Magnetic Field Strengths and Structures from Radio Observations of Solar Active Regions

Radio observations of some active regions (ARs) obtained with the Nobeyama radioheliograph at λ=1.76cm are used for estimating the magnetic field strength in the upper chromosphere, based on thermal bremsstrahlung. The results are compared with the magnetic field strength in the photosphere from observations with the Solar Magnetic Field Telescope (SMFT) at Huairou Solar Observing Station of Beijing Astronomical Observatory. The difference in the magnetic field strength between the two layers seems reasonable. The solar radio maps of active regions obtained with the Nobeyama radioheliograph, both in total intensity (I-map) and in circular polarizations (V-map), are compared with the optical magnetograms obtained with the SMFT. The comparison between the radio map in circular polarization and the longitudinal photospheric magnetogram of a plage region suggest that the radio map in circular polarization is a kind of magnetogram of the upper chromosphere. The comparison of the radio map in total intensity with the photospheric vector magnetogram of an AR shows that the radio map in total intensity gives indications of magnetic loops in the corona, thus we have a method of defining the coronal magnetic structure from the radio I-maps at λ=1.76 cm. Analysing the I-maps, we identified three components: (a) a compact bright source; (b) a narrow elongated structure connecting two main magnetic islands of opposite polarities (observed in both the optical and radio magnetograms); (c) a wide, diffuse, weak component that corresponds to a wide structure in the solar active region which shows in most cases an S or a reversed S contour, which is probably due to the differential rotation of the Sun. The last two components suggest coronal loops on different spatial scales above the neutral line of the longitudinal photospheric magnetic field.     

河外H_2O超脉泽辐射

介绍了近年来河外Ｈ２Ｏ超脉泽的主要观测结果。Ｈ２Ｏ超脉泽通常起源于活动星系核中央的拱核盘。它们主要寄生在 Ｓｅｒｆｅｒｔ ２星系或低电离核区。至今为止，已有２０个星系探测到Ｈ２Ｏ超脉泽。脉泽辐射的各向同性光度为１０～６０００Ｌ⊙。所有超脉泽星系显示出核的活动，显然，脉泽是由核活动所产生的射电和Ｘ射线光子或激波来抽运的。Ｈ２Ｏ超脉泽倾向存在于高倾斜度的星系，这使得沿视线上的分子柱密度增高，产生足够大的放大光深。最有可能产生Ｈ２Ｏ超脉泽辐射的星系应有一个包含着射电源的侧向的分子盘以及一个适当的抽运机制。     

1989年8月17日太阳射电尖峰事件的准周期脉动及EFB分析

本文分析了云南天文台１０ｍ射电望远镜在２ｌｃｍ波段上观测到的一次尖峰辐射事件，这次事件发生在５６２９活动区（Ｓ１６Ｗ１０９），它伴随了Ｘ２·９／ＳＦ耀斑及边缘耀斑环，并且有质子流量的上升和一次罕见的地磁场突然反相脉冲与之对应．我们从耀斑环的Ｈβ照片可以看出，在尖峰辐射发生前，原先存在的耀斑环的顶部开始变亮，而尖峰开始后环顶亮度达到极大，说明这次尖峰辐射与耀斑环顶部增亮有关，辐射很可能来自环顶．从尖峰事件的时间轮廓得到的ＦＦＴ功率谱表明存在１５０ｍｓ的准周期脉动．按照Ｍｃｌｅａｎ等人的模型，即脉动是由俘获在磁通管内的电子的径向振荡引起，可以推断，这次尖峰辐射与Ｆｅｒｍｉ机制激发快速电子有关，且尖峰的发生需要被俘获的电子．此外，我们将这次尖峰事件分解为几百个元耀斑爆发（ＥＦＢ），并且讨论了这些ＥＦＢ的性质．     

射电喷流中湍动阿耳芬波对相对论电子的加速

本文通过数值求解带电粒子与Ａｌｆｖｅｎ波湍动相互作用的动力学方程，得到了相对论电子在射电喷流中被加速随时间演化的解．高能电子可以加速到Ｌｏｒｅｎｔｚ因子γｙ～１０６，且形成稳态的幂律谱，尽管其谱指数Ｓ≈ｌ比观测值小，但粒子加速时间约为１０１２－１０１４秒，小于射电斑的寿命１０７年．粒子能谱指数几乎与Ａｌｆｖｅｎ波谱指数和能量损失函数无关．能量损失对加速上限有较大影响．     

1.35cm太阳射电缓变事件与可能的辐射机制

１９９３年５月３０日２２ＧＨｚ的缓变型射电事件的时间轮廓特征，以及在３ＧＨｚ，１０ＧＨｚ频率上没有对应射电事件的观测特征等，可用Ｍａｔｚｌｅｒ的热模型得到合理的解释。     

中国深空测控网建立方案的研究

概述了深空测控网的基本技术要求,总结了我国卫星测控网和国内现有射电观测设施的技术、组成和分布,分析和论述了将我国现有的测控设施建设成深空测控网的具体方案。     

天文研究与技术——国家天文台台刊第11卷(2014)总目次

正~~     

耀变体在射电波段的偏振研究

利用UMRAO数据库22个耀变体源的偏振数据,根据Lazarian&Pogosyan理论模型分析研究了耀变体射电波段的偏振随波长的变化,得出不同类的耀变体偏振随波长变化的原因。结果表明,与Lazarian&Pogosyan理论模型吻合较好。由此得出如下结论:(1)反常去偏振耀变体源中反常法拉第旋光起主导作用,反常去偏振相对较少;(2)热辐射与同步辐射混合作用,高频波段的偏振度小于低频波段的偏振度(反常去偏振);(3)当被观测波段波长小于吸积盘热辐射对应的维恩波长时,高频波段的偏振度大于低频波段的偏振度(常规去偏振)。     

快速射电暴的数据统计

快速射电暴于2007年首次在脉冲星巡天的历史数据中被发现,是一种在射电波段观测到的具有色散量的单个强脉冲,其特征为持续时间仅为若干毫秒,峰值流量密度可达到央斯基量级。类似于射电脉冲星的单个脉冲,但其色散显著超过同一视线方向上银河系内星际介质的预期最大值。对截止2018年6月帕克斯望远镜、绿岸望远镜、阿雷西博射电望远镜、UTMOST望远镜和ASKAP望远镜已探测到的52例快速射电暴进行了观测量统计分析,根据模型扣除银河系星际介质导致的色散量后,快速射电暴平均色散量为584.5 pc·cm^-3,暗示着快速射电暴来自河外。通过最佳拟合估算红移幂律分布谱dN/dF_obs=4.14±1.30×F■sky^-1·day^-1。根据分析结果预计,FAST望远镜使用19波束接收机后,其多科学目标同时巡天在经过一年时间内能发现大约10个快速射电暴,将有效地扩大样本数量,为快速射电暴研究提供重要信息。