γ射线暴火球模型的光学余辉辐射

按照γ射线暴火球模型的动力学演化规律,利用相对论电子在磁场中作同步加速辐射时谱分布的特点,用求峰值频率辐射的方法,计算了γ射线暴红光波段余辉辐射流量随时间的变化与γ射线暴GRB970228的观测结果比较,符合甚好,说明同步加速辐射是γ射线暴余辉主要的辐射机制,也进一步证明了火球模型的正确。     

费米耀变体多波段辐射流量相关性研究

收集了818个费米耀变体样本源(包括327个BL Lac天体和491个FRSQs)的射电辐射流量FR、X射线辐射流量FX、γ射线辐射流量Fγ以及相关的物理参量,并根据同步辐射峰值频率νSpeak将样本源分为高同步辐射峰频耀变体(HSP)、中同步辐射峰频耀变体(ISP)和低同步辐射峰频耀变体(LSP)三种类型.分别对HSP、ISP和LSP的射电、X射线和γ射线辐射流量之间的相关性进行统计分析,得到以下结论:(1)对于HSP和ISP,Fγ和FR之间存在显著的线性相关,而对于LSP,Fγ和FR之间仅有低度线性相关;(2)在HSP、ISP和LSP中,Fγ和FX之间均存在低度线性相关性;(3)在HSP中,FR和FX之间存在低度线性相关性,在ISP中,FR和FX之间没有相关性,而在LSP中,FR和FX之间则表现为显著线性相关.上述研究结果与Fan和Dondi利用高能γ射线实验望远镜(EGRET)观测到的数据研究结果一致.另外,上述研究结果表明费米γ射线辐射主要产生于同步自康普顿(SSC)过程.     

伽马射线暴X射线余辉中星风—星际介质转变的行为

伽马射线暴(GRB)暴周环境是研究伽马暴物理的重要手段。其余辉的斜率"由陡变平"的行为可以用伽马暴暴周环境由星风向星际介质转变来解释,但至今还缺乏系统的样本搜寻。基于外激波模型,对2004年～2018年Swift卫星观测的X射线余辉进行系统的搜寻,寻找具有星风—星际介质转变特征的GRB,发现了6个GRB具有星风—星际介质转变的特征。对其进行模型拟合后,得到了一组最佳拟合结果相应的物理参数。结果表明:①星风—星际介质转变时间一般在暴后800～2 000 s,转变半径R_t在10~(16)～10~(17)cm,密度跳跃参数在4～10,电子谱指数p在2.1～2.6;②它们的各向同性动能E_(k,iso)在10~(53)～10~(54) erg,与一般长暴的典型值相比要小一些;③具有星风—星际介质转变的GRBs在喷流张角比较大,大部份大于10°。     

γ-射线暴余辉中的非相对论阶段

余辉的发现证实了绝大多数γ-射线暴的宇宙学起源.人们已经认识到γ-射线暴是宇宙中最猛烈的爆发现象之一,其中有着令人吃惊的极端相对论性宏观运动.文中概述了γ-射线暴及其多波段余辉的观测特征,简要介绍了γ-射线暴的标准理论模型——火球模型,着重阐述了γ-射线暴在非相对论阶段的余辉的重要性,介绍了对相对论阶段和非相对论阶段均能普遍适用的统一动力学模型,论述了深度非相对论阶段的概念.这些内容使得人们能很方便地计算出γ-射线暴余辉从早期到极晚期的完整光变曲线和能谱.     

爱因斯坦探针:探索变幻多姿的X射线宇宙

爱因斯坦探针(Einstein Probe,EP)是一颗面向时域天文学的、发现型的X射线天文探测卫星,是中国科学院空间科学战略性先导专项十三五规划的空间科学卫星系列任务之一.展望未来十年,时域天文学将进入一个前所未有的、多波段和多信使的大视场监测的黄金时代.在软X射线窗口,灵敏且快速的全天监测为我们提供了一个难得的科学机遇.EP卫星将在这一能段窗口开展时域巡天监测,旨在发现和探索宇宙中的X射线暂现源和爆发天体,并发布预警以引导其他天文设备进行后随跟踪观测.EP的科学载荷包括一台宽视场软X射线监视器(3600平方度,0.5–4 keV)和一台后随观测X射线望远镜(0.3–8 keV).卫星具有快速机动反应能力以及暂现源警报的快速下传功能.由于采用了新颖的微孔龙虾眼X射线聚焦成像技术,其探测灵敏度和空间分辨率比目前在轨运行设备提高了1个数量级,将能监测更远、更大的宇宙空间范围.预期EP将在以下三方面做出贡献:高能暂现天体的系统性巡天监测,发现隐身的沉寂黑洞并测绘宇宙黑洞的分布、研究其形成演化和物质吸积过程,搜寻来自引力波事件的X射线信号并精确定位等.此外,EP的探测目标还将包括从中子星、白矮星、超新星、宇宙早期伽玛暴、X射线闪到恒星耀发等众多的天体和现象,涉及广泛的天体物理学分支.卫星计划于2022年底左右发射.运行寿命为3年,目标5年.     

HBL天体中X射线和γ射线辐射研究

利用幂律函数关系F_(γ-ray)∝F_(X-ray)~(c/s)研究了HBL天体Mrk 421的X射线和γ射线辐射流量间的相关系数.研究结果表明:(1)对HBL天体而言,X射线和γ射线的辐射机制可以用均匀自康普顿(SSC)模型来解释,即X射线源于同步辐射,同步辐射过程中产生的软光子和高能电子之间发生逆康普顿散射,产生了γ射线;(2)X射线能段范围会影响到幂律关系式中指数c/s的大小.     

研究GBM和BAT同时触发的暴

结合Swift和Fermi两个卫星的各自优点,选择Fermi/GBM和Swift/BAT同时触发的伽玛暴观测数据,发现GBM暴持续时间的平均值比BAT暴要小,但是它们的持续时间分布、伽玛暴本身的流量分布以及光子峰值能量分布(log N-log P分布)之间不存在系统性差异.所以,不同仪器的观测差异可能是由于仪器本身的灵敏度引起的,与暴的性质无关.     

3FGL J1959.8-4725:蝎虎天体候选体

依据费米大面积巡天望远镜的第三期活动星系核数据,收集了1 419个耀变体的4个参量:光子谱指数Γph,光变指数VI,射电流量FR和同步峰峰值频率νspeak.耀变体的γ射线谱通常呈现为单一幂律(PL),而在第三期活动星系核样本中,有部分源的γ射线谱呈现为对数正态(称为对数抛物线,LP)形状.通过对LP和PL型γ射线谱的blazars分布的统计分析,我们发现所有的LP型γ射线谱的平谱射电类星体(FSRQ)具有:光子谱指数Γph1.8,光变指数logVI1.8,射电流量log FR1.8,同步峰峰值频率logνspeak15.然而,一个未知其光学分类的blazars:3FGL J1959.8-4725,具有Γph=1.524、logVI=1.695、log FR=1.377、logνspeak=15.355,与LP型FSRQ的分布不同,因此3FGL J1959.8-4725很可能是一个候选蝎虎天体.     

BL Lac 天体的γ射线和射电辐射相关研究

BL Lac天体是活动星系核(Active Galactic Nuclei-AGN)特殊的一类,用23个BL Lac天体,研究了它们在1 GeV处的γ射线辐射流量密度最大值、平均值及最小值与射电5 GHz辐射流量之间的可能关系。结果显示:对于γ射线辐射最小值,γ射线流量与射电流量没有相关;对于最大值和平均值,γ射线流量与射电流量都有很好的相关关系,最大相关系数r=0.802,置信度p均小于10-4;另外,γ射线谱指数和射电谱指数之间也有一个弱相关关系存在。这些关系表明γ射线辐射来自同步自康普顿辐射过程。     

伽玛射线暴内光度和峰值能量关系的统计分析

以前的研究表明:在伽玛射线暴(简称伽玛暴)间各向同性等值光度Liso和静止系中vFv谱的峰值能量E′p之间存在关系式LisooE′p2.Liang等人用Preece等人给出的91个BATSE伽玛暴的2408个时间分辨谱样本对这一关系式进行了验证,得出这一关系式不但在伽玛暴内成立,而且在伽玛暴之间也是成立的.为了进一步验证这一关系式,我们收集了Kaneko等人2006年发表的350个BATSE伽玛暴能谱的数据,并对其中185个伽玛暴能谱的5218个时间分辨谱样本进行统计分析,我们得出的结果与Liang等人的结果是一致的.     

费米耀变体源多波段辐射流量的相关性分析

利用收集的195个高置信度费米耀变体源（116个FSRQs和79个BL Lac天体）平均态的多波段辐射流量数据,研究了射电、红外、光学、X射线和伽玛射线辐射流量（FR、FIR、FO、FX、Fγ）之间可能存在的相关性,发现伽玛射线与红外K波段和射电5GHz流量之间存在较好的正相关性,据此推测伽玛射线可能是由多种不同的辐射机制产生。     

特殊伽玛暴及伽玛暴的特殊辐射成分

伽玛射线暴(伽玛暴)的探测从其被发现以来,已经获得了大量的伽玛射线观测结果以及多波段的余辉观测结果,但是X射线能区的爆发阶段的瞬时辐射还比较缺乏观测数据.爱因斯坦探针(EP)是软X射线能区(0.5–4 keV)的大视场(1.1 sr)望远镜,为伽玛暴的X射线瞬时辐射的观测带来全新的时间窗口.本文讨论了EP对富X射线辐射的特殊伽玛暴或伽玛暴的特殊辐射成分进行了预期研究,特别是研究了X射线闪、低光度伽玛暴、超长伽玛暴和伽玛暴的先兆辐射.我们发现,EP预期能每年探测到约810个伽玛暴类爆发事件,其中95%为能谱较软的X射线闪,将近1%为典型伽玛暴;EP预期能每年探测到0.2–8个低光度伽玛暴,具体探测率依赖于低光度暴能谱硬度的分布;EP预期每年至少能探测到20–200个超长伽玛暴;EP有望探测到大量的、目前人们非常缺乏了解的伽玛暴先兆辐射,至少每年80个事件.综合这些情况,预计EP将对伽玛暴的分类、前身星特性、爆发机制和喷流特性等方面的研究具有重要意义.     

X射线TICT在复合材料工件检测中能谱服从Gauss分布的硬化修正

在X射线TICT中,X射线在透射物质时,能量较低的射线优先被吸收,也即较高能量的X射线的衰减系数比较低能量的X射线的衰减系数小,射线随透射厚度增大,变得更易穿透,也就是发生了能谱硬化现象.如未修正,必引起赝像.而X射线源的能谱I0(E)为入射强度随能量E的分布函数.而分布函数I0(E)与E的关系随X射线管电压不同而变化,需要通过实验测定.文中对能谱硬化现象进行了分析,并利用入射强度分布函数是大量光子运动的Gauss分布统计规律和相关文献对X射线源能谱的实验研究分析,引入Gauss分布来描叙X射线源能谱I0(E)的分布规律.基于X射线源能谱Gauss分布规律和X射线与复合材料作用的特点,导出了X射线TICT在复合材料工件检测中X射线能谱服从Gauss分布的硬化修正模型及其修正方法.对修正后的衰减系数再做卷积反投影重构,即可有效消除能谱硬化造成的影响.     

附录 压电石英晶体X射线定向

一、石英晶体X射线定向的物理基础 7.X射线的一般牲质 X射线(又叫伦琴射钱)同可见光一样,是一种横向电磁波不过它的波长比可见光要短得多,大约是可见光的万分之一。X射线的光谱界于紫外线和γ射线之间用于晶体定向的X射线的     

中红移BCG的X射线性质

最亮团星系(brightest cluster galaxy, BCG)的X射线起源尚不清楚. 射电喷流与径移主导吸积流(advection-dominated accretion flows, ADAF)是2种主要可能的物理起源机制. 2种模型中是否存在主导模型或模型间是否存在关系并不明确, 而且不是所有BCG都存在X射线辐射. 为探究BCG的X射线性质, 进一步了解X射线物理起源机制, 本文选取钱德拉塞卡X射线望远镜(Chandra X-ray observatory, 简称Chandra) 数据存档红移范围0.2相似文献   

Blazar的γ射线和低频射电6cm波段辐射关系研究

给出了一个带有射电5 GHz和γ射线辐射流量密度的含有94个γ噪Blazar的大样本,其中有66个FSRQs,20个BL Lac天体,利用该样本研究了射电5 GHz和γ射线流量最大值,最小值以及平均值之间的辐射相关.结果表明:γ射线流量最大值和平均值与射电5GHz辐射有较强的相关,最大相关系数r=0.651,置信度均好于10-4;γ射线流量最小值与射电辐射之间没有相关;3C273辐射的最大值不是爆发态时的观测值,若令γ射线谱指数αG=1.0,则3C273的最大辐射流量为(450.8±39.4)×10-8photon.cm-2.s-1.因此,Blazar的γ射线辐射与低频射电辐射确有关联,γ射线的辐射应来自同步加速自康普顿辐射过程.     

活动星系核伽玛辐射流量的计算（英文）

基于伽玛射线辐射的幂律谱规律,讨论了将观测的伽玛辐射积分光子流量转换成γ辐射总流量、E GeV处流量密度、平均流量密度、总光度、平均光度及E GeV处光度的计算方法,并给出了详细计算公式.用得到的公式计算了4个Fermi Blazars的γ辐射流量、光度等参量.如果在其他波段（如：射电、X射线）的辐射也是幂律的,则其流量和光度也可以用类似的方法计算.     

射电噪活动星系核的γ射线探测

本文通过交叉分析542个河外射电源样本,利用最新的费米LAT目录(3FGL)收集了80个相应的γ射线源,并调研了其多个参量之间的关系;所有的参数是直接观测所得或者是来源于相关文献。与非费米源相比,费米源的核主导参数平均值更大,红移反而更小。对于AGNs和星系来说,在固定的红移之下,费米源比非费米源有更高的本征的射电核流量。结果表明,费米源比非费米源有更加致密的结构;γ射线发射要受到喷流集束效应强有力的影响,核主导参数与多普勒因子是γ射线探测的重要指标。非费米源可能是由于更低的本征的射电核流量,或者是更低的本征的γ射线流量,这使得非费米源很难被费米LAT观测到。     

较差转动中子星放大磁场的数值计算与分析

存在较大较差转动角速度的中子星会由于磁冻结效应扭曲内部的径向磁场线,放大出一个超过1013T的环向磁场.这个环向磁场的磁浮力大于与其耦合的粒子的重力,能够携带物质冲出中子星外壳,形成喷发.基于此效应提出了较差转动中子星作为伽马射线暴(GRB)和伽马射线暴早期余辉中X射线耀发能源的两个模型,在不同的初始条件下做了数值计算和分析.根据计算得到的环向磁场的放大速度以及初始条件,指出了这两个模型存在的缺陷,最后提出较差转动中子星可作为快速射电暴(FRB)的能量来源.     

TeV BlazarX射线变化特性研究

光变是Blazar的显著特征。X射线辐射作为喷流同步辐射的最高能辐射,研究其变化特性有重要意义。论文从ASCA,RXTE的观测结果中收集了3个天体的X射线高态下流量观测数据。根据收集到的观测数据,我们取出了多个不同的闪烁,并用结构函数对其进行了分析。结果表明：3个TeV Blazar源的X射线闪烁都是对称的,即光变曲线上升段时间和下降段时间相等。