超强磁场下的相对论电子

在以前工作的基础上,推导出超强磁场下简并的、相对论的电子压强P。的普遍表达式：讨论了电子的朗道能级量子化;探索了量子电动力学效应（QED）对中子压强占主导的理想的n-P-e气体系统的影响。主要结论包括：Pe与磁场强度B、物质密度P及电子丰度L有关;磁场越强,电子压强越大;增加的压强是由高值的电子费米能引起的;在超强磁场下,磁星内部总压强是各向异性的;如果考虑到各向异性的总压强,磁星可能是一种更致密、形变后类似于椭球状的中子星;如果考虑到磁场能对状态方程的正能量的贡献,相对于普通射电脉冲星,磁星的质量可能更大些。     

磁星外壳层核素的电子俘获的研究

利用朗道能级量子化近似和核壳层模型,研究了超强磁场对~(53,54,55)Fe的电子俘获的影响.结果表明在超强磁场下的电子俘获率比在弱场近似下的电子俘获率增加了约2个数量级.在弱场近似和磁场为B=4.414×10~(15)Gs条件下计算了每个核素的电子丰度变化率和总的电子丰度变化率,它们一般相差3个量级以上.这些结论对将来的磁星演化的研究起到重要的作用.     

强磁场对非零温中子星壳层电子俘获反应的影响

本文讨论了强磁场作用下非零温电子气体的化学势，分析了磁场作用下电子气体屏蔽势的变化；以核素３３Ｓ为例，讨论了不同温度下，磁场对电子俘获率的影响，结果表明：在足够低的温度和密度下，足够强的磁场使电子俘获率显著降低，而就中子星表面存在的磁场强度（１０９－１０１３Ｇ）而言，磁场对其电子俘获率几乎没有影响．     

强磁场对中子星壳层热核反应的影响

本文通过考虑强磁场中电子的量子效应，分析了强磁场下电子气体的Fermi能，讨论了磁场对核的屏蔽势和核反应率的影响，进而计算了强磁场对天体物理中几个较重要的热核反应的影响，结果表明，相对于无磁场而言，在较低密度下，足够强的磁场使原子核的屏蔽势显著增加，但在ρ／μe＞10~5molcm~(-3)的密度下，中子星表面存在的强度为10~5～10~9T范围内的磁场对核反应率几乎没有影响。     

关于日冕双向电子束的加速问题

介绍了云南天文台和北京天文台频谱仪所观测到具有正、负频漂的米波Ⅲ型爆发和微波尖峰辐射.对双向电子束源的频率和高度进行了估计.2个事件都表明在具有正、负频漂率的爆发之间有一分界频率(250和2900MHz),这说明爆发源是一个复杂加速源,电子束同时向上、下2个方向注入.由本文的2个事例可以说明1.双向电子束的转换(changeover)范围是在250～2900MHz的宽频带里,并且起源是在很小范围(4～70MHz)内.这些电子束从高层到低层日冕都有一个很窄的独立加速区,文中的Ⅲ型爆发对可能是它们的等离子体辐射现象.2.在低日冕分离开放磁场和闭合磁场的电流片,以及高日冕相反方向的开放磁力线的交叉区域可能都是双向电子加速区.从闭合磁场到开放磁场的磁拓扑范围将是很大的(大约在光球上2×104km到10.7×104km).     

同步辐射瑞利-金斯波场对高能电子加速

由分析可知，在光学厚的介质中麦氏分布的极端相对论电子在磁场中能产生同步加速辐射，其辐射谱为瑞利—金斯谱．基于Fokker-Planck方程，这种波场对快电子的加速将产生幂律分布的电子能谱．考虑到日冕活动区的物理条件，在太阳耀斑中观测到的10Mev左右的电子能谱很可能就是由同步加速辐射加速快电子产生的．     

压强梯度与前身星模型Ws15M⊙超新星爆发

针对前身星模型Ws15M⊙,采用程序WLYW89数值模拟了超新星瞬时爆发过程;数值结果表明,在不增大压强的前提下,适当调节坍缩和反弹阶段的压强梯度,超新星瞬时爆发是可以获得成功的.在有限的引力释放能量的情况下,压强梯度的调整增加了对流传能机制,可以缩短瞬时爆发所用的时间,提高爆发能量,使得瞬时强爆炸能够成功.     

Be／X射线双星包层性质的研究

Ｂe单星和Ｂe／Ｘ射线双星作为一类特殊早型天体和特殊的大质量Ｘ射线双星,在各个波段都有与其它相同光谱型的Ｂ型天体显著不同的特征,因此长期以来引起中外天文学者的关注。首先在可见光波段发射线的存在,就是对仅产生吸收线的经典大气的挑战;其次Ｂe星作为一类早型带有包层天体,研究Ｂe星包层的性质,对研究原恒星包层性质和进一步了解早 型星其它光谱型的性质是非常重要的;再者可以研究Ｂe星的存在与星际磁场或湍流的星际     

叠加在微波Ⅳμ型大爆发上的尖峰辐射

本概述了１９８８年１２月１６日特大微波Ⅳμ型爆发的观测特征，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，产生微微汉Ⅳμ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辐射，叠加在Ⅳμ型爆发之上，结合怀柔的太阳磁场图，采用双极磁场模型，作出了定理     

磁星的观测特性和理论模型

磁星(magnetar)是一类有着极强磁场的致密天体,它们的外部磁场强度是典型中子星磁场强度的100～1 000倍。在过去几十年中,软γ射线复现源(SGR)和反常X射线脉冲星(AXP)被认为是最有可能的磁星候选者。磁星有着独特的能谱性质和光变特征,它的观测现象丰富多彩,其观测波段跨越了射电、红外、光学、X射线和γ射线等。近些年来,多种理论模型也相继被提出来,以解释其独特的性质。以正常脉冲星为例,介绍了磁星与通常中子星的不同性质,详述了磁星在多波段的能谱、光变及周期跃变现象等观测特性,总结了为解释磁星的特殊性质而建立起来的多种理论模型,并详述了中子星框架下的扭曲磁层模型。此外还介绍了其他候选模型。     

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．     

太阳黑子磁场的深度梯度

本文主要研究由塞曼支线的轮廓不对称性或线翼旋转测定磁场梯度的方法。我们利用斯托克斯参数转移方程的数值解,对磁敏线FeIλ6302.499计算“o”或“e”轮廓的不对称量及线翼旋转量与磁场梯度的关系,用自己的黑子光谱观测资料进行验证,并探讨这一方法的适用范围。此外,本文还讨论磁场梯度的存在对磁象仪观测资料的可能影响。     

X级耀斑过程中的磁剪切变化(英文)

通过对活动区NOAA 6891中三个X级耀斑前后的向量磁场分析 ,研究耀斑发生条件与耀斑发生前后横向磁场和磁剪切变化的关系。我们发现与Hagyard的耀斑发生条件不同的是 ,强的横向磁场和磁剪切不是活动区中耀斑发生的充要条件。我们的结果表明 ,活动区NOAA 6891 1 991年 30日的耀斑发生在横向磁场和磁剪切剧烈下降后。尽管 1 0月 2 7日的耀斑发生后横向磁场和磁剪切变化很大 ,但由于有新磁流浮现 ,造成磁中性线的改变 ,使得横向磁场和磁剪切变化与耀斑发生的联系变得比较复杂。     

X线耀斑过程中的磁剪切变化

通过对活动区ＮＯＡＡ６８９１中三个Ｘ线耀斑前后的向量磁场分析,研究耀斑发生条件与耀斑发生前后横向磁场和磁剪切变化的关系。我们发现与Ｈａｇｙａｒｄ的耀斑发生条件不同的是,强的横向磁场和磁剪切不是活动区中耀斑发生的充要条件。我们的结果表明,活动区ＮＯＡＡ６８９１ １９９１年３０日的耀斑发生在横向磁场和磁剪切剧烈下降后。尽管１０月２７日的耀斑发生后横向磁场和磁剪切变化很大,但由于有新磁流浮现,造成磁中性     

磁扩散率的随机不均匀分布对增大湍流磁扩散率的作用

在太阳物理学中,磁场的湍流扩散过程一般被认为是如同烟、热和流体中其他物理属性被湍流扩散一样的过程。但这种基于湍流的运动特性而得到的湍流磁扩散率还不能很好地与太阳观测事实与湍流理论相符合。 本文提出,如果在磁流体中存在着磁扩散率的随机分布不均匀,则从磁场的扩散万程中可以看出,由这一不均匀而形成的磁扩散率梯度会使磁力线弯曲,即把平均磁场扩散成湍流磁场,从而增大了磁扩散率的数值。这种效应是在小尺度范围内对湍流磁扩散率增大起着决定性的作用。     

利用双视角消除太阳矢量磁场观测中的180◦不确定性

随着"环日轨道器"(Solar Orbiter, SO)的在轨运行,太阳磁场观测进入了双视角遥测的时代.对利用太阳磁场的双视角观测改正矢量磁图中存在的横场(垂直于视线方向的磁场分量) 180°不确定性进行了模拟,首先模拟了对解析解得到磁图的双视角观测,然后利用"日震学和磁学成像仪"(Helioseismic and Magnetic Imager, HMI)在不同时间观测到的一个老化黑子的磁图模拟了双视角观测.发现要改正一个磁图中横场方向的180°不确定性,在观测上只需要另外一个平行于视线方向的磁场即纵向磁场观测的协助.利用HMI的磁场观测模拟,估算显示30°的张角能够改正50 Gs磁场中的180°不确定性.更大的张角虽然更有利于更弱磁场的改正,但是考虑到投影效应的不利影响, 30°左右的张角应该是未来空间设备进行多视角观测太阳磁场的最佳张角.     

恒星内部电荷屏蔽对电子俘获反应的影响

本文分析了在恒星环境下，电荷强屏蔽对原子核电子俘获反应的影响，分析中忽略了电荷屏蔽对核跃迁矩阵元的影响．作为例子，分别讨论了电荷屏蔽对核素33S、30P和57Fe的电子俘获率的影响．结果表明：在较低温度和较高密度下，由于电荷屏蔽，其电子俘获率相对于无屏蔽情形有明显降低，这可能对恒星晚期演化和超新星爆发理论带来明显的影响．     

低能截止行为对温度各向异性驱动的回旋脉泽辐射的影响

捕获在天体磁场中的高能电子激发的回旋脉泽辐射是天体射电辐射的一个重要机制,被广泛应用于解释各种非热射电辐射现象,特别是时标的相干射电爆发现象。以往的研究中,激发脉泽辐射的源就是高能电子具有各向异性的速度分布。然而,观测显示太阳和其他天体的高能电子常常呈现具有低能截止行为的幂律谱分布。计算了温度各向异性分布和具有低能截止行为的温度各向异性分布驱动的回旋脉泽不稳定性的生长率,结果显示,幂律谱电子的低能截止行为对回旋脉泽辐射具有重要的影响。     

1989年1月14日AR5312活动区中的耀斑和磁场的关系(英文)

1989年1月14日AR5312(怀柔编号89009)活动区,产生了一个2B级耀斑。该活动区经纬度为L306、S32,黑子群磁场分类为δ型。耀斑开始时间为0202UT,结束为0534UT,持续了3个多小时。北京天文台磁场望远镜,得到了一系列较完整的高分辨磁场及速度场资料,包括光球5324A的矢量磁场图和色球4861A的纵向磁场图(图1、2)。从耀斑前后的磁图得到以下结果: 1、耀斑初始亮点位于纵向磁场中性线附近高度剪切区域(见图1B区)、新浮磁流区(图2D区)以及双极磁结构对消区。前两种区域均能形成电流片,并且引起磁流体不稳定性,从而激发耀斑,但对消区和耀斑的关系不是很清楚,有待于理论工作者进一步探讨。 2、耀斑极大时间过后,光球和色球H_(11)=0线附近纵场梯度均有明显下降。 3、在强剪切区域(图1B区),5324A横向磁场和H_(11)=0线之间的夹角在耀斑极大时间过后有明显增大,该现象表明磁能释放后,磁场剪切缓解。 4、耀斑初始亮点产生后磁场高度剪切区、新浮磁流区和双极对消区,其触发耀斑的作用和周围的磁场环境有密切关系,特别是象具有磁海湾结构这样的活动区,似乎更容易产生耀斑。 5. 该活动区色球磁场位形,较光球磁场位形复杂,主要表现在:色球的纵场出现了一些磁弧岛结构,其原因可能是光球之上的磁力线高度剪切区及扭绞所致。0411     

1988年9—10月各活动区的同极磁流合并与强X射线耀斑

木文对1988年9—10月份各活动区的纵场磁图作了同极磁流合并过程的统计分析,并且证认了与之有关的强X射线耀斑(M、X级耀斑)。结果表明,同极磁流合并是少数(4％)活动区磁场位形出现的演化过程,它的强X射线耀斑的产率很高。