处理相关光变时间延迟的新方法

时间延迟相关函数(Time Delay Correlation Function,TDCF)方法是一种可以计算时间序列时间延迟的新方法,利用该方法计算blazar天体0316+413(NGC 1275)3个射电波段(4.8 GHz、8 GHz和14.5 GHz)的时间延迟并进行另外7个blazar源的多波段相关分析.对0316+413的计算结果表明:4.8 GHz光变延迟8 GHz光变410 d,即τ_(4.8-8)=410 d;4.8 GHz光变延迟14.5 GHz光变440 d,τ_(4.8-14.5)=440 d;8 GHz光变延迟14.5 GHz光变30 d,即τ_(8-14.5)=30 d;通过7个blazar天体的多波段相关分析,和离散相关函数(Discrete Correlation Function,DCF)方法相比,利用TDCF方法获得时间延迟是更加合理的.     

耀变体3C 273在2～10keV的光变特性研究

从RXTE(Rossi X-ray timing explorer)观测原始数据出发,分析了耀变体3C 273在X射线波段2～10 keV从1996年2月2日(MJD 50115)到2007年8月27日(MJD 54339)的数据.一共得到了1 010次观测数据的光子谱指数和相应的流量,平均每次观测时间为1 666.76 s.通过分析3C 273在观测期间2～10 keV硬X射线的能谱变化及光变行为,发现在2000年2月,2003年3、4月,2004年2、3、7月,2006年及2007年,其光子谱指数Γ与流量lgF_(2～10 keV)存在显著反相关.在1999年和2000～2007年观测期间,Γ与lgF_(2～10 keV)月平均行为也同样存在显著反相关.对整个观测期间的光变行为作定量的分析,发现几次较大的光变,并在部分光谱拟合中发现Fe发射线存在的证据,其平均宽度为93.85±21.49 eV.通过分析光变强度与Fe发射线特性,发现3C 273同时具有耀变体与Seyfert星系的一些性质.     

The Correlation between Gamma-ray and Radio Emissions in γ-ray Loud Blazars

We collect 119 v-ray-loud blazars (97 flat spectrum radio quasars (FSRQs) and 22 BL Lacertae objects (BL Lacs)), and investigate possible correlations between their γ-ray emission (maximum, minimum and average values) at 1 GeV and the radio emission at 8.4 GHz. Our main results are as follows. For the lower state γ-ray data, there is no correlation between the γ-ray and radio flux density; For the high state γ-ray data, there are good correlations for the whole 119 blazars and 97 FSRQs, and a weak correlation for the 22 BL Lac objects; For the average γ-ray data, there are good correlations. According to our analysis, we propose that the γ-rays are associated with the radio emission from the jet, and that the γ-ray emission is likely from the SSC process in this case.     

3C273的光学光变周期

收录了类星体3C273约110年的光学资料，并在此基础上讨论了光变周期性.当用两种不同方法(Jurkevich方法及DCF(离散相关系数)法)分析时，发现光变曲线中存在周期为2.0年、(13.65±0.20)及(22.5±2.0)年的周期性.同时也讨论了这种周期的可能机制.     

LBQS类星体样品球空间功率谱分析

本文用球空间功率谱分析方法研究了ＬＢＱＳ类星体样品的成团性，讨论了ｑ０、边界效应、红移测量误差的影响，并与相关函数的结果进行了比较，认为本样品类星体是不成团的或极弱成团。     

类星体红移分布△ln（1＋z）＝0．205周期性的一种解释

根据红移定义１＋ｚ＝λｉ／λ０ｉ，我们认为类星体红移分布ｌｎ（１＋ｚ）周期性受两个因素影响。首先，决定类星体红移的主要线（如Ｌα１２１６，ＣＩＶ１５４９，ＣＩＩＩ１９０９，ＭｇＩＩ２７９８，ＮｅＶ３４２６，ＯＩＩ３７２７，ＮｅＩＩＩ３８６８，Ｈγ４３４０，Ｈβ４８６１，ＯＩＩＩ５００７）固有波长可能构成０．２０５的周期性；另外，这些谱线的观测波长进入一定光学窗口对红移有一定限制，在一定条件下，它正好在某些红移出现峰值，并与ｌｎ（１＋ｚ）＝０．２０５预言峰值一致。我们还在这两个基本考虑下进行模拟取样，发现有明显周期性，定量上证实了我们的基本考虑。本文是类星体红移分布的一种解释，它能说明为什么统计分布不同样品能得到不同的结论。进而，我们认为红移分布周期性不能成为内禀红移观点的观测支持。     

活动星系的非相对论性外流

活动星系核有两类常见外流，相对论性的射电喷流和非相对论性的物质外流，前者主要在射电强的适动星系核中，以非热辐射为特征，非相对论性外流主要通过紫外吸收线观测到，总结了类星体非对论性外流的一些性质及其X射线观测给出了的问题，指出现有的观测表明非相对论性外流引起的质量损失很重要。     

The Hybrid Nature of 0846＋51W1： a BL Lac Object with a Narrow Line Seyfert 1 Nucleus

We found a NLS1 nucleus in the extensively studied eruptive BL Lac object, 0846+51W1, out of a large sample of NLS1s compiled from the spectroscopic dataset of SDSS DR1. Its optical spectrum can be well decomposed into three components: a power law component from the relativistic jet, a stellar component from the host galaxy, and a component from a typical NLS1 nucleus. The emission line properties of 0846+51W1, FWHM