恒星，故疏散星团的所有成员都是在多星系统中形成。
在不受干扰的情况下，这些分子云可以千载红外线影像显示一个形成中的疏散星团。不变。但是，当分子云受、处身星系所产生的、爆发的激波干扰，其密度会出现些微变化。这些轻微变化会令分子云产生重力收缩（坍塌），从而形成一些称为原恒星的球体。疏散星团形成的初期，由于在原恒星的核心尚未发生核聚变，它们仍不能称为真正的恒星。
一但开始形成恒星，温度最高、质量最大的恒星会放射出大量的，令附近的分子云电离，形成。来自于大质量恒星的和辐射压会驱走那些气体。几百万年后星团会第一次发生爆炸，同样会驱走周遭的气体。几千万年后，星团会丧失所有的气体，再也没有新的。在此之前，星团中只有10%的原有气体会形成恒星。
在银河系中，平均大约每一千年就会有一个新的疏散星团诞生。[2]
有时同一块分子云中能产生多个疏散星团；比如，中的霍奇301星团（Hodge 301）和星团都是在中形成的。通过追溯中的运动，天文学家发现毕宿星团（Hyades）和（Praesepe）约于六亿年前在同一块云中形成。
有时，两个同时形成的星团会组成系统，比如银河系中的双星团。目前银河系中已知的系统至少有十个。在大、小麦哲伦中也发现了很多系，因为投影效应会使银河系中的星团系统看上去靠得很近。疏散星团中的成员数量从几百个到数千个不等，一般都是中心部分特别集中，疏散星团周围较为分散地散布著。中心部分的一般达到三至四光年，整个星团的半径一般达到二十光年。一般来说中心部分的密度能达到1.5星/立方光年。相比之下，太阳周围的恒星密度为0.003星/立方光年。
疏散星团通常按照罗伯特·（Robert Trumpler）1930年制定的分类。特朗普勒分类法包括三位：罗马数字一到九表示星团密度（从高到低）以及与周围星场的分离度，第二位是阿拉伯数字，从一到三（由低到高）表示成员的亮度，第三位使用“p”、“m”或者“r”表示星团含量为低（poor）、中（medium）或是高（rich），如果再加上“n”则表示星团位于一个星云中。
使用特朗普勒分类法，昴宿星团被分为I3rn（高度密集，高亮度，成员众多且位于星云中），附近的毕宿星团被分为Ⅱ3m（较为分散，包含恒星较少）。目前在银河系内已发现一千多个疏散星团，但实际数量可能十倍于此。在中，疏散星团大都在有最高气体密度的中，而且该处的活动最为活跃。疏散星团高度集中在附近。
至于，我们可以在星系各处找到疏散星团。疏散星团在椭圆中是找不到的，因为的活动早在数百万前就停止了，NGC 346是小麦哲伦星系中的一个疏散星团原本存在的疏散星团早已消失得无影无踪。
在中，疏散星团的寿命取决于分布的位置；早期形成的的星团往往较接近的边缘。的潮汐力较强，加快了星团的分裂过程，而使得星团分裂的在中心部分数量较多，所以星系中心部分的疏散星团比外围部分的寿命更短。疏散星团中往往都是蓝色的恒星，它们比较年轻，质量很高，但是寿命也只有短短的几千万年。相对古老的疏散星团中包括较多黄色的恒星。大麦哲伦星系中的疏散星团照亮了蜘蛛星云[3]有些疏散星团中的蓝色恒星比其他成员年轻得多。这些也在球状星团中出现：在密度极高的球状星团中央多个恒星相撞之后会形成温度和质量都高得多的星体。而疏散星团中的恒星密度要低得多，恒星的相撞难以解释观察到的数量。目前的理论认为是与其他星体的重力使得聚合为一颗恒星
当核聚变将氢耗尽后，质量较低的恒星外层会随著逐渐脱离，最终演变成，并形成行星状。虽然很多星团在大部分成员成为之前就逐渐分散了，但疏散星团中的白矮星数量仍然远远低于取决于星团年龄和初期质量分布的预期值。一种假说是，当的外层被吹散而形成前，物质分布的不均匀会使本身加速数千公里/秒，足以将其推出星团。许多疏散星团都非常不稳定，而质量又较低，使得星团的逃逸速度比其成员的平均速度还低，因此几百万年之内就会迅速分散。
当周围的云气散尽后，疏散星团往往还有足够的重力独立存在几千万年，但星团仍会渐渐地分散开来。星团内部成员的相撞往往使得其中一个得到足够高的速度，并离开星团，反复相撞造成了星团成员缓慢地“蒸发”。
平均每五亿年就会有一个疏散星团受到外部的影响。当某个外部靠近时，星团受星体带来的潮汐力影响，形成一股，所有的成员都以相似的方向和速度移动。星团逐渐瓦解的速度取决于最初的密度，密度越高星团寿命越久。一个疏散星团的约为1.5至8亿年左右。
当某个疏散星团逐渐分散之后，整队成员都保持类似的轨迹，称之为现象。中的中的若干成员就曾属于一个疏散星团，现在则保持着状态。最终，中的速度差距逐渐扩大，慢慢分散开来。疏散星团的显示，大部分恒星都是。从质量最高的一些开始逐渐开始偏离主序带，成为红巨星，通过分析逐渐偏离的位置，天文学家可以推算出星团的年龄。
由于疏散星团中的成员离地球的距离以及年龄都大致相同，它们在上的差别只来自于质量的不同；在比较各个成员时，很多参数都是固定的。由于这一特点，疏散星团很适合用来研究演变。
对疏散星团中所含锂和的研究，能够使天文学家对其演变和内部结构有更多的了解。虽然氢原子核要到一千万K的温度才能聚变成氦，而锂和铍在二百五十万至三百五十万K时就不再存在。这一性质意味着所含元素和其内部元素混合程度有很大关联。通过研究其内部元素，天文学家就可以对疏散星团中的年龄和化学成分有较为准确的估算。
研究显示疏散星团中较轻元素的含量比预测值低很多。虽然原因尚不能完全解释，一种可能是内部的对流会侵入辐射能较高的地区。M11是靠近的一个疏散星团。测量距离是研究的重要步骤，但是绝大多数星体都离地球太远而没有直接方法测量。使用一系列互相关联的间接方法是目前唯一的测量遥远的途径，疏散星团是这一系列方法中的重要一环。
有两种方法可以测量离地球最近的疏散星团的距离。首先，通过测量视差可以直接得出准确的距离，对于较近的疏散星团和独立恒星都适用。距离地球五百光年以内的几个疏散星团，包括以及毕宿星团都在此列。依巴谷卫星对一些其他疏散星团的距离也作了准确测量。[4]
另一个直接测量距离的方法叫做“法”，借助于星团中成员运动的一致性。通过测量星团中恒星的自行轨迹，与其相对比，即可找到消失点。之后，通过研究光谱，根据多普勒效应可得出的径向速度，再与自行轨迹相配合，即可通过简单的三角法得出星体的距离。通过这个方法得出毕宿星团离地球的的准确距离为46.3秒差距，这也是距地球最近的疏散星团。
找到距最近的几个星团的距离后，更远的的距离就可以通过间接方法得出。通过比较远近两个疏散星团的赫罗图，较远星团的距离就可以被推算出来。已知的最远的疏散星团是伯克利29（Berkeley 29），离地球约15,000秒差距。中的许多星系中都找到了很多疏散星团。
疏散星团距离的准确数据对于研究造父变星的非常关键，而造父变星是序列中的重要一环。能够得到造父变星的准确距离后，对天体距离的研究可以延伸到中较近的星系。疏散星团形态不规则，包含几十至二、三千颗恒星，成员星分布得较松散，用望远镜观测，容易将成员星一颗颗地分开。少数疏散星团用肉眼就可以看见，如金牛星座中的和、巨蟹星座中的等等。
在银河系中已发现的疏散星团有1000多个。它们高度集中在银道面的两旁，离开银道面的距离一般小于600 光年左右。大多数已知道疏散星团离开太阳的距离在1 万光年以内。更远的疏散星团无疑是存在的，它们或者处于密集的银河背景中不能辨认，或者受到星际尘埃云遮挡无法看见。据推测，银河系中疏散星团的总数有1 万到10万个。
疏散星团的直径大多数在3 至30多光年范围内。有些疏散星团很年轻，与星云在一起（例如昴星团），甚至有的还在形成恒星。
(Cancer)中的老年疏散星团M67或NGC2682。距离2600光年，亮度为6.9星等，年龄在50亿年以上，赤径8h50.4m，赤纬+11°49'(2000.0)。
银河系中心的疏散星团。质量非常大，密度也很高，由几千颗恒星组成。HST拍摄。
银河系中心的疏散星团Quintuplet。质量非常大，密度也很高，是一个年轻星团，年龄不会超过400万年，由红巨星和沃尔夫－拉叶星组成。HST拍摄。
(Taurus)中的昴星团(Pleiades)。距离417光年，由1000多颗恒星组成。金牛座(Taurus)中的毕星团。由300多颗恒星组成，整个星团集体在空间移动，故也称为移动星团。
英仙(Perseus)星团。英仙座(Persues)中的双疏散星团。许多疏散星团用肉眼就能看到，例如金牛座中的昴星团、毕星团和大熊座中的多数恒星．我们距大熊星团是太靠近了，以致于使其成员之一的好像处于天空中完全不同的部位．可是要知道，太阳既不是此星团的成员，也不属于其它已知的星团．
疏散星团毫无例外地全都靠近我们银河系的中央平面．这一突出的构形给我们辨认离太阳遥远的疏散星团造成了困难．这些遥远的疏散星团完全被银河系中的密密实实的背景恒星淹没了．
尽管如此，星团的成员可由它们的运动来辨认．如果这个星团靠近，利用共同的自行就会鉴定出物理上属于该群的那些恒星．假如此群中的某颗星具有完全不同的自行，那它即可能位于星团的背后。也许介于星团与之间．虽然星团中每一成员还发生相对星团整体的运动，但其速度比星团的空间运动速度要小得多． 在所有疏散星团中，以毕星团最适于说明共同自行原理， 因为该星团不但距离我们近，自行显示得很清楚，而且结构紧凑，一张照片就可拍下整个星团．中最壳的是颗双星．可是，它的自行却表明它并不属于毕星团．我们已经测知，它的视差给出的距离仅为58光年，而毕星团却在130光年以远，所以毕宿五不是毕星团的成员更是无可争辩的了．属于毕星团的全部恒星都聚集在直径约为33光年的空间范围内．
对于更远的星团，由研究自行来鉴定星团成员的方法就不再实用了，因为距离一远，它们的自行便随之减小．但这时可用视向速度的测定来鉴别星团成员．例如。的视向速度是每秒+30英里，而不是每秒+21英里，后一值为毕星团的视向速度．由于用光电管来测定恒星的亮度和颜色可达到极高的精度，因此编制一幅星团成员星的赫罗图不但方便而且颇有用处．星场中那些符合预期模式的恒星就是名副其实的星团成员;那些在赫罗图中的位置与星团成员星迥然不同的恒星则可从星团中剔出．另外，如视向速度和等，也可用来判断那些难以确定的星团成员． 利用光电管测定恒星的颜色可代替赫罗图中光谱序．因为恒星的光谱型和颜色两者都与温度有关，这两种方法往往交替使用．不过，因为光谱分类还取决于恒星的大气压力，同一种颜色的巨星和应属于稍有差别的光谱型．
光谱型 温度 色指数
B0 25000K -0.32
B5 15600K -0.16
A5 8700K +0.15
F0 7600K +0.30
F5 6600K +0.44
G0 6000K +0.60
G5 5520K +0.68
K0 5120K +0.82
K5 4400K +1.18
M0 3600K +1.43
恒星的颜色用其色指数来评定．此数值即表征光谱的蓝区和黄区的相对亮度．在光电管前面加上适当的滤光片，便能测出接近于用目视估计的．这种星等称为V．用另外的滤光片。又可测得一种接近于照相方法建立的星等；这种星等称为照相星等B，相当于以蓝光确定的星等。 取决于眼睛的色敏度，后者在光谱的绿一黄区段达到极大·照相星等则依赖于通常所用的照相乳胶的灵敏度,它对蓝光、紫光以及近紫外光最敏感．一颗蓝星在照相星等系统中比在目视星等系统中显得更亮；对于一颗红星，情况恰恰相反．依照国际间的约定，这两种系统已得到校正，保证一颗AO型星在两系统中的星等值完全一样．
恒星的色指数乃是其照相星等与之差．计算时以照相星等B减去自视星等V，即B－V，就得到色指数．所以，O型或B型星的色指数将为负值；这两型恒星在照相星等系统中显得更亮，故在数值上它们的照相星等比目视星等为低．任何一颗比AO型晚的恒星（如一颗G型星）都具有正值色指数，因为它在蓝区显得较暗，故它们在照相星等标度上的数值要比在目视星等标度上的数值为高．右表列出了各种光谱型的主序星的色指数．此表是根据太阳(G2型）的表面温度处处为5730K编制的．为与恒星的温度一致，这个温度值已作了临边昏暗效应的改正．太阳的色指数是+0.65．既然色指数的测定比光谱型的确定更迅速，更客观，实际中通常就对星团绘制颜色一光度图．从本质上来说，颜色一光度图与光谱一光度图（即赫罗图）是相同的．
颜色一光度图不仅能使天文学家鉴定遥远星团的成员, 而且还提供了关于许多星团中恒星演化的有价值的信息．左图就是几个疏散星团的颜色一光度图．所有的星团都拥有位于和主要分支上的恒星，但不同的星团所占据的分支又不一样．英仙座中的双重星团有很多蓝热亮星．昴星团中最热的星，固然很亮， 但却不是O型星． NGC188中最热的星比太阳也热不太多． 这些差别据推测是由于星团年龄不同的缘故．最年青的星团NGC2362，其年龄也许还不到一百万年．但在NGC188中， 甚至一颗中等质量的恒星也正由主星序向红巨星阶段演进； 所以它必定是这张图上最年老的星团．根据估计，毕星团的年龄为九亿年．
C.昴星团 昴星团距离太阳400光年，因含有早B型星，从尺度来说正处在年少时期．质量为九个太阳的B型星，若收缩到，耗尽其核部的氢并开始膨胀到红巨星，照估计需历时2100万年左右．因此，这个值就应该是疏散星团的年龄．可是，唯有昴星团的颜色一光度图却又清楚地表明，仅含0.2的那些恒星业已渡过了初始收缩阶段，基本上处于上．照最近理论估计，质量为0.2太阳的恒星收缩到零龄主星序所需时间， 大致为60000万年．那么，昴星团的年龄到底是多少呢？究竟是2100万年还是60000万年？事实上，矛盾并不像看起来那样尖锐．赫尔比希认为，在形成大质量的恒星之前，先已由星云物质形成了小质量的恒星．如果晚型主序星首先形成，它们就会在收缩到的相同时间内到达，然后燃烧它们核部的氢， 并开始向红巨星阶段膨胀．这一理论好像得到了观测的支持．关于小质量较早的又一证据是金牛一，在这些星云中大量含有暗弱的红星，而不含有亮的蓝星。
所有这一切都表明，拥有大约三百颗星的昴星团开始形成于六亿年以前，一直持续到终于形成了B型星．这些非常亮的恒星辐射着极其丰富的紫外线，它们已把气体电离并彻底吹散,只在银河系中残留下一些气体的痕迹．随着气体的离去，恒星的形成过程也就趋于停止。琢磨一下很有意思的，它的中心有一群非常亮的恒星，这团星云可能就是因发生这种从中央向外吹散气体的过程而形成的．这一设想或许能解释这种异常有趣的气体与恒星集合体的环状结构．d． 关干的所有这些理论均得到复合体的支持．前面讲过，猎户座复合体中有一些赫毕格一哈罗天体和多得过份的金牛座T型星．在猎户座天区还有不少O型和B型星，它们组成一个非常松散的群落，即所谓星协．星协并不是星团，而只是银河系中许多位于同一区域内的同类型的恒星．猎户座天区的星协夹杂在一团距离太阳1500光年的巨大而稀薄的氢气云之中．这块氢云只有一小部分能被肉眼看到，这就是常说的，它只不过是这块氢云中心区处的一群非常热而亮的恒星．整个氢云的直径在300光年以上，而可见部分的直径才20光年左右．射电观测表明，气体在这群热蓝星周围分布成一对称图样．光学照片上的亮暗不匀是由于在它前面挡有所致．整个复合体的研究结果表明，它正处于膨胀之中．其中心部分的热蓝星不会太老，根据它们的运动可知，这些热蓝星是在一个相当狭小的空间范围内大约于1万年以前形成的．气体运动和电离度的研究表明，这块星云本身的年龄大概在1万到2万年之间．也有可能，它早在一百万年以前就以的状态长期存在了，在这段时间里形成了一些质量较小的恒星，它们即是现在的暗弱红星．但是，一旦那些巨大的恒星在中心区域形成，由于其表面温度均在20000K与50000K之间，气体便被电离并开始膨胀起来．随着膨胀过程的继续，中心区域的成星过程必然减慢下来．
由的颜色-光度图可知，质量非常巨大的恒星不仅已来得及发展到，而且已经燃掉了相当多的氢，从而开始了在赫罗图上向右方演化的进程．中等质量的恒星都在上，但质量非常小的恒星却还未到达零龄主星序．因为它们的收缩极为缓慢，故质量非常小的恒星即使首先开始形成，它们也会最晚才到达主星序．这是由于它们的不利条件所使然． 在猎户座复合体中，氢气母体里夹杂有大量年青的恒星这一事实有力地支持了恒星产生于气体云的这个见解
但是，至今仍不明白，星云里形成的为什么或者在形成后不久就立即分解，或者最终变成一疏散星团．有一种见解，是从研究凝聚为恒星的云团的百分比出发来考虑的．它认为，本来靠组成它的气体本身的引力作用聚集起来的云团． 大半会凝缩成恒星，而只有少量气体逃逸出去．在此情况下， 大部分质量仍然存在，其引力场依旧足以把这些恒星吸引在一个更为持久的星团之中．反之，假如云团的大部分气体并未凝聚成恒星，那它本身就很可能会被已经形成的恒星的微粒压吹散工因此，总引力场将减弱，星协恐怕就要马上瓦解．
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歼6战机为我国自主生产第一代超音速战机，从1964年首架交付使用，1986年停产，曾是我国空军装备数量最多、服役时间最长、实战中击落敌机最多的国产喷气式超音速战机。从1964年到1968年，歼6战机共击落20多架各型战机，而自己没有一架被击落。机&&&&型喷气式超音速战机服役时间年
歼-6型飞机是中国工业公司制造的单座双发超音速战斗机，主要用于国土防空和夺取前线局部制空权，也可执行一定的对地攻击任务。　　歼-6是根据前苏联米格-19仿制和发展的，1958年初开始研制，1960年投入批生产，，首批歼-6战斗机交付中国空军使用。是第一种国产超音速战斗机，曾是解放军空军和海军航空兵装备数量最多、服役时间最长、战果最辉煌的国产喷气飞机。歼-6生产了近4000架，在近40年的服役时间里，立下了赫赫战功，1986年停产。 [1]，首批歼-6战斗机交付中国空军使用。该机系苏联米格-19战斗机的国产型号，是第一种国产超音速战斗机，曾是解放军空军和海军航空兵装备数量最多、服役时间最长、战果最辉煌的国产喷气飞机。歼-6生产了近4000架，在近40年的服役时间里，立下了赫赫战功。
20世纪60年代初，国民党空军启用有“西方战略眼睛”之称的RF-101超音速侦察机，他们号称该机“雷达看不到(因为可超低空飞行)，高炮够不着，飞机追不上(最大时速1900公里)，导弹瞄不准”。年，RF-101进入大陆沿侦察139架次，竟都全身而退。解放军飞行员称这种飞机为“妖中妖”(101的谐音)。歼-6服役后，擒“妖”自然是其重要任务。
日，空军的一架RF-101进入浙江侦察，解放军海航4师飞行员驾驶歼-6起飞迎击。14时50分，RF-101侦察机从海上超低空向大陆飞来。14时58分，海军雷达发现敌机，立即引导空中待战的王鸿喜出击。与此同时，RF-101也开始加速爬升，准备入陆侦察。在地面引导下，歼-6飞行员王鸿喜将飞机机动到RF-101后方200米处，在9700米高空，瞄准RF-101猛烈开炮。敌机摇晃了一下，就一个反转扣下去了。王鸿喜不敢怠慢，也紧跟下来，在高度200多米时，再次开炮，直到敌机飞行员从座舱里弹出，飞机坠海。当歼-6拉起时，离海面仅有百余米的高度。
日，国民党空军派出2架RF-101执行例行侦察任务。解放军空军航空兵第18师立即指挥54大队副大队长高长驶歼-6起飞迎战。10时35分，发现敌机。RF-101发现被拦截，立刻放弃侦察，高长吉打开加力，抓住后面一架RF-101，距离600米时三炮齐发，将RF-101打得凌空爆炸。在击落RF-101的整个过程中，从接敌开始到击落敌机，都是在超音速条件下进行的，高长吉在3分40秒的过程中连续做了16个高难度的动作，从11000米高空追到2000米，从600米距离打到480米，一次射击解决。世界空战史上超音速条件下击落敌机的纪录就此诞生。1964年“北部湾事件”后，美国升级越战规模，并频繁用无人机侦察中越边境。当时比较典型的无人机就是BQM-147G型“火蜂”，它体积小，航速慢，飞行路线相对固定，且不能主动规避攻击，是个呆头呆脑的“笨贼”。可“笨贼”在第一次战斗中，就给了中国空军一些颜色。
日，美军一架“火蜂”无人机从友谊关入境，对广西进行侦察。空1师作战分队副大队长邹广如立即驾驶歼-6迎敌。在地面的精确引导下，邹广如迅速逼近，并连续3次射击，但直到把炮弹打光，也未能击落头顶上的无人机。由于无人机同歼-6的高度差上千米，射击条件很不理想。邹广如决心把它撞下来，但此时歼-6已经处于高度，由于动作过猛，歼-6反而失速进入了螺旋无法改出，邹广如被迫弃机跳伞。
这次空战使中国空军认识到，“笨贼”也有优点，该机飞行高度近2万米，歼-6飞机高度够不着，而且歼-6在极限高度上作战，非常难以控制和瞄准，还有失速进入尾旋的危险。不过中国空军很快就研究出了对策。
日，雷达发现海南岛陵水以东170公里处有一架无人机。航空兵1师中队长徐开通驾驶歼-6起飞拦截。12时20分，歼-6爬升到1.62万米高空，在左前上方发现“火蜂”侦察机。歼-6立即绕到尾后，并跃升至1.75万米高空，与无人机基本处于同一高度，理想的射击条件已经形成。距离目标1500米时，徐开通开始减速，从目标后下方5度角进入攻击。但两次射击均未命中。此时歼-6所剩弹药已经不多，燃油也在飞速消耗。当距离敌机230米时，徐开通第三次开火，炮弹穿透敌机，“火蜂”侦察机爆炸起火。这是中国空军首次击落美国高空无人驾驶侦察机，它还创造了战斗机首次在平流层击落飞机的纪录。从1964年到，中国空军、海军航空兵共击落20架美制无人机，其中有11架是歼-6的杰作。随着越战升级，美军不断派战机骚扰中越边界，中国海空军兵部队也开始用歼-6挑战世界第一空军强国最先进的战斗机，其中就包括F-104战斗机，该机是世界首种2倍音速的，性能先进。日，美国1架F-104C型战斗机飞临海南岛西岸，呈S航线飞行，时而侵入中国空域。海航4师10团大队长高翔、副大队长黄凤生迅速驾驶歼-6起飞截击。这是一场对比悬殊的战斗，除战斗机性能差距外，双方飞行员作战经验也相差很大。高翔的总飞行时数只有几百小时，而美国飞行员则有两千多小时飞行时间。但美国飞行员没有中国飞行员敢于空中拼刺刀的勇敢精神。
美机始终在中国领空边缘徘徊，地面指挥所决定诱敌就范。他们先把高翔双机引导出战区，美机见中国飞机脱离战区，掉转机头，向雷州半岛横穿过来。此时高、黄迅速返回。在距目标30千米时，歼-6双机打开加力，以最快速度冲向美机。高翔率先从距离敌机291米处开炮，一直打到29米！美机来不及做出任何动作，甚至连打开加力逃脱的时间也没有。3门航炮的炮火将F-104打得凌空爆炸。34岁的高翔成为世界上第一个打掉F-104C的人，同时也创造了空战史上超音速战斗机开炮距离最近的记录。因为距离太近，高翔的座机被F-104爆炸的碎片击伤了13处，1台发动机停车，另一台发动机也严重受损。29米对于超战斗机来说，只是零点几秒的差距，这次战斗是真正的“空中拼刺刀”！6月26日，在海南岛文昌县附近上空发现1架美F-4C战斗机。飞行员王桂书和吕纪良驾驶两架歼-6起飞，在高空巡逻待战。F-4是典型的第二代战斗机，绰号“鬼怪”，它比F-104更加先进，是当时美军主力战机。
美机不断接近我，但总在要进入我领空之前折出。F-4载油量大，续航时间长，而歼-6可没时间陪它玩。但歼-6也不能出公海迎战。这就要求歼-6双机把握住机会，在敌机进入我领空的一刹那将其击落。机会终于来了。F-4C在距离海南岛陵水机场55千米处右转，第3次侵入中国领空时，早有准备的歼-6双机在地面引导下，打开加力，向左急转机动到F-4C后方，在距离250米时王桂书三炮齐发，将F-4C右水平尾翼打掉，紧接着赶到的吕纪良再次三炮齐发，将F-4C肢解。
从1964到，歼-6击落击伤各型美机20多架，且未被击落一架。1989年，中国在北京小汤山建立航空博物馆。大批歼-6飞来这里。曾经轰轰烈烈的空中老将，合上了它叱咤风云历史的最后一页。 [2]歼-6 的总体布局沿袭自米格-19，后虽经多次改进，仍无明显变化（除了强-5 这个衍生型）。该机总体布局特点是：机头进气，大后掠中单翼，低平尾，单垂尾加单腹鳍（歼教-6 为双腹鳍），单座双发。
事实上，这种布局并非米格设计局的全新创造，而是由米格-17 发展而来。如果我们把眼光再放远一点，就可以看到，从米格-15 到米格-17 再到米格-19，其总体布局其实是一脉相承。米格-15 堪称早期的经典之一，其布局比较合理且成熟。而米格-17 和米格-19 的出现，重点在速度的突破，沿用米格-15 的布局特点不足为奇。在第一代超音速战斗机中，美国北美 F-100、法国达索“超神秘”也分别沿袭了前身 F-86、“神秘”的布局特点。
从布局上看，米格-19 的设计思想非常突出：稳妥，超音速。当时米格-17 在某些特殊条件下已经可以突破音障，这是米格-19 沿用其布局的原因。新型轴流式涡喷发动机的问世为超音速提供动力保证，大后掠翼提供低阻力保证，这就是米格-19 超音速的基础。
不过，米格-19 的针对性太强（就是为了超音速），同时也由于苏联航空工业自身的技术水平以及装备研制思路等原因，该机并未采用更多的先进技术。就冷战初始的紧张情况来说，这一点无可厚非。而对中国薄弱的航空工业来说，在技术水平上没有明显超越米格-17 的米格-19 更容易仿制——但也正因为如此，我们没有从米格-19 身上学到更多的东西，这对中国航空工业的长远发展是不利的。
生的螺旋事故，足以证明这一点。然而国内有些文章却宣称，米格-19 采用一对大翼刀就解决了翼尖失速问题，而 F-100 却要用到复杂的全自动前缘缝翼，由此得出结论：苏联设计师远比美国高明。这种片面的说法实在令人哭笑不得。就效果而言，自动缝翼比翼刀好得多。米格-19 的这个设计，既有传统设计思想的影响，也有技术水平的限制（在后来米格-21 的初期选型中，其 E-2 原型机才开始应用前缘襟翼）。对于中国来说，这种设计易于仿制，但同样不利于我们学习先进的航空技术——歼-12 设计之初曾考虑设置前缘缝翼，后来从简取消；到了 1990 年歼-7E 出现，前缘襟翼才开始实用化，而该机装备初期前缘襟翼仍然时毛病不断。
机翼后缘内侧设有后退式襟翼，与米格-17 相同。这种襟翼除了具有单缝襟翼的优点外，放下时还可以增大机翼面积，进一步改善起降性能，但结构比较复杂，只能用于起降状态。后缘襟翼在起飞状态下偏角为 15°，着陆状态下偏 25°。机翼外侧为传统副翼，由于后掠角较大，副翼效率受影响。
歼-6III 改进的时候，机翼是改进重点之一。从现在公开资料的描述看，当年我们是试图通过调整机翼的关键参数来获得更好的超音速性能，不过这个改进实际上改变了原始的翼型设计。现在已经无从判断，当初到底是对机翼外形的修改导致了翼型的改变，还是对翼型的修改引起机翼外形的改动。如果是前者，那么表明我们航空基础研究已经有了一定的进展；如果是后者，则表明我们仍然处于利用试验手段进行改进的阶段（即先改动，验证了没有问题就沿用，有问题再修改）。从改进效果来看，歼-6III的高速性能有了一定的提高，但幅度有限，除了基本布局的局限性外，发动机推力不足是一个重要原因。
对歼-6III 的改进还导致了另一个意外的后果——飞机静稳定性减小。由于歼-6 采用大后掠翼，歼-6III 减小了翼展等于减小了重心后的面积，导致飞机焦点前移，减小了静稳定度。对歼-6III 的批评中有一条就是“纵向操纵过灵”，这实际上是静稳定性减小的表现——因其导致飞机纵向操纵力矩变小，飞行员只需很小的杆位移即引起飞机俯仰姿态明显改变。第三代战斗机多利用这种设计来减小配平阻力，提高敏捷性，但对于连增稳系统都没有的歼-6III 来说，操纵起来将令人非常头痛。后来歼-6III 改延长前机身，其目的就是为了调整飞机重心，使之与前移的焦点匹配，保持适当的静稳定性。而同样采用歼-6III 机翼的歼-6IV，由于其机头安装了截击雷达，起到了调整重心的作用，反而没有见到类似的批评。
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