脉冲星磁球层中的非热光子谱

应用全电磁级联模型计算五颗正常脉冲星和两颗毫秒脉冲星的非热光子谱。该模型下五颗正常脉冲星和一颗毫秒脉冲星的模拟结果与Vela和Geminga做了比较,描述结果相对吻合,其它的三颗伽玛射线脉冲星则部分吻合。相比较正常脉冲星,应用离散相关函数方法来计算毫秒脉冲星的流量,得出这颗颗脉冲星在70Ge V附近有一个高能截断。在X射线能段,起主要作用的是电子对产生的同步辐射,而电子对逆康普顿散射的贡献则可忽略,模拟非热光子谱和Harding的结果粗略一致。     

耀变体喷流多波段辐射性质的研究

收集了252个费米耀变体的观测数据,分别使用二次函数和三次函数拟合源的(准)同时性宽带能谱,发现耀变体(准)同时性数据的完整程度对两种方法的拟合结果有一定的影响.基于二次函数的拟合结果,运用线性回归法分析耀变体峰值参量和谱指数之间的相关性,发现(1)同步峰峰值频率与同步峰峰值光度、逆康普顿峰峰值频率与逆康普顿峰峰值光度之间的序列统计特征只存在于整个样本中,并不存在于平谱射电类星体和蝎虎天体样本;(2)同步峰峰值频率与康普顿主导因子之间的序列统计特征同时存在于耀变体整个样本、单独的平谱射电类星体和蝎虎天体样本;(3)耀变体分群的统计特征消失了.     

注入到外电场的正负电子对的静电不稳定性

出于脉冲星中粒子加速问题,讨论外电场中注入的正负电子对静电不稳定性.对很强的电场,不能在等离子体振荡尺度的0阶分布函数忽略空间变化效应.假设在加速(减速)电子(正电子)的恒定外电场以四维速度u0＞0单能地注入电子对.通过解决场的线性扰动和对的分布函数,发现了一个新型不稳定性.u0和外电场确定的制动时标与等离子体的时标之比R描述不稳定性的性质.这种情况下,增长率是等离子体频率的几倍.     

强磁场中的逆康普顿散射

本文根据非相对论情形(B/B_(cr)《1,hv/m_eC~2《1)强磁场中的康普顿散射微分截面,讨论了强磁场中低频光子与相对论电子的逆康普顿散射,并给出了呈幂律分布的低频光子与呈幂律分布的相对论电子相互作用产生的逆康顿散射谱,这可以用来解释γ射线爆高达几百KeV的低频倒转谱。     

非中性相对论等离子体在脉冲星磁层中的运动

探讨了脉冲星磁层加速区外磁流管中非中性相对论等离子体的运动学特征.在满足净电荷密度处处等于Goldreich-Julian电荷密度的条件下,计算了不同磁倾角和不同磁力线上的次级正负电子速度分布.结果表明,电子速度经历显著的加速或减速.在靠近自转轴一侧的上半磁层和靠近赤道一侧的下半磁层,次级电子加速或减速的图像有显著不同.沿磁力线平行电场的总电压差所引起的电子动能改变与电子初始动能相当,但该电压差远小于磁层加速区的总电压差.该结果对研究磁层中粒子能谱的不均匀性是有意义的.     

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.     

超声速化学氧碘激光(SCOIL)性能计算的半气体动理学(SGK)模型

对超声速COIL的分析和计算, 提出了氧碘反应气流取连续介质近似, 同时计算碘激光能级粒子速度分布函数, 并用双参数摄动法求解粒子速度分布函数方程组的半气体动理学(SGK)模型, 得到与常用Voigt线型及低压极限饱和模型不同的增益饱和模型. 对预混合情况, 分析计算了不同化学反应系统、不同增益饱和模型以及诸可调参数(包括气流参数、激发态氧的产率、水含量、阈值增益、频移等)对功效的影响. 分析计算说明多个反应(包括21个)与选用单一共振反应的功效计算结果接近, 而增益饱和模型不同和可调参数的差别对功效、最佳阈值增益范围、功率提取长度均有显著的影响.     

LHAASO实验中宇宙线次级粒子特性的模拟研究

高海拔宇宙线观测站(LHAASO)位于四川稻城海子山,海拔约4400 m,该实验采用多种手段,对进入大气层的宇宙线粒子进行精确的复合测量.高海拔区域,雷暴天气频繁,广延大气簇射中宇宙线次级粒子的数目、方向和能量都会受到雷暴电场的影响.本文利用Monte Carlo方法,模拟了宇宙线原初粒子进入大气层后的广延大气簇射过程,研究了次级粒子中光子、电子、μ子的纵向分布、横向分布和能量分布.结果表明,在LHAASO探测面,电子的数目比μ子多2～3倍、μ子横向分布范围比电子宽广、μ子的能量比电子大.若在雷暴期间,大气电场对电子(质量小、数目多)的影响将会更加明显.本工作对研究雷暴电场加速宇宙线次级带电粒子的物理机制具有重要意义,同时为理解地面实验的观测现象提供有用信息.     

p(α,α′)πN反应中N*(1440)激发的蒙卡模拟

在p(α,α′)πN反应的几种反应机制中研究N*激发,利用蒙卡模拟的办法重现N*(1440)共振峰的位置,在给定入射能量情况下模拟出末态各出射粒子的动量分布、角分布情况.计算结果可以在πN的不变质量谱中观察到明显的N*(1440)共振峰,同时达里兹图在πN系统能量平方为2 100 MeV2附近事件分布密集,而别的组态却没有观察到这些情况,这都说明了πN共振粒子N*(1440)的产生.     

金属表面的电子关联函数(Ⅱ)——关联函数的方程

金属表面区域是一个重要的非均匀电子体系,这里,电子的单粒子分布不再是一个常数,电子的二粒子关联函数g(r_1,r_2)也不再是二粒子距离r_(12)=|r_1-r_2|的函数.对于简单金属的表面,电子的单粒子分布函数已用许多不同的方法计算过,其中包括格林函数方法,密度泛函方法和相关基函数方法等.它们都得到了相互接近且和实验基本符合的结果,但是对于非均匀的二粒子关联函数,目前还没有完善的理论来计算它.     

一种基于泊松分布的提高X射线脉冲星脉冲轮廓信噪比的方法

论述了X射线脉冲星辐射模型和脉冲轮廓构造算法,提出了以Kullback-leibler距离函数作为评价标准,提高具有泊松分布规律的X射线脉冲星脉冲轮廓信噪比的平滑算法,推导了平滑参数和平滑累积脉冲轮廓的计算公式.搭建了X射线脉冲星导航地面模拟系统,实现了对模拟X射线脉冲星单光子到达时间的记录及X射线脉冲星脉冲轮廓的构造,得到了X射线脉冲到达时间TOA.在X射线脉冲星导航地面模拟系统上,对平滑算法进行了验证,结果表明该算法对于提高累积脉冲轮廓的信噪比效果显著,信噪比提高大于10dB.     

脉冲星发现55年：中国天眼展望

 脉冲星的发现是人类认识宇宙的重要里程碑之一。介绍了脉冲星自发现至今55年来的研究进展，包括引力波与广义相对论的验证、毫秒脉冲星、脉冲星周期跃变、脉冲星射电辐射效率、快速射电暴与河外脉冲星等方面。展望了中国天眼（FAST）未来发现新的特殊类型脉冲星的潜力，如黑洞脉冲星系统/亚毫秒脉冲星/新型双脉冲星系统，依此实施更高精度验证引力波实验；利用FAST的高灵敏度、高精度研究脉冲星辐射的精细结构，深入了解其物理机制。     

中央扩散式喷嘴颗粒分布特性的冷模实验

针对闪速冶炼过程出现的反应慢和大滞后等问题,建立中央扩散式精矿喷嘴冷模实验装置,研究喷嘴出口附近区域颗粒分布均匀性随工艺风和分散风流量的变化规律.结果表明:反应塔内颗粒分布均匀性可调,分散风使颗粒沿水平方向分散,工艺风使颗粒聚集于反应塔喷嘴正下方区域;分散风和工艺风动量比决定塔内颗粒分布均匀性,动量比越小颗粒越聚集于反应塔喷嘴正下方区域;动量比可将实验范围内各工况颗粒分布均匀性特征指标——颗粒质量偏析函数拟合为指数函数;在颗粒适度分散前提下,喷嘴分散风流量增加倍数和投料速度增加倍数、工艺风流量增加倍数相同.     

FAST——脉冲星观测研究的利器

 2016年9月25日落成的中国自行设计建造的500 m口径球面射电望远镜（FAST）是目前全世界最大口径的射电望远镜。在调试期间已成功发现了脉冲星,实现了国内设备发现脉冲星的零突破。脉冲星是宇宙中的一类奇妙天体,是验证强引力场、强磁场和高密度等极端物理环境下物理规律的"天然实验室"。作为脉冲星研究的利器,预计FAST大规模巡天能够大幅提高已知的脉冲星数目。FAST还将在低频引力波探测、脉冲星物理、星际和星系际介质探测、脉冲星时间尺度建立及脉冲星导航等领域取得突破性进展。在上述研究中,国内天文设备取长补短、相互补充,有望实现中国脉冲星观测研究跨越式发展。     

Pulsar spins from an instability in the accretion shock of supernovae

Rotation-powered radio pulsars are born with inferred initial rotation periods of order 300 ms (some as short as 20 ms) in core-collapse supernovae. In the traditional picture, this fast rotation is the result of conservation of angular momentum during the collapse of a rotating stellar core. This leads to the inevitable conclusion that pulsar spin is directly correlated with the rotation of the progenitor star. So far, however, stellar theory has not been able to explain the distribution of pulsar spins, suggesting that the birth rotation is either too slow or too fast. Here we report a robust instability of the stalled accretion shock in core-collapse supernovae that is able to generate a strong rotational flow in the vicinity of the accreting proto-neutron star. Sufficient angular momentum is deposited on the proto-neutron star to generate a final spin period consistent with observations, even beginning with spherically symmetrical initial conditions. This provides a new mechanism for the generation of neutron star spin and weakens, if not breaks, the assumed correlation between the rotational periods of supernova progenitor cores and pulsar spin.     

跃移沙粒起跳垂直速度分布函数的统计分析

利用测量近地层的跃移沙粒运动所得到的实验数据对沙粒起跳垂直速度分布函数进行了统计分析，从理论上对已有沙粒起跳垂直速度分布函数形式进行了非参数检验，提出了跃移沙粒起跳垂直速度分布函数服从Weibull分布的结论。最后给出了不同分布对实验数据的拟合结果，进一步表明了统计结论的正确性。     

Abrupt acceleration of a 'cold' ultrarelativistic wind from the Crab pulsar

Pulsars are thought to eject electron-positron winds that energize the surrounding environment, with the formation of a pulsar wind nebula. The pulsar wind originates close to the light cylinder, the surface at which the pulsar co-rotation velocity equals the speed of light, and carries away much of the rotational energy lost by the pulsar. Initially the wind is dominated by electromagnetic energy (Poynting flux) but later this is converted to the kinetic energy of bulk motion. It is unclear exactly where this takes place and to what speed the wind is accelerated. Although some preferred models imply a gradual acceleration over the entire distance from the magnetosphere to the point at which the wind terminates, a rapid acceleration close to the light cylinder cannot be excluded. Here we report that the recent observations of pulsed, very high-energy γ-ray emission from the Crab pulsar are explained by the presence of a cold (in the sense of the low energy of the electrons in the frame of the moving plasma) ultrarelativistic wind dominated by kinetic energy. The conversion of the Poynting flux to kinetic energy should take place abruptly in the narrow cylindrical zone of radius between 20 and 50 light-cylinder radii centred on the axis of rotation of the pulsar, and should accelerate the wind to a Lorentz factor of (0.5-1.0)?×?10(6). Although the ultrarelativistic nature of the wind does support the general model of pulsars, the requirement of the very high acceleration of the wind in a narrow zone not far from the light cylinder challenges current models.     

一个脉冲星模式变化的观测和研究

用我国自行研制的脉冲星观测系统在新疆乌鲁木齐天文站２５ｍ天线上成功地观测了８颗脉冲星,并观测到ＰＳＲ１１３３＋１６的模式变化现象,就脉冲星模式变化总题进行一些探讨。     

脉冲星发现50年

 脉冲星自1967年发现以来,50年的观测和理论研究取得巨大进展,期间曾2次获颁诺贝尔物理学奖。脉冲星以其高度致密和强引力场堪称宇宙天然实验室,可用来验证爱因斯坦广义相对论及进行引力波探测,推动了天文学与物理学研究的发展。本文简介了脉冲星的发现及其性质,并综述了脉冲星导航以及最近建成的500 m口径球面射电望远镜（FAST）的脉冲星探测研究进展。