蝎虎类星体Mrk 421的宽带能谱光变特性分析

搜集了Mrk 421的光变宽带光谱能量分布(Spectral Energy Distributions,SEDs)数据,共有73个态作为研究样本,使用电子能谱为稳态拐折幂律谱的单区轻子模型进行拟合,进而研究Mrk 421在光变时喷流的物理性质。主要结果如下:(1)样本中磁场B和多普勒因子δ之间显著反相关,说明B和δ在汤姆逊(Thomson)区相互依赖。(2)电子谱指数p_(1)支持Mrk 421光变时的激波解释或磁重联等解释。(3)同步峰值频率logν^(pk)_(syn)和峰值光度logν^(pk)_(syn)L^(pk)_(syn)之间存在正相关关系,意味着Mrk 421在光变时存在反耀变体序列。(4)根据均分参数ε=U_(e)/U_(B)(相对论电子能量密度与磁场能量密度的比值),有26%的态电子能量和磁场能量接近均分,63%的态电子能量比磁场能量大一个数量级,11%的态电子能量远大于磁场能量,这说明Mrk 421在光变过程中更可能出现电子能量比磁场能量大一个数量级的情况,同时也意味着Mrk 421中的喷流是以粒子为主导;P_(e)>P_(B)的关系进一步表明Mrk 421的喷流是以粒子为主导,P_(B)P_(r)意味着坡印廷通量不能解释辐射功率,P_(r)/P_(e)的范围为0.01~0.51,说明相对论电子能量中的一小部分可能用于观测到的辐射。(5)3C 279和Mrk 421的一些物理参数范围可能比较接近,但这两个源喷流内的物理过程可能是不一样的。

Blazar黑洞质量(英文)

与吸积率和爱丁顿吸积率的比率一道,黑洞质量也是活动星系核的一个基本参数。我们采用谢光中等的新方法去估计了21个blazar样本的黑洞质量(MH),同时运用了MBH-σ相关分析方法来估计同一个blazar样本的黑洞质量(Mσ),通过对两种不同方法所得样本黑洞质量的比较,我们发现(1)MH系统的小于Mσ,但是对于大多数blazar样本来说Mσ和MH之间的差别很小;(2)在Mσ和MH之间存在着一个有意义的相关性,相关系数为r=0.832,p≤1.0×10-4。以上述的这些性质和活动星系核标准模型为基础,我们证明了这两种方法所得的黑洞质量Mσ和MH之间的系统差异是因为Mσ描述的是宽发射线区(r≤rb)的黑洞质量,而MH描述的是黑洞周围在最内层轨道附近的连续发射区的质量。这就是说Mσ应该是被过度估计了。由Mσ和中心黑洞质量MH*的关系,我们再次计算中心黑洞质量MH*,并且发现中心黑洞质量MH*和MH几乎是相同的。

活动星系核的伽玛辐射和宇宙标准烛光(英文)

编辑了一个样本,其中包括71个Gev伽玛射线噪的活动星系核(14个BL Lac天体和57个平谱射电类星体),53个FRⅠ型射电星系和63个FRⅡ型射电星系。文章采用了非线性最小二乘法来拟合这个样本。当假设Mv=-23.0时,得到一个达到最佳拟合的哈勃常数,其拟合值为H0=71.5±3.8kms-1Mpc-1。该值与通过哈勃望远镜关键计划所得到的哈勃常数值H0=71.5±8kms-1Mpc-1符合得很好。其结果表明活动星系核的Gev伽玛辐射可以被用作宇宙标准烛光。

高灵敏度宽频带电容次声传感器

电容式次声传感器具备许多特点:灵敏度高,能接收0.1～1000μPa的声压;频带宽,覆盖整个次声频范围,从10到0.001Hz以下;输出电压大:为400mV/Pa,可直接A/D转换;动态范围宽,最高声压级大于108dB,可完整接收强弱差别大的次声信号;频响好,在所要求的频段内平直;优异的长期稳定性,采用双层保温措施,后腔真空保温和外加树脂保护,零漂小,可长期持续有效地工作。一致性好,头电容CO、膜片张力的第一共振频率fo1和电路均为可调,达到性能一致,适用于次声阵列;外形尺寸φ80mm×220mm,1.6kg,便于携带和安装;膜片质量小,4μm厚,振动灵敏度→0,对振动不敏感;配套完整,可以直接与电脑构成次声测量系统,加上三点阵便可得到次声波到达时间、最大波振幅及其周期、波速、波向以及实时三维动态谱等。

次声波图数字化系统

介绍一套次声波形图数字化系统。该系统以图像处理技术为基础提供次声波形图扫描,倾斜矫正,图像剪切,去除水平线和垂直线,波形跟踪等功能。其关键技术包括小波分析、图像细化和像素跟踪。该系统使用户可以用计算机处理分析记录在图纸上的次声波形,使次声研究更加快捷方便,为大气核爆炸监测,爆炸源定位和当量计算,地震预测预报等研究提供一种先进的次声数据分析和管理方法。

BLAZARS天体研究新进展

ＢＬＡＺＡＲＳ天体是活动量系核ＡＧＮ（ＡｃｔｉｖｅＧａｌａｃｔｉｃＮｕｃｌｅｉｓ）的一个重要子类，是众多河外天体类型中的一类，是现代天体物理学中的重要前沿研究课题之一（被认为是现代物理学的四朵乌云之一）。我们理论与观测相结合，在观测上，我们利用北京兴隆２．１６米望远镜和云南天文台１米望远镜对这类天体中的若干样品进行了长期ＣＣＤ测光和光谱观测，新发现了近２８个ＢＬＬａｃ天体有短时标光变，新发现了１２个ＢＬＬａｃ天体、４个类星体、一个ｓｅｙｆｅｒｔ星系，在理论研究方面，我们在光变周期和辐射机制、黑洞吸积和高能ｇａｍｍａ辐射。

大气核爆炸次声监测系统

次声技术是证明确实有用的一种大气层核爆炸监测和定位技术。一个周密设计的系统可在几小时内检测出事件，定位精确度在１００ｋｍ之内，而且可以实时估计出当量并以其所独具的事件识别能力作出判断和分类。为此本文介绍中国科学院声学所核爆炸次声波监测系统的配置，网络设计、弱次声信号检测和次声定位精度，为全面禁试条约国际监测系统尽其所长。

大气核爆炸次声波远距离传播和监测

大气核爆炸次声波远距离传播和监测谢金来（中国科学院声学研究所，北京·１０００８０）谢照华（中国科学院计算机网络信息中心，北京·１０００８０）１引言次声监测已被联合国列入全面核禁试条约的国际监测系统。次声波远距离传播和实时检测是众所周知和公认的一种非常...

AO 0235+164的光学光变周期研究

收集了AO 0235+16光学R波段30多年的观测数据,利用小波分析法研究了其光变周期性,发现光变曲线中存在8.54a、6.29a、2.58a、1.91a和1.24a的周期,同时讨论了其周期的可能机制.

Lorenz映射系统中超几何收敛普适性的符号动力学合成律

在单峰映射超几何收敛普适性符号动力学合成律的基础上,得到Lorenz映射系统中超几何收敛行为的合成律.这是单峰情况下结论在Lorenz映射中的非平庸推广.

迭代系统超费根堡普适性中自相似性的数值研究

对迭代系统的超Feigenbaum普适行为中的自相似性进行了全面的数值研究,得到一种不同于Feigenbaum道路的新的自相似性。这为下一步寻找超Feigenbaum普适性的重整化方案打下了坚实的基础。

费米耀变体峰值参量、康普顿主导、谱指数之间相关性的研究

使用一个具有(准)同时性宽带能谱数据的Fermi耀变体样本,对其进行同步和逆康普顿峰峰值参量、康普顿主导以及高能谱指数等参量之间的相关性分析,以获得耀变体整体和子类相关性之间差异的来源、耀变体喷流中粒子冷却的主导机制和电子能谱形状等方面的解释。分析结果表明,耀变体的整体相关性至少有部分来自平谱射电类星体和蝎虎天体由于物理性质不同而在参数平面上具有不同分布区域这一特性贡献,因此针对两个子类的相关性分析是必需的。蝎虎天体为快冷却机制,谱指数图的结果支持对数抛物线形状的电子能谱。

平谱射电类星体3C 279的宽带能谱光变特性分析

搜集了3C 279的29个态的光谱能量分布(Spectral Energy Distributions,SEDs)作为样本,使用稳态拐折幂律电子能谱分布(Electron Energy Distribution,EED)情况下的单区均匀轻子模型进行拟合,进而研究该源光变时外在观测与内在物理特性及它们之间的关系。主要结果如下:(1)我们的结果支持光变的激波解释(但需要斜激波)或磁重联解释。(2)外康普顿(External Compton,EC)峰的峰值光度logν^(pk)_( EC) L ^(pk) _(EC)和磁场log B之间存在一个显著的反相关关系。多普勒因子logδ和外康普顿峰的峰值光度logν^(pk) _(EC) L ^(pk) _(EC)之间存在正相关关系,意味着多普勒因子的增加是外康普顿峰的峰值光度升高的原因之一。(3)同步峰的峰值频率logν^(pk) _(syn)和峰值光度logνpk syn L pk syn之间不存在显著的正相关关系,意味着反耀变体序列不一定对所有耀变体成立。(4)参数U e/U B(相对论电子能量密度与磁场能量密度的比值)远离1,说明相对论电子与磁场之间均分趋势不明显,并且参数U e/U B中比值大于1的占86%,意味着3C 279中的喷流大多数以粒子为主导;从P B(磁场功率)<P r(辐射功率)<P e(相对论电子功率)<P p(冷质子功率)的关系中,P p/P jet(冷质子功率与喷流功率的比值)>0.5表明3C 279喷流中的能量大概率也是由冷质子携带的。同时,我们发现3C 279中γ射线耗散区位于距离黑洞中心0.1~1.8 pc处,暗示着它们位于宽线区(Broad-Line Region,BLR)之外,尘埃环(Dusty Torus,DT)之内。

平谱射电类星体在逆康普顿机制中软光子来源的研究

为了验证逆康普顿机制的主导过程以及主导过程中软光子的起源,通过文献收集了75个平谱射电类星体(Flat-Spectrum Radio Quasar,FSRQ)多波段的(准)同时数据,并利用对数抛物线函数拟合了频谱能量分布,分析同步峰流量与逆康普顿峰之比和多普勒因子的关系,运用自举法(Bootstrapping)计算了样本的种子因子(Seed Factor,SF)分布,用于调查软光子的起源。分析结果如下:(1)在轻子模型框架下,整个样本与子样本log[U B(νFν)EC/U ext(νFν)syn]和logδ的显著相关性表明,平谱射电类星体的高能辐射优先由外康普顿过程主导。(2)对于相对低同步峰的峰频种群,观测的种子因子分布与理论上尘埃环(Dust Torus,DT)的种子因子范围相交,表明逆康普顿过程中的软光子很可能由尘埃环主导;而对于相对高同步峰的峰频种群,观测的种子因子超过了宽线区(Broad-Line Region,BLR)或尘埃环种子因子的范围,因此无法确定软光子的来源。

引力透镜类星体SDSS J1004+4112的吸收线研究

基于SDSS (Sloan Digital Sky Survey,斯隆数字巡天) DR15 (The Data Release 15,第15期数据)的光谱,分析引力透镜类星体SDSS J1004+4112两个像(A和B像之间的角距离约为3.73′′)的光谱。通过C IVλλ1548?, 1551?和Mg Ⅱλλ2796?, 2803?吸收双线,在A、B两个像的光谱上证认得到两个C IV吸收线系统和两个Mg Ⅱ吸收线系统。在引力透镜类星体SDSS J1004+4112 A, B两个像的光谱上C Ⅳ吸收线系统没有明显的差异(吸收线等值宽度差异的置信水平N△W<3),吸收体在视线方向上的横向尺度Dtra≈127.5 pc,相对类星体的速度βs<0.06,两视线上的吸收体可能是来源于类星体同一区域的本征吸收体。但是,两个Mg Ⅱ吸收线系统在两个像光谱上存在明显的差异(N△W> 3);A像光谱上只存在红移为0.831 1±0.000 3的Mg Ⅱ吸收线系统,吸收体的Dtra≈21.319 kpc;而B像光谱上只存在系统红移为0.671 1±0.006 1的Mg Ⅱ吸收线,吸收体的Dtra≈26.280 kpc。

耀变体吸积盘与喷流的关联研究

收集了78个耀变体的观测数据,运用线性回归法分析耀变体各个波段之间的相关性,发现宽线区光度和来自喷流的射电、光学、X和伽马4个波段光度之间存在相关性.排除红移的影响,偏相关分析结果同样表明宽线区光度与来自喷流的射电、光学、X和伽马等4个波段的光度之间存在一定的相关性.

类星体PKS 1510-089的射电流量变化周期特性研究

介绍了一种用运用小波分析寻找类星体PKS1510-089射电波段光变周期的方法.收集了PKS1510-089在射电37和22GHz波段较为完备的观测数据,获得了从1990～2005年的射电光变曲线.使用小波分析方法较好地分析和认证了类星体PKS1510-089的光变周期值,结果表明:(ⅰ)PKS1510-089在射电37GHz有T1=(1.80±0.06)a和T2=(0.90±0.07)a的周期,(ⅱ)在射电22GHz有T1=(1.80±0.06)a的周期,(ⅲ)从等值线图的连续性,发现T1=(1.80±0.06)a为PKS1510-089的主周期,T2=(0.90±0.07)a可能为T1=(1.80±0.06)a的半周期.这些结果与Xie在2004,2005,2008年以及Wu在2005年,Liu和Fan在2007年采取其他数据分析方法获得的结果是一致的.预测最近的一次大爆发将发生在2011年1月.

1993年7月12日日本北海道地震次声波

１９９３年７月１２日北京时间２１点２１分１９秒在北京中关村次声接收阵上及时地发现并完整地记录了日本北海道地震所产生的当地次声波（包括地震纵波、横波、表面波所辐射的声波）和震中次声波。其中当地次声波分别有：周期为１２ｓ，振幅为０．８Ｐａ，持续３．４ｍｉｎ；及周期为１２ｓ，振幅为０．４Ｐａ，持续１ｍｉｎ和周期为３０ｓ，振幅为１．３Ｐａ，持续１２ｍｉｎ；震中次声波周期为１３７ｓ，振幅为６．９Ｐａ，持续２８ｍｉｎ。它们叠加在周期为１２ｍｉｎ、幅度为１０Ｐａ的大气异常现象的波列上。