利用小波分析研究近地空间高能电子的周期变化特征

利用小波变换对GOES (Geostationary Operational Environmental Satellites)系列卫星(GOES 10/11) 1999年3月至2010年12月和风云2号系列卫星(FY 2C/2D) 2004年10月至2012年5月记录的2 MeV高能电子通量变化情况进行了相关研究,发现GOES卫星观测到的高能电子通量存在明显的13.9 d、 27.7 d、 187.0 d和342.9 d周期, FY卫星观测到的高能电子通量存在明显的13.9 d、27.7 d、222.3 d和374.0 d周期,在某些年份GOES和FY卫星均存在9 d的周期,与地磁Dst (赤道环电流指数)、 AE (极光电射流指数)指数周期高度相似.将高能电子通量和Dst、AE指数进行交叉小波分析,并利用该算法的多分辨率特点以及时域、频域局部化分析方法,将数据按不同频率进行分解,从低频系数重构图像和交叉小波谱图可以清楚看出高能电子通量和地磁指数的关系.基于FY和GOES卫星高能电子通量良好的相关性,对多卫星高能电子通量变化短周期相同、中长周期不同进一步研究,对比发现不同地磁扰动引起的GOES和FY卫星高能电子通量变化存在各向异性,小磁暴也可以对高能电子通量造成和强磁暴一样的效果,并且某些时候存在地方时一致的24 h周期.这一结果表明对地磁宁静期高能电子研究至关重要,同时对理解太阳活动,预报高能电子能谱和预警深层充电事件以及验证预测磁暴、亚暴等事件具有重要意义.     

非线性过程中求最大熵谱的选阶问题的探讨

本文用线性过程推导出的最大熵谱公式和Burg谱估计法求自回归系数,对短时间序列的非线性的有噪声的谐波过程求最大熵谱。首先用已知频率的谐波加噪声的模拟信号,寻求获得这类过程的短时间序列数据求最大熵谱的规律;然后使用这些规律于真实过程求最大熵谱,求出的周期与实际周期吻合。同时本文还给出这类过程的较长时间序列数据求最大熵谱的经验取阶规津。     

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。     

δScuti变量和相关天体

δScuti型变星是赫罗图上A3-F5区间的主序及其以上的一种周期短于0.3d的单周期或多周期小变幅脉动变星，与它们相关的变星有矮造父变星，γDol变星，蓝离散星，金属线星，A型特殊星，λBoo变星的δDel变星，有些赫比格Ae/Be星也存在类似的脉动，对自1964年起的研究工作进行了系统的总结，给出了1995年后新发现的相关变星数和最可靠的周期变化表，提出应当用双星轨道光时效应来解释实测得到的变星周期变化中的幅度很大的成分，统计表明自转越快变幅越小，因此年轻星团中不可能存在大变幅变星，变幅随周期的分布有3个极大值，最大变由是周期0.17d处的1.0mag，恒星系统内变星的平均周期越短系统的年龄越大，金属丰度也越低。     

δScuti变星和相关天体

δScuti型变星是赫罗图上A3～F5区间的主序及其以上的一种周期短于0.3 d的单周期或多周期小变幅脉动变星.与它们相关的变星有矮造父变星、γ Dol变星、蓝离散星、金属线星、A型特殊星、λBoo变星和δDel变星.有些赫比格Ae/Be星也存在类似的脉动.对自1964年起的研究工作进行了系统的总结,给出了1995年后新发现的相关变星数和最可靠的周期变化表,提出应当用双星轨道光时效应来解释实测得到的变星周期变化中的幅度很大的成分.统计表明自转越快变幅越小,因此年轻星团中不可能存在大变幅变星.变幅随周期的分布有3个极大值,最大变幅是周期0.17d处的1.0 mag.恒星系统内变星的平均周期越短系统的年龄越大,金属丰度也越低.     

电离层掩星反演的正则最大熵法

电离层掩星数据现已成为电离层观测数据的重要来源,对掩星数据的反演研究一直是掩星研究的热点.传统采用的改正TEC(1btal Electron Content)的Abel变换反演法为线性反演法,它会把测量误差带入反演结果中.为改善反演效果受测量误差的影响,引入两种非线性的反演方法一正则化和正则最大熵反演法.随后设计模拟试验,对3种方法进行验证、比较,得到正则最大熵反演法可以很好地减小测量误差的影响.     

廿周太阳质子事件的最大熵谱分析

用最大熵谱方法分析了廿周太阳质子事件资料,得知在周期值T=23.3月处,功率谱具有很锐的极大;T=126月处的次极大亦颇为突出。这类分析对于探讨质子事件的周期性,以及中、长期预报皆有一定的实用价值。     

廿周太阳质子事件的最大熵谱分析

本文用最大熵功率谱方法分析了廿周太阳质子事件资料。由计算得知,在周期值T=23.3月处,功率谱具有很锐的极大;T=126月处的次极大亦颇为突出。这类分析对于探讨质子事件的周期性,以及进行中、长期预报皆具有一定的实用价值。     

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。     

宇宙线中高能电子能谱及宇宙线基本性质探讨

宇宙线中高能电子谱的研究是高能天体物理重要研究课题之一,它涉及到宇宙线的起源和传播问题.传统的做法是寻求一种能谱的稳态解,这种做法模糊了银河系中宇宙线传播过程的真实物理图象.本文设想了几种合适的源函数工作模式,采用文[2]中提出的方法,对电子传输方程寻求非定常解.     

宇宙信息

紫金山天文台在空间高能电子观测领域获重大突破;中法“起源”天文联合实验室成立;国家天文台南京天文光学技术研究所喜迎50华诞;天空闪烁“黄润乾”星;发现存在地外生命的新证据等。     

磁重联电流片的参数变化对电子加速的影响

通过采用试验粒子的方法,研究了在有引导磁场Bz存在的磁重联电流片中,电子被super-Dreicer电场Ez加速后的运动特征.首先,考虑了引导磁场恒定且与电场有不同方向时对粒子加速的影响.在这种情况下,Bz方向的改变直接改变了电子的运动轨迹,使其沿着不同的路径离开电流片.在Bz和Ez同向时,高能电子的pitch-angle接近于180°.然而,当2者反向时,高能电子的pitch-angle接近0°.引导磁场的取向只是使电场有选择地对不同区域的电子进行加速,不会最终影响电子的能量分布,最终得到的能谱是普遍的幂率谱E-γ.在典型的日冕条件下, γ大约等于2.9.进一步的研究表明γ的大小依赖于引导磁场及磁重联电场的强弱,以及电流片的尺度.随后,也研究了包含多个X-点和O-点电流片中被加速粒子的运动特征.结果表明X-点和O-点的存在使得粒子被束缚在加速区并获得最大的加速,而且最终的能谱具有多幂率谱的特征.     

御夫座ζ星1963—1964年食的光电观测

在北京用15厘米反光望远镜作了御夫座ζ星1963～64年食的三色测光。表1给出了观测结果。表2是食外和全食时的V,B—V和U—B的平均值。两个子星K星和B星的V,B—V和U—B值列于表3。从光变曲线得出的食甚时刻为J.D.2438386~d.70,d=37~d.10。我们认为极小时刻定在J.D.2432553.66+972.176E(1947～48年)较好,并且认为d不随时间而逐渐增长。     

回旋同步辐射自吸收的特性

详细研究了高能电子产生的回旋同步辐射自吸收的特性,并用磁偶极子场的 射电微波源模型计算了它的光学厚度.发现: (1)自吸率Kv随谐波数s的增加迅速地 下降,以致只有低次谐波(s<5)上的自吸收才会对微波爆发谱产生实质性的影响; (2) 自吸率κv随暗波数s下降的陡度还随高能电子的能谱指数δ的增加和其低能截止能量 E0的下降而迅速增加; (3)κv值还随传播角的增大而增加,并在70°至75°范围内达到 极值; (4)假设高能电子数密度为103cm-3,则在2≤s≤5范围内的自吸收的光学厚 度τvself在101-10-2之间变化,这些值约比回旋共振吸收的光学厚度τvgyro小3至4 个数量级.τvself在均匀磁场情况下可能被高估.只有当被加速的高能电子的数密度大于 104cm-3时,自吸收的光学厚度才开始能与回旋共振吸收的光学厚度相比较.     

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。     

太阳活动周期的小波分析

运用小波技术对太阳射电流量2800 MHz,太阳黑子数和太阳黑子面积数周期进行分析．其结果表明: (1)这3个系列的数据显示最显著的周期是10．69年,其他周期并不明显．(2)小波功率谱给出了全部时间-周期范围的功率谱变化,它显示了在某个周期处于某个时段的局部功率的变化,小波功率谱分析表明,小于1年的周期仅仅在太阳活动最大期附近比较明显．(3)太阳射电2800 MHz,太阳黑子数和太阳黑子面积数的几个周期(10．69年,5．11年, 155．5天)的小波功率谱比较相似,出现峰值的时间相同;曲线的起伏相似,周期越小,曲线起伏的频率越大．     

太阳风、高能暴粒子、太阳高能粒子和太阳宇宙线的谱指数研究

本文根据卫星提供的1963—1978年太阳风实验资料,将太阳风中的质子流作为极低能宇宙线,则能得到0.3—4kev的质子积分通量—动能曲线,使低能宇宙线的能谱向前推进了约三个数量级。所得的极低能宇宙线能谱亦呈幂律谱,即:J(>E)=A_sE~(-γ),具有双幂指数,约在1kev处发生转折,与低能太阳宇宙线能谱非常类似。 最近,卫星ISEE—3观测到46次与行星际激波相联系的高能暴粒子(ESP)事例,在能域35—53kev的各次质子峰值强度恰好绘于联结两能谱的虚线之中。这样,从太阳风、ESP、太阳高能粒子(SEP)到太阳低能宇宙线的能谱都被连接了起来,对于它们的起源,也能获得合理地很好地解释。     

太阳运动Ⅳ型射电爆发的相干辐射模型

为解释太阳运动Ⅳ型射电爆发的相干辐射机制提出一个理论模型.从耀斑中产生的高能电子,可以被扩展上升的太阳磁流管俘获.在磁流管顶部,这些高能电子的速度分布形成为类束流速度分布,激发柬流等离子体的不稳定性,并且主要直接放大O模电磁波.不稳定性增长率敏锐地依赖了日冕等离子体参数fpe/fce和射束温度Tb,这能定性解释在太阳运动Ⅳ型射电爆发中观测到的高亮温度和高偏振度,以及宽频谱的特性.     

一颗光学厚Mira星NV Aur

本文利用能量守恒的方法,对光学厚Mira变星NV Aur在其相位0.206处的光学及红外波段的观测值进行模型拟合处理,得到其中心星有效温度值T_*=1750K,亮层有效温度T_d=250K。我们发现富氧AGB星的25μm处的光度和周期有很好的相关,通过此周光关系,算出了NV Aur的距离d≈590pc,中心星光度约为9.4×10~4L_⊙,中心星半径为3.4×10~3R_⊙,尘埃壳层光学厚度τ_v=2.7,显示其为一光学厚Mira星,中心星为一红超巨星。我们所得质量流失率(?)=3.1×10~(-6)M_⊙/yr,与Knapp等人从CO观测得到的5.7×10~(-6)M_⊙/yr在量级上相符。在本文中还给出了NV Aur的球对称壳层黑体谱模型。     

太阳运动IV型射电爆发的相干辐射模型

为解释太阳运动IV型射电爆发的相干辐射机制提出一个理论模型．从耀斑中产生的高能电子，可以被扩展上升的太阳磁流管俘获．在磁流管顶部，这些高能电子的速度分布形成为类束流速度分布，激发束流等离子体的不稳定性，并且主要直接放大O模电磁波．不稳定性增长率敏锐地依赖了日冕等离子体参数，fpe／fce和射束温度Tb，这能定性解释在太阳运动IV型射电爆发中观测到的高亮温度和高偏振度，以及宽频谱的特性．