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在以前工作的基础上,推导出超强磁场下简并的、相对论的电子压强P e的普遍表达式;讨论了电子的朗道能级量子化;探索了量子电动力学效应(QED)对中子压强占主导的理想的n-p-e气体系统的影响。主要结论包括:P e与磁场强度B、物质密度ρ及电子丰度Y e有关;磁场越强,电子压强越大;增加的压强是由高值的电子费米能引起的;在超强磁场下,磁星内部总压强是各向异性的;如果考虑到各向异性的总压强,磁星可能是一种更致密、形变后类似于椭球状的中子星;如果考虑到磁场能对状态方程的正能量的贡献,相对于普通射电脉冲星,磁星的质量可能更大些。 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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介绍了云南天文台和北京天文台频谱仪所观测到具有正、负频漂的米波Ⅲ型爆发和微波尖峰辐射.对双向电子束源的频率和高度进行了估计.2个事件都表明在具有正、负频漂率的爆发之间有一分界频率(250和2900MHz),这说明爆发源是一个复杂加速源,电子束同时向上、下2个方向注入.由本文的2个事例可以说明1.双向电子束的转换(changeover)范围是在250～2900MHz的宽频带里,并且起源是在很小范围(4～70MHz)内.这些电子束从高层到低层日冕都有一个很窄的独立加速区,文中的Ⅲ型爆发对可能是它们的等离子体辐射现象.2.在低日冕分离开放磁场和闭合磁场的电流片,以及高日冕相反方向的开放磁力线的交叉区域可能都是双向电子加速区.从闭合磁场到开放磁场的磁拓扑范围将是很大的(大约在光球上2×104km到10.7×104km). 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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本概述了１９８８年１２月１６日特大微波Ⅳμ型爆发的观测特征，以及由ＭＨＤ调制磁流管的磁场强度产生准周期振荡，一部分高能电子被磁场俘获，作同步加速回旋辐射，产生微微汉Ⅳμ型爆发，另一部分高能电子以一定入射角喷注在磁拱上，形成螺距角各向异性的空心束分布，从而激发出电子回旋脉泽辐射（ＥＣＭ），它们的垂直分量的能量便产生了尖峰辐射，叠加在Ⅳμ型爆发之上，结合怀柔的太阳磁场图，采用双极磁场模型，作出了定理 相似文献
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磁星(magnetar)是一类有着极强磁场的致密天体,它们的外部磁场强度是典型中子星磁场强度的100～1 000倍。在过去几十年中,软γ射线复现源(SGR)和反常X射线脉冲星(AXP)被认为是最有可能的磁星候选者。磁星有着独特的能谱性质和光变特征,它的观测现象丰富多彩,其观测波段跨越了射电、红外、光学、X射线和γ射线等。近些年来,多种理论模型也相继被提出来,以解释其独特的性质。以正常脉冲星为例,介绍了磁星与通常中子星的不同性质,详述了磁星在多波段的能谱、光变及周期跃变现象等观测特性,总结了为解释磁星的特殊性质而建立起来的多种理论模型,并详述了中子星框架下的扭曲磁层模型。此外还介绍了其他候选模型。 相似文献
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陈晓娟 《中国天文和天体物理学报》1997,(4)
本文概述了１９８８年１２月１６日特大微波ＩＶμ型爆发的观测待征，以及由ＭＨＤ调制磁流管的磁场强度产生准周期振荡，一部分高能电子被磁场俘获，作同步加速回旋辐射，产生微波型爆发．另一部分高能电子以一定入射角喷注在磁拱上，形成螺距角各向异性的空心束分布，从而激发出电子回旋脉泽辐射（ＥＣＭ），它们的垂直分量的能量便产生了尖峰（ｓｐｉｋｅ）辐射，叠加在微波ＩＶμ型爆发之上．结合怀柔的太阳磁场图，采用双极磁场模型，作出了定量计算． 相似文献
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通过对活动区NOAA 6891中三个X级耀斑前后的向量磁场分析 ,研究耀斑发生条件与耀斑发生前后横向磁场和磁剪切变化的关系。我们发现与Hagyard的耀斑发生条件不同的是 ,强的横向磁场和磁剪切不是活动区中耀斑发生的充要条件。我们的结果表明 ,活动区NOAA 6891 1 991年 30日的耀斑发生在横向磁场和磁剪切剧烈下降后。尽管 1 0月 2 7日的耀斑发生后横向磁场和磁剪切变化很大 ,但由于有新磁流浮现 ,造成磁中性线的改变 ,使得横向磁场和磁剪切变化与耀斑发生的联系变得比较复杂。 相似文献
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反常X射线脉冲星的研究进展 总被引：1，自引：0，他引：1
反常X射线脉冲星（Anomalous X-ra Pulsars，简称AXP）是一类特殊的X射线源。与X射线脉冲星（通常处于大质量X射线双星系统中）相比，它们具有以下特征：X射线谱较软、光度低页稳定（≈10^27－10^29J.s^-1）、自转周期集中在10s左右稳定增长、迄今没有找到它们的光学、红外、射电的对应体、有一些可能戌超新星遗迹成协等。由观测到的自转周期变化可以确定它们的自转能损不足以提供有X射线辐射。解释AXP能源机制的理论模型目前主要有两大类：在吸积模型中，AXP被认为具有正常磁场强度（≈10^8T）的中子量，物质吸积提供X射线辐射原能源，并造成中子星的自转变化；另一种观点认为AXP是具有超强磁场（≈10^10-10^11T）的中子量（即磁星），其辐射能源来自它们巨大的磁或残余的热能，观测到的自转周期及其变化被归因子中子星的磁偶极辐射和物质抛射。两种模型各有优缺点，但目前看来观测事实对磁星模型较为有利。为了进一步明确AXP的性质，提供解释它们能源机制的线索，在介绍AXP的基本观测特征和理论解释的基础上，还将AXP与射电脉冲星、特强磁场射电脉冲量、射电宁静脉冲星侯选体及软γ射线复现源分别进行了比较。 相似文献
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通过对活动区ＮＯＡＡ６８９１中三个Ｘ线耀斑前后的向量磁场分析,研究耀斑发生条件与耀斑发生前后横向磁场和磁剪切变化的关系。我们发现与Ｈａｇｙａｒｄ的耀斑发生条件不同的是,强的横向磁场和磁剪切不是活动区中耀斑发生的充要条件。我们的结果表明,活动区ＮＯＡＡ６８９１ １９９１年３０日的耀斑发生在横向磁场和磁剪切剧烈下降后。尽管１０月２７日的耀斑发生后横向磁场和磁剪切变化很大,但由于有新磁流浮现,造成磁中性 相似文献
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本文描述ＮＯＡＡ６２３３活动区中的一组双带耀斑及和与之有时间相关性的ＮＯＡＡ６２４０中的单带耀斑的磁场位形．并着重讨论由观测推断出的磁场拓扑联接性．分析表明：三个单耀斑发生在正极磁区里，与发生在δ黑子区中的双带耀斑，可能有远距离磁环相联系．这一高位磁环与δ黑子中的低位剪切磁环柑互作用，可能是能发双带耀斑的直接原因．在双带耀斑能量初始释放中被加速的电子，可能是沿着高位磁环或磁拓扑分界面（ＮＯＡＡ ６２４０与ＮＯＡＡ６２３３间）传播，并导致ＮＯＡＡ６２４０中的单带耀斑．因此这些单带耀斑都可能是双带耀斑的相应耀斑． 相似文献
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周道祺 《中国天文和天体物理学报》1983,(4)
在太阳物理学中,磁场的湍流扩散过程一般被认为是如同烟、热和流体中其他物理属性被湍流扩散一样的过程。但这种基于湍流的运动特性而得到的湍流磁扩散率还不能很好地与太阳观测事实与湍流理论相符合。 本文提出,如果在磁流体中存在着磁扩散率的随机分布不均匀,则从磁场的扩散万程中可以看出,由这一不均匀而形成的磁扩散率梯度会使磁力线弯曲,即把平均磁场扩散成湍流磁场,从而增大了磁扩散率的数值。这种效应是在小尺度范围内对湍流磁扩散率增大起着决定性的作用。 相似文献
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随着"环日轨道器"(Solar Orbiter, SO)的在轨运行,太阳磁场观测进入了双视角遥测的时代.对利用太阳磁场的双视角观测改正矢量磁图中存在的横场(垂直于视线方向的磁场分量) 180°不确定性进行了模拟,首先模拟了对解析解得到磁图的双视角观测,然后利用"日震学和磁学成像仪"(Helioseismic and Magnetic Imager, HMI)在不同时间观测到的一个老化黑子的磁图模拟了双视角观测.发现要改正一个磁图中横场方向的180°不确定性,在观测上只需要另外一个平行于视线方向的磁场即纵向磁场观测的协助.利用HMI的磁场观测模拟,估算显示30°的张角能够改正50 Gs磁场中的180°不确定性.更大的张角虽然更有利于更弱磁场的改正,但是考虑到投影效应的不利影响, 30°左右的张角应该是未来空间设备进行多视角观测太阳磁场的最佳张角. 相似文献
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1989年1月14日AR5312(怀柔编号89009)活动区,产生了一个2B级耀斑。该活动区经纬度为L306、S32,黑子群磁场分类为δ型。耀斑开始时间为0202UT,结束为0534UT,持续了3个多小时。北京天文台磁场望远镜,得到了一系列较完整的高分辨磁场及速度场资料,包括光球5324A的矢量磁场图和色球4861A的纵向磁场图(图1、2)。从耀斑前后的磁图得到以下结果: 1、耀斑初始亮点位于纵向磁场中性线附近高度剪切区域(见图1B区)、新浮磁流区(图2D区)以及双极磁结构对消区。前两种区域均能形成电流片,并且引起磁流体不稳定性,从而激发耀斑,但对消区和耀斑的关系不是很清楚,有待于理论工作者进一步探讨。 2、耀斑极大时间过后,光球和色球H_(11)=0线附近纵场梯度均有明显下降。 3、在强剪切区域(图1B区),5324A横向磁场和H_(11)=0线之间的夹角在耀斑极大时间过后有明显增大,该现象表明磁能释放后,磁场剪切缓解。 4、耀斑初始亮点产生后磁场高度剪切区、新浮磁流区和双极对消区,其触发耀斑的作用和周围的磁场环境有密切关系,特别是象具有磁海湾结构这样的活动区,似乎更容易产生耀斑。 5. 该活动区色球磁场位形,较光球磁场位形复杂,主要表现在:色球的纵场出现了一些磁弧岛结构,其原因可能是光球之上的磁力线高度剪切区及扭绞所致。0411 相似文献
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张桂清 《中国天文和天体物理学报》1991,(3)
木文对1988年9—10月份各活动区的纵场磁图作了同极磁流合并过程的统计分析,并且证认了与之有关的强X射线耀斑(M、X级耀斑)。结果表明,同极磁流合并是少数(4％)活动区磁场位形出现的演化过程,它的强X射线耀斑的产率很高。 相似文献