三波段太阳射电高时间分辨率的同步观测

本文主要介绍使用三波段(1.42GHz、2.84GHz及3.67GHz)高时间分辨率同步观测系统巡视太阳,在日面上有活动区时所观测到的一些快速精细结构特征,特别注意到在毫秒级尖峰辐射中可能存在谐波结构的现象。     

太阳射电三频率高时间分辨率三年同步观测的结果

本文总结了1987年2月到1989年12月三波段(1.42GHz、2.84GHz和4.0GHz)高时间分辨率同步观测的资料,介绍了各波段尖峰辐射出现的频次、持续时间以及与射电爆发、光学耀斑和X射线爆的统计关系.     

AR5395活动区的微波观测

本文概述AR5395的微波观测结果。1989年3月6日至19日,云南天文台三波段快速采样射电望远镜(4.00GHz,2.84GHz和1.42GHz) 的加强观测、获得每日的完整流量值。10.6cm流量在3月6日前,日流量值均不超过190s.f.u.。6日AR5395活动区出现在日面东边缘、流量密度超过200s.f.u.,随着黑子面积的发展流量在变化。最小     

1988年12月16日太阳射电大爆发的快速精细结构(英文)

本文介绍用“三波段太阳射电高时间分辨率同步观测系统”所观测到的1988年12月16日三波段(1420MHz、2840MHz、4000MHz)太阳射电大爆发中毫秒级精细结构的观测特征,指出太阳射电快速活动在射电爆发的不同阶段具有不同的特征,首先在爆发的上升沿出现2840MHz的毫秒尖峰辐射群,继而在1420MHz上出现毫秒级尖峰辐射群,并且还在以后的几个爆发次峰上陆续出现,在长达两小时的大爆发过程中,在4000MHz上始终未产生毫秒级尖峰辐射,这也反应了射电尖峰辐射现象存在着一定的带宽。特别引起注意的是毫秒级尖峰辐射群均出现在射电爆发的峰值附近,在其它时间的记录中尚未发现毫秒尖峰辐射。 三波段的秒级射电爆发曲线如图1所示。毫秒级精细结构如图2所示。由图2可见,单个尖峰辐射的持续随频率的减小而增加,2840MHz多为10—20ms,1420MHz多为30—170ms;所产生的尖峰辐射群强度不大,而且很少有孤立的尖峰;2840MHz尖峰辐射的强度一般为450—900sfu,1420MHz一般为500—1770sfu(1sfu=10~(-22)WM~(-2)Hz~(-1));还特别引起注意的是在2840MHz上当所出现的尖峰辐射群结束时,往往出现持续时间为100ms的流量下降现象,(此种现象在以往的观测中未曾见过),详见图2b和2c;关于事件尖峰辐射的丰度,仅对几个尖峰辐射群作了统计如下: 在1420M     

1987年9月23日日偏食云台多波段联合观测

本文给出了1987年9月23日云南日偏食射电多波段观测结果。 1.取得了太阳活动低年射电太阳半径:在8.2厘米、10.6厘米、21.1厘米三波段分别为1.060、1.068和1.083r⊙。 2.暗条N—2上空射电源被观测到:它们在三波段立体角范围分别是0.4～1.0×10~(-8)Sr,1.2～2.0×10~(-8)Sr,4.2×10~(-8)Sr;平均亮温度分别在1.0～1.2×10~6K,1.7～2.4×10~6K,3.4×10~6K。 3.观测到日珥E—1上空射电源:立体角范围在三波段分别为0.4×10~(-8)Sr,0.3×10~(-8)Sr,0.8×10~(-8)Sr。是热源,平均亮温度分别为3.0×10~6K,5.3×10~6K,8.0×10~6K。 4.谱斑上空射电源观测到3个,三波段立体角分别为0.8～1.3×10~(-8)Sr,0.8～1.8×10~(-8)Sr,1.6～6.0×10~(-8)Sr。全是热源,平均亮温度分别为0.7～0.8×10~6K,1.0～1.1×10~6K,1.0～2.8×10~6K。晕的辐射标度分别为8.0×10~(28)电子数~2/厘米~5,6.7×10~(28)电子数~2/厘米~5,3.7×10~(28)电子数~2/厘米~5。 5.在日面西北边缘100°～115°范围内观测到日冕凝聚区,它的立体角范围在三波段分别是0.3～0.7×10~(-8)Sr,0.6×10~(-8)Sr,1.3×10~(-8)Sr。是热源,平均亮温度在三波段分别为0.8～1.6×10~6K,5.4×10~6K,7.4×10~6K。它的延伸高度在三波段分别为2.10×10~4km,3.53×10~4km,4.72×1     

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。     

太阳活动区上空两个微波超快速吸收现象的观测与分析

1987年5月19日世界05h50m17-05k50m25s和1986年6月29日世界时07h38m50s-07h38m58s两个罕见的微波超快速吸收现象分别出现在太阳活动区NOAA／USAF4808和5060上空的3.67GHz和4.00GHz大气层中.当云南天文台高时间分辨率射电望远镜观测到这种吸收现象时,在2.84GHz和1.42GHz大气层中出现的是尖峰辐射,两次超快速吸收现象的显著观测特征是：（1）吸收期的持续时间为20—25ms;（2）吸收的流量范围在17-215s．f.u．;（3）超快速吸收形态与快速吸收形态基本相似;（4）超快速吸收现象均叠加在秒级爆发上,秒级爆发分别为44NS和46C型;（5）相伴随的Ha耀斑分别为SF级和3B级．     

太阳耀斑射电快速起伏的研究和太阳射电高时间分辨率联测网(英文)

耀斑研究的时变结构在射电波段已进入亚秒甚至毫秒级时标。微波段的尖峰辐射有高至10~(15)K的亮温度,硬X射线爆发也可能与电子加速过程有密切关系。1981年5月北京天文台第一次在十厘米波段取得微波爆发毫秒级的精细结构。1983年开始国内联合成立太阳射电爆发高时间分辨率研究课题协调组,并决定建立全国性的观测网。各有关单位设备的配置及计划见表1。该联测网将有从约2厘米波长到21厘米波长的大于10:1的波段覆盖。爆发的不同时标结构可能来自不同的机制,与光学高时间分辨的同时观测可能取得重要的结果,来间接证实精细结构尖峰源的位置。北台正在更新2840MHz的1ms采样设备;研制时间分辨率达约10微秒的十厘米波段多通道偏振计,可以轮流在2600 60MHz及2600-60MHz上相距10MHz的两点上同时接收,预计89年底至90年初投入观测;另一研制的设备为高速采样六厘米波段强度干涉仪,可发现日面上有无角径大于0.01"源的存在。云台已有1420,2840及4000MHz三波段同步观测设备,并将增加2160MHz的设备。紫台将使用13.7毫米波段天线进行高灵敏度的毫米波爆发高时间分辨观测研究。北京大学正在研制21厘米波段快速采样自相关频谱仪。各波段、各种形式的高时间分辨率的观测设备用时间同步系统联系起来。联测网的资料可进行如下研     

1.42GHz频率的射电日偏食观测

本文简单介绍利用十米天线秒级通道观测1987年9月23日21cm射电日食的情况及处理结果。射电掩食半径为1.280r⊙,等效半径为1.083r⊙。食甚时刻01~h50~m30~s(比光学食甚推迟05~m49~s),复圆时刻03~h12~m20~s。剩余流量为63％。总流量59.3s.f.u,宁静成分49.6s.f.u.,活动源9.7s.f.u.及与所掩各光学源相应的射电源参数。     

同Ⅳ型射电爆发相协的快速精细结构

在1988年12月16日08~h31~m—09~h41~mUT,日面出现了Ⅳ型射电大爆发。我们用云南天文台三波段(1.42、2.84、4.00GHz)快速采样射电望远镜记录到12.5min的长周期振荡和1.2min的短周期振荡;同时还记录到了丰富的快速精细结构(spikes)。根据活动区扭斜的磁场位形,我们给出一个定性的动态冕环模型,认为爆发中的快速精细结构是由产生这次Ⅳ型爆发的相对论性电子喷注在冕环磁拱的顶部而激发的。     

耀变体CGRaBS J0835+6835的射电准周期振荡及多普勒因子分析

基于欧文斯谷射电天文台(Owens Valley Radio Observatory,OVRO)40 m望远镜观测数据,收集了耀变体CGRaBS J0835+6835在15 GHz射电波段约12年的数据。利用LSP(Lomb-Scargle Periodogram)方法和加权小波Z变换(Weight Wavelet Z-transform,WWZ)方法检测到了CGRaBS J0835+6835存在一个560天左右的准周期震荡(Quasi-Periodic Oscillation,QPO)。运用超大质量双黑洞(Super Massive Binary Black Hole,SMBBH)系统中的螺旋喷流模型估算了它的主黑洞质量的范围约为3.7×108 M⊙~3.5×109 M⊙。为了探究此源是否存在聚束效应,使用双指数函数拟合6个爆发过程,发现光变多普勒因子δV的平均值约为10.76,这表明此源的射电辐射存在明显的聚束效应。     

射电源的谱指数

文章研究了162个射电源,其中包括了47个BL Lacs ,21个galaxies ,94个平谱射电类星体( FSRQs ) ,这些源是通过Michigan大学的26m的射电望远镜观测的。大多数源都包含了3个波段的观测数据:4 .8GHz ,8GHz和14 .5GHz。文中计算了3个子类的平均的流量密度,并且得到了相应的谱指数(αwei) ,αBL=0 .08±0 .28 ,αGAL=-0 .91±0 .32 ,αFSRQ=-0 .14±0 .4。同时也讨论了这些源的射电性质,其中包含了谱指数,流量密度和红移之间的关系,流量密度和谱指数之间的关系。     

基于100 nm砷化镓pHEMT工艺的C波段宽带低噪声放大器芯片

作为射电天文接收机系统的关键器件, 低噪声放大器的噪声和增益性能对接收机系统的灵敏度有重要影响. 采用100nm砷化镓赝配高电子迁移率晶体管(pseudomorphic High Electron Mobility Transistor, pHEMT)\lk工艺, 研制了一款可覆盖C波段(4--8GHz)的低噪声放大器(Low Noise Amplifier, LNA). 所设计的LNA采用3级共源级联放大拓扑结构, 栅极、漏极双电源供电. 常温下测试表明, 该LNA在4--8GHz频段内平均噪声温度为\lk60K, 在5GHz处获得最低噪声温度50K, 通带内增益($31\pm1.5$)dB, 输入输出回波损耗均优于10dB, 芯片面积为$2.1\times1.1$mm², 可以应用于C波段射电天文接收机以及卫星通信系统等.     

大样本“变脸”活动星系核多频射电巡天观测结果的统计研究

光学波段的“变脸”AGN (changing-look Active Galactic Nucleus, CL AGN)是光谱类型发生变化AGN的统称.近年来,越来越多观测证据表明这类现象与中央超大质量黑洞吸积活动有关.而黑洞吸积率的变化可能会引起喷流的增强或者减弱,进而导致射电波段观测性质的变化.在已发表的文献中,收集了74个光学波段证认的“变脸”AGN、90个“变脸”AGN的候选体.基于这个目前最大并且选源方式多样化的非完备样本,探讨了“变脸”AGN在射电波段的观测性质.从澳大利亚平方公里阵先导设备(Australian Square Kilometre Array (SKA) Pathfinder, ASKAP)和美国甚大阵甚大阵(Very Large Array, VLA)的4大射电巡天观测中,发现了51个“变脸”AGN (含21个候选体)在0.9–3 GHz存在射电波段的对应体,样本的射电探测率约为41%,与一般AGN的射电探测率无显著区别.此外,分析了这些源的射电谱指数,发现在1.4 GHz和3 GHz频段“变脸”AGN相对于一般射电源有较平的射电谱.该统计结果或可解释为“...     

叠加在微波爆发上的快速尖峰群事件

本文介绍了北京天文台观测到的太阳射电10厘米波段的毫秒级快速精细结构(FFS)中一类有长持续时间的尖峰(我们称毫秒时标记录上陡升陡降图形为“尖峰”,称秒级时标的记录上的陡升陡降图形为“脉冲”)群事件。这一类微波毫秒尖峰群(MMS)事件具有一系列显著的特点: 1)它在秒级时间常数的慢速记录上常常对应一8S型(持续时间小于1分钟的脉冲)的爆发。因而利用脉冲的频谱特性,对这一类微波爆发中的毫秒精细结构的特征及可能的机制进行探讨,以弥补目前只能在一个波段上观测FFS事件的缺陷。 2)这一类脉冲爆发具有从低频向高频的频漂(正的频漂),而且频漂的速率随频率带增加而增加。 3)脉冲的幅度在波长8—10厘米间受到强烈的衰减。 4)脉冲群中的每一脉冲的极大频率及起始频率从高频逐渐移向低频,意昧着激发源逐渐上升。估计上升速度约为50公里/秒。 5)这类脉冲常常出现在有δ型磁结构、最大磁场强度大于2500高斯的复杂活动区中,可能有不同级别的耀斑与之对应。 6)这类脉冲与硬X线爆发事件、分米波段快速频漂事件及“BLIPS”事件见文[7]有密切的关系。 7)这一类微波快速尖峰群事件可以解释为来自耀斑-爆发事件中形成的电子加速中心的快速非热电子流向下运动穿入一耀斑环激起的电子迴旋脉泽辐射。     

1987年9月23日昆明日偏食在波长8.2厘米的射电观测

本文对1987年9月23日昆明日偏食8.2厘米射电观测资料进行了处理,分析了射电局部源和光学活动区的对应关系,得出了8个射电源的流量,二维角径大小、高度和亮温度。计算出谱斑上空晕的辐射标度N~2L=7.3～8.4×10~(28)电子数~2/厘米~5。     

紫台3.2厘米、10厘米太阳射电观测资料分析

本文分析了紫台1966—1978年间,3.2厘米太阳射电总辐射观测资料.由相关分析表明,一个月中太阳射电噪声温度的逐日间标准差为±(2.2—3.9)%,而78年10厘米的相应值为±4.1%.3.2厘米波段大于200 s.f.u.的爆发峰值与 TYKW 的相应值比较得均方差为士34%,峰值时间与 TYKW 的相应值比较得时间差一般为士0.~m2.还分析了各种误差的来源.     

1968年9月22日日食21厘米射电观测

本文叙述1968年9月22日北京天文台在新疆喀什用波长21厘米射电望远镜进行日食观测所取得的结果.分析了射电局部源和光学活动的对应关系,给出了一些局部源的流量,一维半功率角径,高度和平均亮温度.计算了谱斑上空局部源的辐射标度■L≈1.8×10~(23)电子~2/厘米~5.     

Fermi耀变体的γ射线多波段辐射与射电辐射的关系

从Fermi 3期源表(3FGL)中选择了一个含935个耀变体(blazar)的样本,包括415个平谱射电源(Flat Spectrum Radio Quasar, FSRQ), 520个蝎虎天体(BL Lac object, BL Lac),其中高同步峰BL Lac (HBL) 233个,中同步峰BL Lac (IBL) 144个,低同步峰BL Lac (LBL) 143个.研究了总样本、FSRQ、BL Lac及其子类HBL、LBL的射电1.4 GHz与γ射线在0.1、0.3、1、3、10 GeV处辐射流量密度的关系.结果显示:所有样本的射电1.4 GHz与5个波段γ射线的辐射流量都有强相关,相关系数在0.48–0.81之间,机会概率均小于10~(-4);对于不同的样本相关系数随着γ射线辐射频率的变化有不同的变化趋势,所有样本在5个波段的相关系数平均值随γ射线频率的增加而减小.该结果暗示,随着频率的升高, blazar的γ射线辐射主导机制在发生变化,在相同频率处,不同类型天体的辐射主导机制存在差异; HBL的γ射线辐射主要由同步自康普顿主导,而LBL的其他成份比HBL的更复杂; FSRQ的γ射线起源较BL Lac的复杂.     

Ku波段宽带低噪声放大器的关键技术研究

低噪声放大器LNA(Low Noise Amplifier)是射电天文接收机的重要组成部分,其等效噪声温度决定了接收机的灵敏度。该文介绍了一种宽带Ku波段低噪声放大器的设计原理和方法,并给出了仿真结果。该放大器采用NEC公司的NE3210S01高电子迁移率场效应晶体管HEMT(High E-lectron Mobility field-effect Transistor)三级级联结构。在11～13GHz范围内的增益大于29.7dB,等效噪声温度小于55K,输入输出匹配好于-25dB。