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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p1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logνsynpk和峰值光度logνsynpkLsynpk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=Ue/UB(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... 相似文献
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SSW(Solar SoftWare)的能量电子产生X光子的轫致辐射积分计算发展到版本2时,其性能相比初始的版本1提高很多.在版本2的基础上,对这个积分进一步改进.通过对比几种轫致辐射积分方案,结果显示,最终的方案性能上比版本2可以快约2～5倍.在积分的精确性上比版本1及版本2均改进了很多,在缺省的积分控制精度下也不再产生光子谱的尖刺现象.而且,积分耗时不再敏感于积分上限取值.由于积分性能的提高,使得利用精确的轫致辐射截面计算轫致积分成为可能.结果显示,用精确轫致辐射截面比先前的近似截面积分的结果光子流量略小(≤4%),积分时间大约比先前使用近似截面多30%. 相似文献
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磁云因其独特的磁场结构经常是重大灾害性空间天气的驱动源. 近来从磁云的边界层结构、环向通量、大尺度结构等方面关于磁云传播的动力学演化过程的研究取得了一些进展. 在磁云边界存在一个由于磁场重联而形成的边界层结构. 在磁云传播过程中, 这种发生在边界处的磁场重联可能会把磁云的磁场剥蚀掉, 进而引起其磁通量绳结构环向通量的减少以及不对称. 在磁云内部, 经常会观测到多个子通量绳结构. 这些特性各异的子通量绳可以通过磁场重联而合并, 进而引起磁云磁结构的改变. 关于磁云大尺度磁场拓扑位形的演化机制, 除了较早提出的交换重联外, 目前的研究表明在行星际空间中, 磁云边界处的重联过程也可以将磁云闭合或半开放的磁场线打开或断开. 尽管在相关研究中已经取得了较大进展, 但关于磁云传播的动力学演化过程还有许多问题尚不清楚. 在行星际小尺度磁通量绳边界也发现了边界层结构, 那么磁云是否会因剥蚀而成为小尺度通量绳? 磁云内子通量绳结构在相互作用中会不会引起某些不稳定性而导致整个通量绳系统的崩溃? 这些问题的解决还有待于进一步的理论、观测和数值模拟研究. 相似文献
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磁云因其独特的磁场结构经常是重大灾害性空间天气的驱动源.近来从磁云的边界层结构、环向通量、大尺度结构等方面关于磁云传播的动力学演化过程的研究取得了一些进展.在磁云边界存在一个由于磁场重联而形成的边界层结构.在磁云传播过程中,这种发生在边界处的磁场重联可能会把磁云的磁场剥蚀掉,进而引起其磁通量绳结构环向通量的减少以及不对称.在磁云内部,经常会观测到多个子通量绳结构.这些特性各异的子通量绳可以通过磁场重联而合并,进而引起磁云磁结构的改变.关于磁云大尺度磁场拓扑位形的演化机制,除了较早提出的交换重联外,目前的研究表明在行星际空间中,磁云边界处的重联过程也可以将磁云闭合或半开放的磁场线打开或断开.尽管在相关研究中已经取得了较大进展,但关于磁云传播的动力学演化过程还有许多问题尚不清楚.在行星际小尺度磁通量绳边界也发现了边界层结构,那么磁云是否会因剥蚀而成为小尺度通量绳?磁云内子通量绳结构在相互作用中会不会引起某些不稳定性而导致整个通量绳系统的崩溃?这些问题的解决还有待于进一步的理论、观测和数值模拟研究. 相似文献
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通过采用试验粒子的方法,研究了在有引导磁场Bz存在的磁重联电流片中,电子被super-Dreicer电场Ez加速后的运动特征.首先,考虑了引导磁场恒定且与电场有不同方向时对粒子加速的影响.在这种情况下,Bz方向的改变直接改变了电子的运动轨迹,使其沿着不同的路径离开电流片.在Bz和Ez同向时,高能电子的pitch-angle接近于180°.然而,当2者反向时,高能电子的pitch-angle接近0°.引导磁场的取向只是使电场有选择地对不同区域的电子进行加速,不会最终影响电子的能量分布,最终得到的能谱是普遍的幂率谱E-γ.在典型的日冕条件下, γ大约等于2.9.进一步的研究表明γ的大小依赖于引导磁场及磁重联电场的强弱,以及电流片的尺度.随后,也研究了包含多个X-点和O-点电流片中被加速粒子的运动特征.结果表明X-点和O-点的存在使得粒子被束缚在加速区并获得最大的加速,而且最终的能谱具有多幂率谱的特征. 相似文献
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强磁场对非零温中子星壳层电子俘获反应的影响 总被引：6，自引：0，他引：6
本文讨论了强磁场作用下非零温电子气体的化学势，分析了磁场作用下电子气体屏蔽势的变化；以核素３３Ｓ为例，讨论了不同温度下，磁场对电子俘获率的影响，结果表明：在足够低的温度和密度下，足够强的磁场使电子俘获率显著降低，而就中子星表面存在的磁场强度（１０９－１０１３Ｇ）而言，磁场对其电子俘获率几乎没有影响． 相似文献
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《天文研究与技术》2021,(4)
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■L■和磁场logB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■L■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■和峰值光度logν■L■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。 相似文献
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中微子是一种非常小的基本粒子,广泛存在于宇宙中。由于中微子不可见、不带电,而目几乎没有质量,因此几乎处于无法探测的境地。科学家一般认为,理论上有电子中微子、μ子中微子和τ子中微子三种形态,其中只有前两者能被观测到。与光子和其他高能粒子不同,中微子可毫无阻碍地穿过行星和恒星,穿越星际空间广袤的磁场,甚至可以穿透整个星系。科学家们花费了大半个世纪,才摸清太阳能量的来源 相似文献
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本文通过考虑强磁场中电子的量子效应，分析了强磁场下电子气体的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著增加，但在ρ／μe＞10~5molcm~(-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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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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在根据日面法向磁场、以线性无力场模型推算活动区上空磁场的工作中,Chiu-Hilton方法是较好的一个.但在以往这类的工作中,因为缺乏一个实际可用的条件来确定问题中出现的本征函数,就简单地将一组本征函数扔掉了.本文会析了本征函数对磁场解的数值及形态的影响,提出一个根据H_α照片估计本征函数大小的办法,可以用来得到更接近实际的磁场解. 相似文献
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本文讨论了一类适用于描述中性片过程的非均匀磁场中的电子运动和辐射,预言了沿中性片飞出粒子动量的可能的量子化,给出了这类非均匀磁场中同步辐射和回旋辐射的角谱分布,并和均匀磁场情况作了比较。 相似文献
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用时间缓变的非线性无力场模拟超级活动区（弧岛式大型δ黑子）的磁场位形。这个复杂磁场包含了向量磁场的主要观测特征：正负磁流极端不平衡性（正负磁流之比为１：６）,Ｕ形磁反变线,局域磁场的二极子、四极子差异性。模拟结果厅用来解释一些观测结果：（１）大耀斑主要产生在Ｕ形中性线的磁性混杂区或四极子区（２）Ｕ形反变线的准双极性区几乎没有大耀斑很小。（３）活动区内部的大型旋转运动和磁沲运动会导致四极子场磁拓扑分 相似文献
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强磁场中的电磁辐射过程与自由空间的过程有着很大的差别。本工作就是对强磁场中的ｅ＾＋ｅˉ→３γ过程严格的量子电动力学处理，得到了一般情形下的截面与湮灭率的表达式。对静止湮灭作了数值计算，并与ｅ＾＋ｅˉ→γ和ｅ＾＋ｅˉ→２γ过程作了比较。比较结果表明三光子过程在弱磁场（～１０＾８Ｔ，中子星表面磁场强度）中，对低能光子（硬Ｘ射线）的发射有着不可忽略的贡献。 相似文献
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李元杰 《中国天文和天体物理学报》1984,(2)
本文指出,计算Kerr黑洞角动量应考虑散射电子的逆向吸积效应.同时提出用顺、逆向粒子的最小圆轨道半径作为黑洞俘截粒子的有效截面重要标志,从而大大简化了问题的计算。对K.S.Thorne的结果,本文给出了几种修正. 相似文献
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太阳的磁场问题是一个颇为复杂的问题。太阳的黑子磁场和它的普遍磁场在数量级上相差千倍:黑子磁场的强度在2000高斯左右,而普遍磁场的强度,根据最近的测量,只有2,3高斯左右,此二数字需要调和。太阳普遍磁场的维持也是一个困难的问题。虽然布拉特(E.C.Bullard)曾提出了电磁感应的理论,企图说明地球磁场问题,但是这一理论是否能适用于太阳却是十分值得讨论的。曾经有人证 相似文献
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由分析可知，在光学厚的介质中麦氏分布的极端相对论电子在磁场中能产生同步加速辐射，其辐射谱为瑞利—金斯谱．基于Fokker-Planck方程，这种波场对快电子的加速将产生幂律分布的电子能谱．考虑到日冕活动区的物理条件，在太阳耀斑中观测到的10Mev左右的电子能谱很可能就是由同步加速辐射加速快电子产生的． 相似文献
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冕洞是太阳日冕中低温低密度的区域,是高速太阳风的源区.目前,冕洞的很多性质还远未被人们所理解.磁场研究是理解太阳上各种现象的重要手段.因此,我们力图通过研究冕洞内的磁场特别是矢量磁场的分布和演化,回答冕洞研究中存在的问题.综合利用SOHO、Hinode、STEREO、SDO等卫星数据,我们第1次对冕洞内矢量磁场的演化、冕洞磁场的非势性等方面进行了较详细的研究,取得了一系列的研究成果.(1)冕洞不同层次太阳大气对冕洞小尺度磁场结构分布和演化的响应.我们研究了冕洞内及冕洞边界上磁场的分布和演 相似文献
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当史瓦西黑洞周围存在渐近均匀的外部磁场时, 描述带电粒子在史瓦西黑洞附近运动的哈密顿系统会变为不可积系统. 类似于这样的相对论哈密顿系统不存在有显式分析解的2部分分离形式, 给显式辛算法的构建和应用带来困难. 近一年以来的系列工作提出将相对论哈密顿系统分解为具有显式分析解的2个以上分离部分形式, 成功解决了许多相对论时空构建显式辛算法的难题. 最近的工作回答了哈密顿系统显式可积分离数目对长期数值积分精度有何影响、哪种显式辛算法有最佳长期数值性能这两个问题, 指出哈密顿有最小可积分离数目即3部分分裂解形式并且应用于优化的4阶分段龙格库塔显式辛算法可取得最好精度. 由此选择上述数值积分方法并利用庞加莱截面、最大李雅普诺夫指数和快速李雅普诺夫指标研究在磁化史瓦西黑洞附近运动的带电粒子轨道动力学. 结果显示: 针对某特定的粒子能量和角动量, 较小的外部磁场很难形成混沌轨道; 较大的正磁场参数容易使轨道产生混沌, 并且随着磁场的增大, 轨道的混沌程度也随之加强; 粒子能量适当变大也可以加剧混沌程度, 但负磁场参数和粒子角动量变大都会减弱混沌. 相似文献