一个包含多重源扩展拱类型的太阳射电运动Ⅳ型爆发

利用中国国家天文台(NAOC)高时间分辨率射电宽带频谱仪观测到了一个复杂的太阳射电运动Ⅳ型爆发, 通过与俄罗斯西伯利亚太阳射电望远镜(SSRT)高空间分辨率观测资料的对照, 发现这是一个稀少类型扩展拱引起的射电运动Ⅳ型爆发, 并发现射电源空间结构的振荡和移动可能与射电辐射时间结构的脉动有关. 此外, 该爆发还伴生射电多重长周期脉动现象, 这意味着在一个大的扩展拱中, 包含多个不同尺度的磁结构. 该Ⅳ型爆发是归因于扩展拱中捕获的高能电子的同步加速辐射, 而多重准周期脉动则是归因于等离子体谐波辐射.     

分米波尖峰辐射的甚高频率分辨率观测

云南天文台0.6~1.5 GHz太阳射电快速动态频谱仪在2001年6月24日的射电爆发中观测到数千个尖峰. 对尖峰的带宽、偏振度、半功率宽寿命作了统计分析. 76%的尖峰的绝对带宽达到仪器频率分辨率1.4 MHz, 其相对带宽达到0.1%. 73%的尖峰是高偏振(高于70%)的. 尖峰的半功率宽寿命集中分布在16 ms以下. 统计结果支持用ECM机制来解释分米波尖峰辐射.     

太阳射电爆发的非线性相对定标方法与数据处理

太阳耀斑和日冕物质抛射等爆发现象中的能量突然释放与转换过程和高能粒子加速过程, 是太阳物理乃至天体物理中最富挑战性的一个基本问题. 目前对日冕能量释放源区的磁场和等离子体参数尚无直接测量的方法. 在一定的辐射机制和传播过程假设下, 射电方法是诊断日冕磁场的几乎惟一手段. 我国新近完成的太阳射电宽带动态频谱仪具有优于当前国外同类设备的高时间和高频率分辨率, 从而在23周峰年研究中发挥了重要作用. 但对于大爆发事件, 有时会出现仪器饱和现象. 必须采取特殊处理, 以消除仪器效应或干扰的影响. 针对太阳射电动态频谱仪的特点, 提出了一种非线性定标的方法处理仪器饱和效应, 采取了信号的动态范围调整方法, 提出通道归一化处理方法进行图像增强. 最后应用小波方法以消除干扰的影响. 以著名的2000年7月14日重大日地活动事件为例进行分析, 展现了上述方法的可行性与正确性. 该方法也可应用于其他问题.     

1997年11月2日太阳射电尖峰辐射对

国家天文台 2.6~3.8 GHz 太阳射电频谱仪首次观测到微波毫秒尖峰(microwave millisecond spike (MMS))辐射对, 并测出MMS的频漂率, 得到 MMS对的分界频率大约在2900MHz附近, 对应辐射层的高度约在光球之上 2×10⁴ km. 它的偏振度为左旋圆偏振(LCP), 其平均值为25%, 随频率的变化是波纹形, 并随频率增加而变小. MMS对与Ⅲ型爆发对之间有明显不同, 在分界频率周围一定频率范围内Ⅲ型爆发对没有射电辐射存在, 但是在MMS对中没有这一特征. 这一现象能使人们更好地了解MMS的机制.     

米波Ⅰ型爆发区域快电子的稳定约束

本文在分析了目前已有的米波Ⅰ型爆发模型的基础上,指出了非热电子在日冕局部区域长时间存在的可能性及其能谱分布是Ⅰ型爆发理论的一个关键问题.考虑了非热电子与啸声的共振相互作用,得到了非热电子得以长期存在所必须满足的啸声稳定化条件.由于Ⅰ型源区E_c》kT,考虑到非热电子可以在磁阱中沿磁力线迅速扩散,论证了非热电子在米波Ⅰ型源区域长期约束是不可能的.但作为耀斑标志的粒子加速过程的长期后果而存在非热电子的连续源时,啸声将使非热电子局限在磁阱的某一部位而不能沿磁力线扩散.这时,在满足稳定化条件的情况下,可以稳定地约束足够数目的非热电子.且在适当磁场条件下,非热电子的能谱具有间隙分布的特点,并产生很高亮温度的朗缪尔波.在此基础上,还解释了Ⅰ型爆发的某些观测特征.     

太阳射电微波爆发频谱的非均匀回旋-同步辐射源的解释

用非均匀球对称的射电源模型,计算了无吸收的非热电子的回旋-同步辐射的频谱.这些频谱具有下述特性:(1)“频谱折曲”,在中频和高频的交界处出现有频谱“折曲”现象;(2)“低频下跌”,即使在没有吸收的情况下,由于磁场不均匀性,在低频端还会出现有流量密度下降现象;( 3)在大多数情况下,这些频谱为C型谱.这为太阳射电微波脉冲爆发观测的C型谱提供了一种新的解释.     

1998年11月28日耀斑-CME事件的射电和EUV特征

在1998年11月28日的X3.3级耀斑和CME的共生事件中, 利用我国的太阳射电宽带快速频谱仪、日本野边山射电日像仪和偏振计、Yohkoh以及SOHO卫星等观测数据, 发现该事件的两个重要特征: (1) X射线和EUV冕环明显呈现出环与环的相互作用, 并形成扭曲磁环的结构, 这和Amari等人关于耀斑和CME事件起源的理论计算比较吻合. (2) 射电观测呈现频率的缓慢漂移, 日像仪观测到的射电源也具有相应的运动, 其速度大约为每秒几十公里, 可能和CME产生的激波速度相对应.     

乌鲁木齐25 m射电望远镜首次水脉泽观测

在乌鲁木齐天文站的25 m射电望远镜上,安装了一套新的谱线接收系统,其终端频谱分析器为声表面波频谱仪,在世界上这是第1次实际应用于射电天文观测.对于这类新的频谱分析器,仔细地考虑了谱线观测的天文校准问题.用这套谱线接收系统观测了一批强弱不等的银河系内水脉泽源,给出了W49N,W3(OH),2248+600和1909+090的观测谱.发现W49N高速脉泽子源的LSR速度覆盖从-330一直延展到146 km/s,这是这个源观测到的最宽的速度范围.与意大利Medicina 32 m天线的观测结果比较以后,发现W3(OH)谱中LSR速度为 -52 km/s 的脉泽子源有激烈的流量密度变化.     

太阳微波大爆发的超快速精细结构

本文通过对1981年5月16日2.84千兆赫频率上的微波大爆发的甚高时间分辨率(1毫秒)的观测研究,发现在爆发的上升阶段以及极大阶段中,存在着极其丰富的超快速精细结构(UFFS)。通过简单的分析,从而获得了一些有关微波大爆发UFFS的颇有意义的初步结果,并建议应考虑到UFFS这种重要特性,对射电爆发进行重新分类。     

在波长6厘米上Markarian 8的甚大阵(VLA)观测

VLA的观测表明,Mark.8是由三个子成分组成的,它们对应于光学上的块斑(Clumps),其射电辐射谱符合于光学薄情况下的热谱。这些子成分浸在弥漫的壳层(背景)中,后者的辐射谱是非热的。射电观测表明,Mark.8在6厘米波长上的射电图同光学观测有良好的对应关系。 在热辐射的假设下,文中计算了射电子成分的电子密度和所含的电离氢的质量,结果表明,这些块斑的确可能是超巨型的HII区。 根据VLA的高分辨率观测,直接计算了由早型星发射的莱箩光子数。结果表明,对于一个“平均子成分”来说,早型星(以O8V为例)的数目高达3.5×10⁴个。这说明,在Mark.8中,恒星以超大规模形成,即存在恒星形成爆发。     

2000年7月14日特大耀斑引起的电离层TEC突然增强现象

利用GPS网观测研究太阳耀斑爆发引起的电离层电子浓度总含量的突然增强(SITEC)现象. 首先, 根据电离层的Chapman电离理论, 分析得出耀斑爆发引起的TEC时间变化率与太阳耀斑的有效辐射通量成正比、与太阳天顶角的Chapman函数成反比的结论. 为了验证Chapman电离理论的这一简单推论, 利用2000年7月14日特大太阳耀斑爆发期间中国、东南亚及澳大利亚的GPS网观测的TEC资料, 统计分析了TEC的时间变化率与天顶角的Chapman函数的倒数间的相关性, 发现两者确有很好的正比关系, 从而证明了Chapman电离理论的正确性与可用性. 结果表明, 将GPS的观测用于太阳耀斑爆发等引起的电离层突然骚扰的研究, 可以发挥GPS观测精度高、空间范围大、时间连续性好等优点, 从而定量地揭示出与太阳爆发相关的电离层扰动过程. 对电离层中的空间天气的监测与研究具有重要意义.     

类星体和SeyfertⅠ型星系的Balmer减缩

本文收集了低红移类星体和Seyfert Ⅰ型星系的各Balmer线强度资料,在Cerenkov线辐射理论的框架下,比较了理论预言值和观测值,发现对有射电的类星体或Seyfert星系,它们的观测值都要比相应的射电宁静样本更靠近理论预言值。这表明,有射电的活动星系核,由于存在丰富的相对论电子,它们的Balmer线的Cerenkov线辐射特征更为明显。我们还讨论了存在于类星体和Seyfert星系中的尘埃红化问题,对Seyfert星系,其红化比类星体厉害,这表明它比类星体有更多的尘埃,这与目前一般的观点是相符的。     

射电星系双源射束中的磁场位形

随着观测分辨率的提高,已经观测到越来越多的具有射流束的射电星系,而且得到了射流束中的许多精细结构。本文用磁流体力学的二维理论,分析了射流束中的磁场位形。二维结果不仅在理论上是自洽的,而且可以描述观测到的磁场精细结构。具体讨论了一个理论模型,并与NGC 6251射流束的观测结果比较,两者符合得较好。本文的结果还指出,如果中心天体具有较强的磁场,射流束中以纵场为主,许多类星体双源可属此类;若中心天体磁场较弱,射流束以横场为主,某些射电星系可属此类。磁场可以对射电双源的形态以及动力学过程有重要的影响。     

Markarian 8在20cm波长上的射电性质

Markarian 8是一个块斑不规则星系(clumpy Irr.)。 我们使用“甚大天线阵”(VLA)在20cm波长上对该星系进行了观测。在20cm波长上,该星系的射电形态同光学形态相似。在20cm上的射电结构同6cm上的结构相似:三个主要块斑浸在弥漫的非热包层中。块斑的射电谱是平坦的,这同光学薄气体热谱相符合.这些块斑可能是些大质量的(10⁸M⊙)HII区,表明在该星系中有新近的大规模的恒星形成活动,即恒星形成爆发。     

三波共振调制与太阳短厘米波射电爆精细结构

本文提出一种理论模型:认为太阳射电辐射作为泵波向外传播时,可与日冕中的MHD波和散射电磁波发生三波共振相互作用,使辐射流量S发生非线性调制。在不完全匹配与MHD波与泵波流量比k²≠0条件下,比模型能很好解释1.36,2,3.2cm三个短厘米波段观测到的精细结构重复率R与S,调制度△S与S之间的统计关系,并认为由于不同MHD波的参预调制,导致1.36cm的调制周期与3.2cm调制周期有明显的差别。此模型也给出了可进一步观测检验的理论预期。     

低频扩展射电源的整体磁场及其分类研究

本文利用X射线和低频射电的最新资料,计算了数十个X射线星系团和射电星系的低频射电源整体的磁场下限及其他参数,统计分析表明了分类特征.射电星系巨瓣的磁场下限为10^-6高斯,而常含有射电星系在内的X射线星系团的低频射电源磁场下限为10^-8高斯.这表明星系团射电源可看作是其成员射电星系与星系团低频展源的某种组合,展源中康普顿辐射对X射线产生有重要的作用.星系团射电源低频陡谱可能是展源具有C_H型频谱(高频陡化)的表现.     

偶极磁场中的SVC辐射模型及其随磁场变化的辐射——Ⅱ.SVC辐射机制及其辐射随磁场变化

本文计算了太阳射电缓变成分(SVC)的射电辐射,着重研究了由联合辐射机制产生的SVC辐射的主要辐射特性(亮度分布、亮温度谱、流量密度谱、偏振度谱)和SVC辐射源的几何特性(高度和半径),及其随磁场强度的变化。     

偶极磁场中的SVC辐射模型及其随磁场变化的辐射——Ⅰ.活动区模型和SVC辐射源模型

本文计算了太阳射电缓变成分(SVC)的射电辐射,着重研究了由联合辐射机制产生的SVC辐射的主要辐射特性(亮度分布、亮温度谱、流量密度谱、偏振度谱)和SVC辐射源的几何特性(高度和半径),及其随磁场强度的变化。     

一个太阳活动区的频谱

本文得出了活动区AR 2490的射电频谱,波长范围从0.8cm到20cm.在λ≥2.8cm,活动区呈现双重结构.在λ=6cm时出现的回旋共振吸收是该活动区悬浮在黑子上空不透明度的主要源,它在与H_α谱斑相协的射电源中也起着重要的作用.     

脉冲星的分类和演化

定义了一个新的物理量Q=log(W_e/P^2/3)M 作为判据,把射电脉冲星划分成正常脉冲星和起源于双星系统的再循环脉冲星,并在这个分类基础上讨论了两类脉冲星的观测特征和演化.