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给出了来自新发现的孤立中子星１ＥＳ１８５３－３７９方向的γ射线上限为５×１０％－８ｐｈｃｍ＾－２ｓ＾－１。假设γ射线辐射的１／４π立体角的成束和１ＧｅＶ的平均光子能量,对应的γ光度上限为７．６×１０＾２３（Ｄ／１００ｐｃ）＾２Ｊ／ｓ。导出的γ射线辐射效率上限比极冠模型或外间隙模型所预期的辐射效率低两个量级。由此给出了这一中子星自转参数的限制。 相似文献
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强磁场对中子星壳层热核反应的影响 总被引：1，自引：1，他引：0
本通过考虑强磁场中电子的量子效应，分析了强磁下电子气体的Ｆｅｒｍｉ能，讨论了磁场对核的屏蔽势和核反应率的影响，进而计算了强磁场对天体物理中几个较重要的热核反应的影响。结果表明，相对于无磁场而言，在较低密度下，足够强的磁场使原子核的屏蔽势显增加，但在ρ／μｅ〉１０＾５ｍｏｌ．ｃｍ＾－３的密度下，中子星表面存在的强度为１０＾５～１０＾９Ｔ范围内的磁场对核反应率几乎没有影响。 相似文献
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导出在Saa有挠引力模型下慢旋转磁中子星电磁场所满足的方程，并研究其外部解，得出如下结论：其一，选规范．A^0=0，电磁场存在某种形式的特解；其二，选规范A^0≠0，电磁场根本不存在此特解．故可通过观测中子星外部电磁场的形式判断挠率是否存在． 相似文献
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最近Ｇｅｎｔｉｌｅ等研究了超新星核区从核物质到夸克物质的一级相变，沿着他们的工作，本文研究从两味夸克物质到三味夸克物质的相变过程，我们发现相变时标小于１０＾－７秒，超新星的中心温度和核区的中微子总能量明显增大，这不仅会增加超新星爆发的成功机会，而且会提高复活激波的能量，同时会影响新生中子星的冷却，核区存在Ｓｃｈｗａｒｚｓｃｈｉｌｄ对流。 相似文献
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本文详细讨论了Ｘ射线双星ＣｙｇＸ－３的Ｘ光子场对γ射线的吸收效应，计算结果表明：当ＣｙｇＸ－３的Ｘ光子发射场处于高态时，从致密中子星附近发射的能量为１０＾２－１０＾４ＭｅＶ的γ射线约有６０％被其吸收，吸收过程产生的正负电子的逆Ｃｏｍｐｔｏｎ散射会使出射能量１０－７０ＭｅＶ的 γ射线强度平均增加约５０％，计算的γ射线能谱与实验观测结果基本相符。 相似文献
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本文用微扰的方法求解在广义相对论框架下，均匀慢旋转的轴对称的稳定星体的结构方程，对旋转的处理精确到角速度的二级近似．并用１０种可能的中子星的物态方程，计算了相应的稳定星体的结构．通过对物态方程Ｇ的详细计算结果，具体讨论了旋转对中子星的结构参量及各种性质的影响． 相似文献
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本文在中子星吸积彗星云模型的基础上，认为软重爆ＧＢ７９０１０７起源于弱磁化中子星，其阵雨式地吸积彗星云将在中子星表面形成一光厚辐射区，该辐射区的温度分布由激波模型确定，这一辐射区中的高温等离子体产生的黑体辐射将很好地拟合ＧＢ７９０１０７的观测能谱，且获得爆源距离为（１．３５－１３．５）ｐｃ。 相似文献
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超新星坍缩与中微子泄漏 总被引：2，自引：2，他引：0
本用简化的中微子泄漏模式代替输运方程，计算超新星坍缩过程中的中微子变化。通过调节模式中的能数可改变中微子的俘陷密度使之达到较为合适的值，还讨论了在中微子俘陷密度到达之前，特定密度区段（１０＾１０－５×１０＾１１ｇ／ｃｍ＾３）内使电子俘获率有显变化的一种参数方法及研究结果。 相似文献
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小质量Ｘ射线双星在６－７ｋｅＶ的铁发射线具有一些明显观测特征，如谱线展宽、红移和轮廓非对称性。这些性质可能是由高价Ｆｅ离子发射线光子穿过致密天体周围较“冷”等离子体介质时的康普软化过程所造成，本文按此模型求解了康普软化扩散方程，所得理论谱线轮廓与观测线拟合得很好。拟合参量（等离子体的汤姆孙散射光深）取为τｅ～３，由此定出散射等离子体电子密度Ｎｅ≈１０＾１６ｃｍ＾－３，散射球半径Ｒ≈１０＾９ｃｍ． 相似文献
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强作用对奇异星观测效应的影响 总被引：1，自引：0，他引：1
奇异星是类似于中子星的曲奇异夸克物质组成的致密天体。本文研究了夸克这间的强作用对奇异星观测效应的影响。我们认为：（１）中子星转变为奇异星的行为是一种大的周期突变（ｇｌｉｔｃｈ）现象，这种现象取决于夸克间的强作用；（２）强作用使高温奇异星的振动阻尼也有效，这可能是驱动超新星爆发的新机制；（３）强作用加强了高温情形下奇异星和中子星在转动上的差别，奇异星的最小周期比中子星的小。 相似文献
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对钱德勒摆动椭率及长轴方向的检测 总被引：1，自引：0，他引：1
证明地球的三轴性对钱德勒摆动椭率的影响只有１．８Ｅ５,,可以被忽略．假定极潮为平衡潮,求出由于海陆分布的影响,将使钱德勒摆动有０．０１３的椭率,主轴方向大约指向东经６°．采用傅里叶反卷积方法对ＳＰＡＣＥ９２和ＢＩＨ的极移资料进行分析,求出逐年的长期极移、周年极移和钱德勒摆动的参数,然后将钱德勒摆动归算到同一历元,证明钱德摆动椭率约为０．０１１,长轴方向约为东经９°,与理论结果十分符合． 相似文献
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本文对星表系统差的性质进行了讨论，并分析和评估了目前常用的星表系统差计算方法的优、缺点，从而提出了一个新的星表系统差计算方法．同时也提出了星表系统差计算精度的检验标准．最后对用不同方法计算的系统差进行了分析比较．结果表明，新方法的系统差计算精度好于目前常用的解析方法． 相似文献
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Khaldoun S. Al-Bassam 《Meteoritics & planetary science》1978,13(2):257-265
The Alta'ameem hypersthene chondrite is a light gray brecciated and metamorphosed meteorite composed mainly of olivine (27% Fa), orthopyroxene (24.5% Fs) and plagioclase (An10). Other minerals include troilite, kamacite, taenite, chromite, ilmenite, clinopyroxene, chalcopyrite, and apatite or merrillite. The mineralogical and chemical analyses suggest that the Alta'ameem meteorite belongs to the amphoterite group of chondrites. The chemical composition includes the following: Fe 3.39, Ni 1.13, Co 0.05, Cu 0.01, FeS 6.48, SiO2 39.48, TiO2 0.28, Al2O3 2.25, FeO 16.46, MnO 0.40, MgO 25.66, CaO 1.47, Na2O 1.05, K2O 0.15, P2O5 0.47, Cr2O3 0.45; total 99.18. 相似文献
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H. B. Wiik 《Meteoritics & planetary science》1972,7(4):553-558
The chemical composition of Haverö is presented and compared with the composition of the other five ureilites 相似文献
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张家铝 《紫金山天文台台刊》1999,18(3):279-283
本文是近几年“攀登计划”执行情况的汇报。它概括了同步曲率辐射新机制发现的意义、解决的问题及应用前景。同时它阐明了中子星内部超强磁场存在的影响,以及可与观测相比较的效应。 相似文献
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Harold Povenmire 《Meteoritics & planetary science》1985,20(4):795-799
Seventy-six field expeditions for Georgia tektites have been made to the vicinity of Dodge County, Georgia in an effort to determine the parent formation and distribution pattern by locating new specimens. About 67 new specimens have been recovered; they represent about 9 percent of all known specimens. The primary area of distribution is a fan shaped area approximately 30 by 72 kilometers. It is likely that these tektites have been transported by water from the parent formation. No correlation could be found between size, shape, soil type, elevation and tektite location. Georgia tektites have previously been found only in strata much younger than their 34 m.y. radiometric age. Here, however, the parent formation is identified as the Tobacco Road Sand of this age. 相似文献
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抽样选取了 2 7次上海天文台佘山站参与的天测与测地VLBI实验 ,分别进行了单次解算。通过分析解算参数随剩余钟行为和剩余大气效应分段拟合长度的变化 ,得到以下初步结论 :(1)选取不同分段拟合长度时 ,站坐标解算结果和时延残差加权均方根存在差异 ,最大分别至厘米级和数十皮秒 ,因而分段拟合长度不能随意选取。 (2 )分段拟合时段长度存在某一合理取值范围 ,它不宜过长 ,否则钟和大气的剩余效应短周期变化不能很好地模型化。为了保证待估参数解算时有足够的自由度 ,拟合时段不宜过短 ,否则将导致法方程近于或出现奇异 ,达不到较好控制噪声的效果。 (3)由于各次实验、同一次实验中的不同台站相应的钟和大气条件存在差异 ,有必要对每次实验以及每次实验中的各观测台站分别分析 ,寻找合适的分段拟合长度。这在实际操作中显然相当烦琐。 (4)一般而言 ,在剩余钟行为拟合长度缺省值 6 0min情况下 ,剩余大气效应分段拟合长度以介于 10min至 4 0min为宜 ;在剩余大气效应分段拟合长度缺省值 2 0min情况下 ,剩余钟行为分段拟合长度以介于 2 0min至 10 0min为宜 相似文献
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本文首先介绍了热力学自由能上限的普遍公式及其推导思想,然后应用于非热电子束的具体形式,从而估计太阳射电活动中的毫秒级尖峰辐射的“饱和”能量;在此基础上,进一步为饱和时间问题作一般性的讨论;最后,在把尖峰“饱和”的几种机制进行了比较之后提出:由于尖峰能量远未达到非线性饱和的水平,因此,由某种外部因素(例如加速机制等)所导致的高能电子束的非均匀性可能是一种较为合理的模型。 相似文献