太阳射电尖峰爆与电子回旋共振吸收

本文采用等离子体动力学方法，研究了日冕条件下磁化非相对论热等离子体对太阳射电辐射产生的电子回旋共振吸收，并在辐射频率等于电子回旋谐波频率时求得ｎ≥２谐波吸收率的近似表示式，以及其对等离子体温度，出射角度和谐波数的变化规律，在应用部分，讨论了电子回旋共振吸收对于太阳射电尖峰爆发的影响，认为目前观测到的尖峰爆，大多数高能电子束来自日冕的内层。     

1997年11月2日微波尖峰源背景参数的诊断

利用北京天文台高时间和高频率分辨率的射电频谱仪对射电尖峰的测量,可以对背景等离子体参数进行的自洽诊断（ 磁场,密度,温度,波矢,及非热电子的性质） 。该诊断基于电子回旋脉塞不稳定性和回旋共振吸收。最后从诊断结果和太阳日冕典型参数的比较以确定尖峰辐射的谐波数。     

迴旋同步加速辐射的一些特性

本文给出了不同能谱指数Γ的非热电子,在不同传播方向的迴旋同步加速辐射的发射因子h_(1,2)(s,θ)的详细结果。其结果表明,对同一谐波数s而言,h_(1,2)(s,θ)随着θ值(波矢量k与磁场方向Η的夹角)的增加或Γ值的下降而增加,而对同一θ和Γ值而言,h_(1,2)(s,θ)还随着s 的增加而迅速下降,而当Γ=1时,h_(1,2)(s,π/2)随着s的增加而下降的程度十分缓慢,表明在横传播条件下,非热电子具有比似纵传播高得多的发射能力,其相应的辐射流量密度要比似纵传播高出几倍。 采用 Sturrock 的耀斑爆发源模型,计算了θ=π/2情况下的迴旋同步加速辐射的射电爆发谱。我们发现对具有Γ=1的非热电子的低次谐波辐射,分别在Ⅳ型爆发的300MHz和9000MHz附近有个峰值,而在他们的高频端的低次谐波的迴旋同步加速辐射遭到强烈的迴旋共振吸收而使辐射迅速下降,从而形成两峰一谷的U型射电爆发谱。 计算表明,1972年8月4日的大爆发,很可能是一团具有能谱指数为1.5,总数为10~(32)—10~(34)的非热电子,在横传播条件下的迴旋同步加速辐射和热电子的迴旋共振吸收机制产生的。     

日珥发射线光谱分析的一种方法

本文提供了日珥发射线光谱分析的一种新方法。它允许源函数随光学深度变化,采用非线性最小二乘拟合,直接从观测轮廓同时确定线心光学厚度τ_0、Doppler宽度△λ_D和源函数变化因子α。 本文用这个方法给出了对文献[1]十个日珥早 Balmer 线的分析结果。这些结果表明,自反变H_α线源函数向日珥内增加,中心源函数是边缘的1.2～2.5倍;忽略源函数的这种变化,将使H_α线τ_0的确定明显偏大;日珥的自吸收减弱亦与源函数变化有关。 对日珥源函数变化的讨论,支持关于日珥辐射激发的主要机制是散射太阳入射辐射的论点。     

γ爆的磁流管模型

本文讨论了一种基于老年中子星的γ爆的磁流管模型.这个模型认为中子星表面磁场包含有两种成分,一种为弱的偶极背景磁场,另一种为细管状局域强磁场.此模型可以同时解释回旋吸收线和高能尾巴的存在.本文还计算了磁场为1.7×10~(12)G时的Compton散射截面。对于GB880205,根据吸收线的深度定出磁流管内电子数密度与管的直径之积约为10~(21)cm~(-2).     

电子回旋脉■和太阳微波毫秒级尖峰辐射

本文提出由非热电子(60keV)的空心束(hollow beam)分布激发回旋脉降作为太阳微波毫秒级尖峰辐射的产生机制。文中求得了非常波模二次谐波的增长率及其随时间的变化、脉泽的饱和时间、饱和波能密度及脉降辐射的方向特征。 结果得到,当磁场强度B=507G,等离子体数密度n_(?)=4×10~9cm~(-3),电子温度T_e=1.4×10~6K,非热电子数密度与热电子数密度之比(n_s/n_e)≈4×10~(-5),磁场标高时,将在2.84GHz频率上产生高亮温度(T_b≈5×10~(15)K)的毫秒级尖峰辐射。     

出现在Ⅳμ爆发上的快变分量

概述了１９８８年１２月１６日出现在微波Ⅳ型大爆发上的快变分量观测特征，以及由ＭＨＤ调制磁流管的磁场强度，而产生了１２．５ｍｉｎ和１．２ｍｉｎ的长短准周期振荡。一部分高能电子被磁场俘获，做同步加速回旋辐射，产生了微波Ⅳ型爆发。另一部分高能电子以一定入射角喷注在磁拱上，形成螺距角各为异性的空心束分布，其电子回旋不稳定性导致ｓｐｉｋｅ辐射。最后，用慢波模式计算了三个频率上的１．２ｍｉｎ的准周期振荡，结果表明振荡周期随频率的增加而增大，与观测结果相符。     

多路皮秒时差自动测量系统的研制(摘要)

介绍一个研制成功了的多路皮秒时差自动测量系统。该系统基于双混频时差(DMTD)测量原理,是一个适用于多个频标相位和长短期频率比对的高精度测量系统,比对信号采用5MHz,与一个分辨力为1ns的计数器相配,时差测量的理论分辨力为0.2ps,相位测量的本底噪声为±0.3ps(rms),频率测量的本底噪声σ_y(τ)为4×10~(-13)/τ(τ≤100s)。     

一种超小型汽泡铷原子频标

为满足对小型化铷原子频标的需求,设计了一种超小型汽泡铷原子频率标准。介绍了该超小型汽泡铷原子频标的设计。通过全新设计的小型光谱灯和集成腔泡系统,配合优化设计的电路部分,成功地将整机体积减小至140 cm3,重量仅为250 g,稳态功耗7 W。测试结果表明其短期稳定度优于1.5×10-11/τ(1 s≤τ≤100 s)。     

磁化中子星发射线的激射不稳定性理论

在中子星磁轴吸积柱的上部,少数高能电子通过磁镜点反射,可使部份电子的速度分布形成非热分布,由此激发激射(Maser)不稳定性。波被放大,发射出频率近似为电子迴旋频率及其倍频的相干辐射。用此模型计算了HerX-1的迴旋线发射。发现不稳定性增长率与吸积柱中电子数密度成正比,因而比非相干散射产生的连续辐射随电子数密度增长更快;而且发射线的强度和能量均与脉冲相位关联。这个理论可解释近期的HerX-1观测结果。     

一个复杂太阳射电爆发及其微波源和远紫外冕环特征的初步研究

利用太阳射电宽带频谱仪(0．7-7．6GHz)于2001年10月19日观测到的复杂太阳射电大爆发，呈现出许多有趣的特征，结合NoRH(Nobeyama Radio Heliograph)的高空间分辨率射电成像观测及TRACE(Transition Region and Coronal Explorer)在远紫外(EUV)波段的高空间分辨率成像观测资料，分析了该爆发的射电频谱特征和微波射电源的演化以及它们与复杂的EUV日冕环系统的关系，该爆发是一个双带大耀斑的射电表征．前一部分以宽带(从厘米到米波)爆发为主，机制是回旋同步辐射，所对应的是环足源的辐射；后一部分以窄带(分米到米波)分米波爆发为主，机制是等离子体辐射和回旋共振辐射的联合，对应的是环顶源的辐射。     

Measurements of spectral lines observed with Hinode/EIS as implications for coronal heating

We have measured the line widths and nonthermal velocities in 12 solar regions using high resolution EUV data taken by Hinode/EIS. We find that there exists a positive correlation between the intensity and nonthermal velocity for the Fe XII emission line as well as some other lines. The correlation coefficients decrease from the disk center to the limb. However, the nonthermal velocities of a particular spectral line do not vary much in different regions, so they are considered isotropic. In particular, we find that for a coronal loop structure, the largest widths and nonthermal velocities occur at the footpoints, where outflows appear. Based on these observational results, we discuss several physical processes responsible for coronal heating.     

日球边界射电辐射的研究进展

日球边界射电辐射是太阳系最强的射电辐射现象,辐射功率至少达1013 W,能够提供日球边界附近高能电子束和背景磁等离子体结构的重要物理信息.自1983年旅行者号卫星首次探测到日球边界射电辐射后,其便受到研究者们的广泛持续关注.日球边界射电辐射大致有两类:辐射频率相对较高的瞬时辐射或称漂移辐射以及辐射频率相对较低的持续辐射或称非漂移辐射.通常两类辐射都从大约2 kHz开始,漂移辐射具有向高频率漂移的特征,频漂率约为1–3 kHz/yr,频率范围1.8–3.6 kHz,持续时间较短大致100–300 d;非漂移辐射没有明显的频率漂移,频率范围1.8–2.6 kHz,持续时间较长大致3 yr.目前普遍认为日球边界射电辐射与激波有关.介绍了该射电辐射可能的辐射产生源区、辐射物理机制以及与辐射相关的激波来源,并且讨论了尚存在的科学问题以及展望了未来可以进一步开展的研究.     

Properties of Broad Band Continuum of Narrow Line Seyfert 1 Galaxies

We have performed a statistical study of the properties of the broadband continuum of Narrow Line Seyfert 1 galaxies (NLS1s) by collecting ratio,infrared, optical and X-ray continuum data from various databases and comparedthe results with control samples of Broad Line Seyfert 1 galaxies (BLSls). We findthat the fraction (～ 6%) of Radio Loud (RL) NLSls is significantly less than thatof BLS1s (～ 13%), which is caused by the lack of radio-very-loud sources in theformer. The rarity of RL NLS1s, especially radio-very-loud ones, is consistent withthe scenario of small black hole and high accretion rate for NLSls. Six new radio loudNLSls are found and five RL NLS1 candidates are presented. In comparison withthe BLS1s, the NLS1s tend to have stronger far infrared emission, cooler infraredcolors and redder B- K color, which suggests that NLS1s are hosted by dust-richernuclei. The NLS1s also show steeper soft X-ray spectrum and large soft X-rayto optical flux ratio, while a significant fraction show fiat soft X-ray spectra. Atleast two factors can account for this, absorption and spectral variability. We alsoperform a correlation analysis between various broad band data. It is found thatmost correlations identified for NLS1s are also valid for radio quiet BLS1s: (1) theoptical colors are anti-correlated with X-ray spectral index; (2) higher optical, X-ray and NIR luminosity objects show bluer optical colors and red H - K color; (3)higher luminosity objects show warmer IRAS color; (4) the radio loudness correlateswith B - K and X-ray to optical flux ratio. Radio loud objects behave somewhatdifferently in a few correlations.     

日食的射电观测(英)

日食为射电天文提供了一维高空间分辨率太阳射电观测机会．日食射电观测在太阳射电物理的发展上起过重要的作用．文中对日食射电观测的若干重要因素作了介绍和分析．日食射电观测在我国太阳射电天文发展上也起了重要作用．文中简要介绍了在我国组织观测的1958年、1968年、1980年及1987年的太阳射电日食观测及其主要结果．     

Collective Spectra of Resonant Inverse Compton Scattering of Assembly of Relativistic Electrons in Intense Magnetic Fields*

The resonant inverse Compton scattering (RICS) of relativistic electrons in intense magnetic fields is an efficient mechanism for producing the highenergy γ-rays. In our previous work it is suggested that the early-stage γ-ray radiation of γ-ray bursts (GRBs) may be mainly produced by this mechanism. By using this mechanism, some puzzles in the study of GRBs can be clarified, e.g., the origin of the Amati relation obtained from the statistics of observations, the formation of the observed two-segment (broken) power-law spectra, the relevant “deadline problem”, the polarization property, etc. Herein our discussion will be focused on the formation of the broken power-law spectra. Based on the formula of the RICS spectral power of individual fast electrons, we have derived the simplified analytical formula of the collective RICS radiation spectrum (RICS spectral luminosity) produced by the assembly of relativistic electrons in an intense magnetic field when they pass through the ambient low-frequency radiation field, and applied it to several typical low-frequency radiation fields (e.g., the black-body radiation field, power-law radiation field and thermal bremsstrahlung field) around the central neutron star, for the convenience of comparison with the observed spectra. Our calculations indicate that the RICS radiation mechanism has a very high efficiency in the hard X-ray and γ-ray wavebands, if the matching condition (i.e., the condition approximate to resonance) is satisfied, and that independent of the ambient radiation field, the produced spectra are commonly the two-segment power-law spectra. Additionally, it is suggested that the RICS mechanism might be an ideal highly-efficient radiation mechanism for the high-energy emissions (hard X-rays and γ-rays) of the GRBs, soft γ-ray repeated bursts (SGRs) and γ-ray pulsars (GRPs).     

活动星系核的非热致电子级联模型研究及其进展：纯康普顿机制冷却情形

活动星系核的高能辐射机制研究对于揭示其结构和演化特征以及中央驱动之迹具有其重要的意义。近十年来，随着活动星系统结构模型研究以及其高能连续谱观测的发展，解释活动星系统高能辐的非热致电子级联模型得以产生、发展和完善起来。