bbin游戏

2017bbin游戏科研進展—天文學
2018-05-23 16:56   審覈人:

1.黑洞潮汐撕裂事件的紅外混響取得了很好的效果。

竇黎明等,見高亮報告

2.關於愛因斯坦場方程精確解的熱力學解的研究論文被選入CTP期刊2017年亮點

譚宏偉等,見高亮報告

陳宇教授在星際空間中發現了最強的甲醛分子脈澤輻射

陳浩等,見高亮報告

4.費米尼變種統計研究的進展

範俊輝等人

Fermi,Fan等人檢測到擴張Blazars的內在相關性。 2017年,天體物理學報,Vol.835

在本公告中,我們從文獻中獲得了86個Fermiyan變異的多波段數據和多普勒因子,計算了它們的固有多波段數據和能譜分佈,並根據觀測和內在數據對它們進行了研究。關係。有趣的是,內疚數據顯示亮度和峯值頻率之間存在正相關,但與觀察結果相反,並且與伽馬光度和低能量光度密切相關。對於Fermiyan變體,我們得到:(1)觀測到的輻射具有強烈的聚束效應; (2)光度與峯值頻率之間的逆相關只是一個明顯的現象,而內在數據之間的關係應該是正相關的; (3)內在伽馬射線發光度與其他內在發光度之間的關係非常接近。我們的研究表明,所謂的射線變異序列可能僅僅歸因於選擇效應。

5. BL Lac物體的光變化和週期分析

範俊輝等人

BL Lac AO 0235 + 164的變異性和週期分析

範等人。 2017,Astrophysical Journal,Vol.837

在這項工作中,我們使用格魯吉亞Abastumani天文臺的70釐米望遠鏡對AO 0235 + 164進行爲期六年的觀測,在此期間使用新疆25米射電望遠鏡進行了三年的觀測。我們發現R波段的光學變化最大:ΔR=4.88星和變光短時標:ΔT=73.5分鐘。該研究獲得了光學變化先進的無線電光變化23.2& plusmn; 12.9天。

6.系統觀測和研究水超脈澤星系的無線電特性:指導水超脈澤搜索

張江水等人

張等人。 2017年,天體物理學報,Vol.836,L20

自從在覈外核中檢測到水分子的激光輻射(位於線頻率爲~22 GHz的無線電波段)已有40年了。因爲這種類型的微波輻射非常強,它比我們的銀河系中檢測到的水分子多百萬倍,所以它被稱爲超級激光。這種類型的微波激射器非常明亮,位於星系的原子核中,因此它是研究被物質嚴重遮擋的星系核的非常好的工具,包括在原子核中存在超大質量黑洞。星系,準確稱量它的質量。進一步確定哈勃常數等。在過去的40年裏,已經在超過4,000個被搜查過的星系中的186個星系中發現了這種類型的輻射。檢測率非常低(~4%),這可能主要與觀測星系的選擇有關。

近年來,我們系統地研究了探測到水超級激光的星系的無線電特性。基於現有無線電觀測數據的統計,水超激光器傾向於是具有高無線電光度的II型塞弗特星系(Zhang Jiangshui等,2012,A& A,538,A152)。但是,由於這些檔案的觀測,不同時間不同望遠鏡的觀測,這可能會給我們的統計結果帶來不確定性。在此基礎上,我們申請了100米德國Effelsberg望遠鏡(最大的可移動射電望遠鏡之一),系統地觀測水陽極樣本的無線電連續體和沒有水射流的星系樣本。研究。我們對同一望遠鏡Effelsberg的觀測結果進行了分析,證實了先前的統計結果,即水 - 加澤星系往往具有更強的無線電輻射II型賽弗特星系,其結果發表在皇家天文學會上。每月(劉志偉,張江水等,2017,MNRAS,466,1068)。因此,我們可以選擇具有強無線電輻射的第二類Sefert星系的2型超質量。我們的策略是首先嚐試搜索這類星系的一小部分樣本。我們對Effelsberg望遠鏡的觀察時間再次獲得批准,我們於2016年前往現場進行觀測。我們的試驗搜索觀測非常成功。在十幾個星系中,這種類型的脈澤輻射在一個星系中被清楚地探測到,並且在另一個星系中懷疑有輻射信號。相關結果很快在美國公佈。天體物理學雜誌(張江水等,2017,ApJL,836,L20)。在我們應用於Effelsberg望遠鏡的大量時間之後,我們將搜索這類星系的大樣本。

新探測到的水超激光輻射(SDSS 102802.9 + 104630.4星系),摘自溫章江水等2017年,天體物理學報,Vol.836,L20

7. 2000年至2014年BL Lac galaxy S5 0716 + 714和FSRQ galaxy 3C273的光學檢測結果

袁玉海等人

對於2000年至2014年BL Lac對象S5 0716 + 714和FSRQ 3C273的光學監測,Yuan等。 2017年,天文學與天體物理學,Vol。 605,43

我們使用上海天文臺的1.56米光學望遠鏡來探測BL Lac星系S5 0716 + 714和FSRQ星系3C273的長期光學特性。對於S5 0716 + 714,我們報告了從2000年12月4日到2014年4月5日的總共4,969次觀測,其中V波段有1,369次觀測,R波段有1,861次觀測。 I波段有1739個觀測值。對於3C273,我們報告了從2006年3月28日到2014年3月28日共460次觀測,其中V波段有138次觀測,R波段有146次觀測,I波段有176次。觀察數據。

基於上述觀測數據,我們可以分析目標光源的低光水平變化,短時間標記光變化和長期光變化。爲了分析微光變化,我們採用了高斯擬合方法。計算結果表明,對於S5 0716 + 714,IDV光學時標爲17.3分鐘至4.82小時,而對於3C273,IDV光變時間標度爲35.6分鐘。我們計算了S5 0716 + 714的短週期變化特性。 天, 天和 天。基於DCF方法和Jurkevich方法,我們分析了3C273的準週期變化。結果表明,我們得到了源的準週期。 年。

基於所獲得的光學時變,我們獲得了兩個光源的中心黑洞質量和多普勒因子。基於VRI觀測,我們使用線性擬合來分析Blazars的亮度和光譜之間的關係。結果表明,當光源明亮時,光譜呈現藍色特徵。

8.脈衝星制動指數的演變

相同的數字等。

H. Tong,F。F. Kou,2017,Astrophysical Journal,Vol.837,117

我們開發並推廣了我們之前的脈衝星風制動模型。原始模型只能考慮脈衝星旋轉的演變。新模型可以同時考慮磁傾角的演變和旋轉的演變。根據我們的計算,在星風模型下,磁傾角趨於0度,即旋轉軸傾向於與磁軸重合。在考慮磁傾角的演變之後,我們的計算表明脈衝星的制動指數可能從早期階段大於3並且在演化之後接近1。一般來說,脈衝星指數在早期類似於蟹狀脈衝星,接近於3.晚期類似於Vela脈衝星,接近1.脈衝星從螃蟹樣進化爲類Vela。在星風模型下,可以理解一些脈衝星的制動指數大於3,而一些脈衝星的制動指數接近1。

圖1:星風模型中脈衝星磁傾角和角速度隨時間的演變。

圖2:脈衝星制動指數隨時間的演變。

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