太阳微波尖峰辐射的高时间、高频率分辨率偏振观测

利用北京天文台 ２．６—３．８ ＧＨｚ频谱仪的观测资料,找到 １１个微波尖峰辐射事件．尖峰一般具有数十毫秒的寿命,数百个ｓｆｕ的流量密度和数十至数百ＭＨｚ的带宽,这与以前的报道类似．尖峰的偏振度各式各样,有的尖峰还有数千ＭＨｚ／ｓ的频率漂移．某些尖峰在二个偏振态之间有８毫秒的时间延迟（最大延迟可达１６毫秒）．另外,还发现了尖峰的偏振度随频率剧烈变化的偏振反转现象．     

太阳射电精细结构高时间高频率分辨率观测研究

本文对太阳射电精细结构这一领域进行了较为详尽深入的调研，发现由于观测仪器技术指标（时间、频率、频率覆盖、偏振、灵敏度等）相对不高，有很多的精细结构，在时间上、在频率上并没有被完全分解开来，或是没有被检测到。对FFS的研究，还处于发现－认识－逐步深化的阶段。观测资料还很单薄。在微波高端（厘米波段），精细结构的观测资料更是很少。另外，对FFS也只是有一个侧重频谱形态的分类。本文利用我国的“太阳射电宽带快速频谱仪”的观测资料，几年来，对微波频段的射电快速精细结构进行了较为深入的研究。主要研究结果有：发现了弱偏振微波尖峰辐射中两个偏振分量之间的时间延迟和偏振反转现象；首次发现了微波（短分米波段）高偏振U型爆发并给出解释；首次发现了厘米波N型和M型爆发并给出解释；首次发现了高偏振微波斑点并给出解释；首次利用甚高频率分辨率频谱仪，通过对大样本的分米波尖峰辐射的统计，给出了更为可靠的、更小的相对带宽的下限；结合高空间分辨率的观测资料，对运动Ⅳ型爆发及其伴生的精细结构作了探讨；对双向电子束的起源及其加速位置进行了研究。     

一个宽带的太阳射电尖峰事件

根据不同的发射波模以及偏振态（偏振度与偏振方向）的快速时变特征,对１９９３年１０月２日０７：４４：３４－０．７：４４：５２：９９ＵＴ期间的太阳射电事件进行了证认,认为这是一个由两群、总数约为４０个尖峰（ｓｐｉｋｅ０结构组成的罕见的宽带事件,它的总带宽〉３００ＭＨｚ、相对带宽〈５％,根据它们在２．５４５ＧＨｚ,２．６４５ＧＨｚ,２．６９５ＧＨｚ和２．８４０ＧＨｚ上的流量资料,首次对一些ｓｐｉｋｅ结构     

微U型爆发及微波精细结构

我们用新的时间分辨率短至８ｍｓ 的２ ．６ ～３ ．８ＧＨｚ 微波动态频谱仪在１９９８ 年４ 月１５ 日爆发和１９９７ 年１１ 月３ 日爆发中发现了微Ｕ 型爆发。其顶部频率为３ ．２ ～３ ．４ＧＨｚ（ 相应的等离子体密度：基波：１ ．２ ×１０１１ － １ ．４ ×１０１１／ｃｍ ３ ,二次谐波：３ ．２ ×１０１０ － ３ ．５ ×１０１０／ｃｍ ３） ;根部频率为３ ．４ ～３ ．６ＧＨｚ;单个Ｕ 型爆发的频率范围为６０ ～２２０ ＭＨｚ ;上升段频漂率为７ ～２８ＧＨｚ／ｓ;上升段持续时间为８ ～２４ｍｓ;寿命为１６ ～４８ｍｓ;偏振度大于８０ ％ 。在活动区为偶极子磁场的假设下,估计源区高度约为１ ．３ ×１０４ 公里,单一环的高度为２５０ ～８００ 公里。由此得出结论：１ ．由于高频漂率和高偏振度,似乎发现的微Ｕ 型爆发不是Ⅲ型爆发形成,而是尖峰辐射（Ｓｐｉｋｅ） 形成。２ ．我们发现的是小尺度的微磁环,其尺度与Ｓｐｉｋｅ 辐射的寿命相当。我们在１９９７ 年１１ 月２ 日的爆发中发现平均周期为数十ｍｓ 的准周期振荡群。在高密度流管的磁声波ＭＨＤ 振荡条件下,可取得磁环半径约９０ 公里的结果。由此可以得到微磁环物理尺度的图象     

太阳射电精细结构高时间高频率分辨率观测研究

本文对太阳射电精细结构这一领域进行了较为详尽深入的调研 ,发现由于观测仪器技术指标 (时间、频率、频率覆盖、偏振、灵敏度等 )相对不高 ,有很多的精细结构 ,在时间上、在频率上并没有被完全分解开来 ,或是没有被检测到。对FFS的研究 ,还处于发现 -认识 -逐步深化的阶段。观测资料还很单薄。在微波高端 (厘米波段 ) ,精细结构的观测资料更是很少。另外 ,对FFS也只是有一个侧重频谱形态的分类。本文利用我国的“太阳射电宽带快速频谱仪”的观测资料 ,几年来 ,对微波频段的射电快速精细结构进行了较为深入的研究。主要研究结果有 :发现了弱偏振微波尖峰辐射中两个偏振分量之间的时间延迟和偏振反转现象 ;首次发现了微波 (短分米波段 )高偏振U型爆发并给出解释 ;首次发现了厘米波N型和M型爆发并给出解释 ;首次发现了高偏振微波斑点并给出解释 ;首次利用甚高频率分辨率频谱仪 ,通过对大样本的分米波尖峰辐射的统计 ,给出了更为可靠的、更小的相对带宽的下限 ;结合高空间分辨率的观测资料 ,对运动Ⅳ型爆发及其伴生的精细结构作了探讨 ;对双向电子束的起源及其加速位置进行了研究     

Blazar天体的红外偏振和变化研究

利用多波段同时性观测数据,研究了Blazar天体的近红外波段偏振与光学波段偏振的关系,发现两个波段的偏振度和偏振角之间都存在着很强的线性相关性．另外,两个波段的辐射流量也强烈相关．结果表明Blazr天体的近红外辐射主要来自于相对论电子的同步辐射,且与光学波段辐射来自于同一辐射区域．另外,利用2MASS数据还研究了近红外波段3个色指数J-H、H-K和J-K之间的相关性,发现J-H和H-K都与J-K强相关,但J-H与H-K之间没有相关性．最后研究了色指数-星等关系,表明在近红外波段Blazar天体变亮时谱形变平．     

太阳射电快速事件的初析

本文着重介绍了紫金山天文台在１０cm波段上观测到的太阳射电快速结构事件资料，并对其进行了初步的分析.得到的一些结果如下:１．快速事件的宽度介于几十毫秒一几百毫秒的变化范围内；每秒出现的频数介于２１－１之间；２．从ｓｐｉｋｅｓ事件的形态上，也有着不同的结构特征；有的ｓｐｉｋｅ结构比较简单，基本上是一个个的单脉冲，而有的则比较复杂，即在每个ｓｐｉｋｅ尖峰上，还叠加有亚－精细结构。     

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     

一个宽带的太阳射电尖峰事件

根据不同的发射波模以及偏振态（偏振度与偏振方向）的快速时变特征,对1993年10月2日07：44：34-07：44：52：99UT期间的太阳射电事件进行了证认,认为这是一个由两群、总数约为40个尖峰（spike）结构组成的罕见的宽带事件,它的总带宽＞300MHz、相对带宽■5％．根据它们在2．545GHZ,2．645GHZ;2．695GHZ和2B40GHZ上的流量资料,首次对一些spike结构作了谱分析．发现spike结构谱的峰值频率,第一群呈现为随时间由高频向低频漂移的倾向,第二群基本上位于2．695GHZ上．Spike谱的这些观测特征,可定性地用非热电子束流平均能量的时变特性来解释．对于第二群具有相同峰值频率的spike辐射,可能来自同一电子回旋脉泽不稳定区域．     

短分米波段上的长周期脉动现象

在１９９０年７月３０日观测到的太阳射电大爆发中，在１４２０ＭＨｚ和２０００ＭＨｚ两个波段上发现了长周期（数＋秒）的脉冲现象。经数据处理分析，发现了几个特点：（１）脉冲的宽带大于６００ＭＨｚ。（２）１４２０ＭＨｚ上的脉动的周期较２０００ＭＨｚ上脉动的周期大，相对强度也是前者较大。（３）脉冲的相对强度随脉冲周期的增大而增大，呈较好的线性关系     

首批证认8个密云射电源为BLLac天体和类星体

为了深入研究密云射电源表分类样本的性质,作为系列工作的第一部分,选出了一个２３２～４８５０ＭＨｚ平谱源样本．１９９８年５月２９至３１日,利用北京天文台２．１６米望远镜和ＯＭＲ摄谱仪,对其中１８个目标进行了观测及光谱认证．结果共证认出１５个ＡＧＮ,其中３个信噪比不小于８的ＢＬＬａｃ天体和５个类星体（最大红移为２．５１９±０．００３）是新发现的．     

短分米波段上的长周期脉动现象

在１９９０年７月３０日观测到的太阳射电大爆发中，在１４２０ＭＨｚ和２０００ＭＨｚ两个波段邮长周期（数＋秒）的脉冲现象，经数据处理分析，发现几个特点：（１）脉冲的宽带大于６００ＭＨｚ。（２）１４２０ＭＨｚ上的脉动的周期较２０００ＭＨｚ上脉 周期大，相对强度也是前者较大。（３）脉冲的相对强度随脉冲周期的增大而增大，呈 好的线性关系。     

太阳射电毫秒Spike辐射窄带宽的理论探讨

在磁拱底部非线性等离子体密度波传播期间,损失锥分布的反射电子驱动着电子迴旋maser不稳定性的增长,激励出二次谐频波模,支配着太阳射电毫秒Spike辐射。根据这个理论模型,本文着重研究了太阳射电毫秒Spike辐射的频带宽度问题。对于典型参数,计算结果发现:辐射带宽一般为几MHz到几十MHz,最高为100MHz。而且通常折射出的二次谐频z模辐射带宽较窄,而二次谐频o模辐射带宽较宽。     

叠加在微波IVμ型大爆发上的尖峰辐射

本文概述了１９８８年１２月１６日特大微波ＩＶμ型爆发的观测待征，以及由ＭＨＤ调制磁流管的磁场强度产生准周期振荡，一部分高能电子被磁场俘获，作同步加速回旋辐射，产生微波型爆发．另一部分高能电子以一定入射角喷注在磁拱上，形成螺距角各向异性的空心束分布，从而激发出电子回旋脉泽辐射（ＥＣＭ），它们的垂直分量的能量便产生了尖峰（ｓｐｉｋｅ）辐射，叠加在微波ＩＶμ型爆发之上．结合怀柔的太阳磁场图，采用双极磁场模型，作出了定量计算．     

CygX—1频谱的细微结构

利用线性状态空间模型（Ｌｉｎｅａｒ Ｓｔａｔｅ Ｓｐａｃｅ Ｍｏｄｉｌ－ＬＳＳＭ）,将ＣｙｇＸ－１的功率谱分解为ＬＳＳＭ产生的模型功率谱和剩余功率谱两部分。集中分析剩余功率谱,结果显示,ＣｙｇＸ－１在低／硬 态、转换态和高／软态三种状态的剩余功率谱有着不同的结构特征。其中高／软态和低／硬 态的剩余功率谱存在一个宽峰结构,中心频率分别为～８Ｈz和～５Ｈz,低／硬 态的剩余功率谱在～０．０７Ｈz达到极大     

关于磁流体力学流动的一些理论研究

本文介绍关于磁流体力学（ＭＨＤ）流动理论研究的一些结果．在所研究的流动中，允许流速垂直于磁场，允许各物理量随时间变化．在各有关的守恒定律和感应方程中引进代换，不经过求解，用严格的解析方法获得了有关解的某些性质．文中给出一个简单的例子．在其中计算二维沿磁力线的稳恒态ＭＨＤ流动．     

云南天文台太阳射电频谱仪的网络系统

介绍云南天文台太阳射电米波（２３０～３００ＭＨz）、分米波（０．７～０．４ＧＨz）频谱观测系统及１０m射电望远镜自动控制系统“星型拓扑”对等网的建立。该网络,不但 实现了光盘刻录机、激光打印机等资源共享,而且还为解决由于太阳射电频谱高时间分辨率和高频率分辨率观测带来的大数据量处理和存储找到了解决途径。     

太阳微波爆发中精细结构的统计研究

本总结了北京天台１９９１年的２８４０ＭＨｚ波段微波爆发中精细结构（ＦＳ）事件的观测。从ＦＳ的时间标度、强度、共生的微波爆发的峰值流量、ＦＳ发生在微波爆发的相位和ＦＳ与Ｈ。耀斑的关系等关系作了统计分子。发现约６７％以上的ＦＳ其持续时间为几十毫秒到几百毫秒，８５％以上的ＦＳ幅度小于２００ｓｆｕ，讨论了ＦＳ的时标、强度及２２周太阳峰年期与２１周ＦＳ出现率的差别。     

高频射电源中的类星体

研究表明，高频射电源与低频射电源相比，前者中的类星体比例更大。３ＣＲ低频射电源（Ｓ１７８ＭＨｚ＞９Ｊｙ）中有１７．８％是类星体，而在２．７ＧＨｚ亮射电源样本中（Ｓ２．７ＧＨｚ≥２．０Ｊｙ），有３５．６％是类星体。更有趣的是，５１８个５ＧＨｚ亮射电源中（Ｓ５ＧＨｚ≥１．０Ｊｙ），至少有２９１个（≥５６％）是类星体。因此，我们认为高频亮射电源的证认是发现类星体的有效手段。     

5个新发现的X选BL Lac天体

利用ＲＯＳＡＴＶＬＡ方法筛选，从ＲＯＳＡＴＸ射线源中选出了一批新的ＢＬＬａｃ天体和类星体的候选体．１９９６年１２月８日至１７日，利用北京天文台２．１６ｍ望远镜和新从美国引进的ＯＭＲ摄谱仪，对这批新候选体进行了光谱认证．经ＳＵＮ工作站处理，又发现了５个新的Ｘ选ＢＬＬａｃ天体．此外，还对去年作者在ＯＭＲ引进之前发现的ＢＬＬａｃ天体进行了检验，结果发现，去年发现的７个ＢＬＬａｃ天体中，２３２２＋３４３的ＣａＩＩＨ＆Ｋ“Ｂｒｅａｋｓｔｒｅｎｇｔｈ”为２６．９％，稍大于判据２５％，因此，２３２２＋３４３到底是ＢＬＬａｃ天体还是射电星系还有待于进一步测光及偏振观测的验证．