A New Approximation Of ECM Frequencies
我们通过电子回旋脉塞机制研究波放大。我们导出了一个半解析近似公式，给出了吸收系数为负的频率。仍然需要计算系数以获得最大的，因此是主导的系数。
1998-10-25 astro-ph
A Mini-survey of Ultracool Dwarfs at 4.9 GHz
一些超冷矮星被认为是放射性活跃的，它们的回旋同步辐射和电子回旋脉泽不稳定性都被认为是可能的辐射机制。探索以前在8.5 GHz未检测到的超冷矮星是否可以在较低的频率下检测到。我们选择了一个快速旋转的超冷矮星样本，在8.5 GHz没有可检测到的无线电活动，在4.9 GHz观察它们每个。从我们的样本中的8个矮星，我们检测到从2 MASS J 07464256 +2000321的发射，与286 $\pm$ 24 $μJy$的平均通量水平。2 MASS J 07464256 +2000321的光变曲线在观测结束时主要是一个非常明亮的$\approx $ 100%左旋圆偏振爆发，在此期间通量达到2.4 mJy。爆发前活动水平升高，平均通量在观察的第一小时为$\approx$ 160 $μJy$，在爆发前40分钟升至$\approx$ 400 $μJy$。在这两个时期，都有很大的差异。在4.9 GHz处的发射中检测到100%圆偏振指向作为发射机制的电子回旋脉塞。然而，在4.9 GHz和8.5 GHz的观测并不是同时进行的，因此能够产生无线电发射的矮星的实际比例，以及那些显示周期性脉动的矮星的比例仍然不清楚，电子回旋脉泽不稳定性与回旋同步辐射的相对作用也确实不清楚，因此，我们不能断言先前在8.5 GHz处未检测到是由于4.9和8.4 GHz之间的发射截止，还是由于长期可变性。
2008-05-29 astro-ph
SiO Maser Sources toward Globular Clusters
本文报道了在球盘状球状星团的渐近巨支变星中探测到SiO脉泽。在六种情况中的五种情况下，径向速度与球状星团的光学测量径向速度在评定的不确定度中是相容的。Terzan~5和Terzan~12的两个源非常靠近星团中心。朝向NGC ~6和Terzan~12的天体具有与球状星团中AGB尖端相适应的光度，而朝向NGC 6171、NGC ~10和Terzan~5的天体则比预期的要亮。有人建议，后三个可能已经从合并的双星演化，提供了一个测试的双星演化方案，在球状星团，如果成员被批准。
2005-02-09 astro-ph
A search for cyclotron resonance features with INTEGRAL
为了研究X射线双星的电子回旋共振散射特性，我们对半人马座-十字星区进行了积分观测。在AO1 200ks观测期间，我们在视场中清楚地探测到4个明亮的X射线双星，1个Seyfert星系和4个新的源。特别是从GX 301 - 2探测到的回旋共振特征能量约为37 keV，宽度为3 - 4 keV。此外，共振特征的深度强烈地依赖于X射线光度。这是第一次探测共振深度的亮度依赖性。从1E1145.1 - 6141中略微检测到回旋共振特性。在观测过程中，岑X-3非常昏暗，统计数据不好，使我们无法探测到回旋共振特征。
2004-06-21 astro-ph
A sensitive survey for water maser emission towards Bok globules using the Robledo 70m antenna
我们报告最敏感的水脉泽调查博克球状迄今为止，使用美国宇航局的70米天线在Robledo德Chavela（西班牙）。我们观察了CB目录中的207个位置，这些位置具有更高的年轻恒星的可能性，使用无线电连续辐射（从亚毫米到厘米波长）的存在作为选择标准，分子流出的几何中心，高密度气体示踪剂（NH3或CS）的峰值以及IRAS点源。我们获得了7个脉泽的探测结果，其中6个（CB 34，CB 54，CB 65，CB 101，CB 199和CB 232）是首次报道。我们探测到的大多数水脉泽都可能与年轻恒星天体（YSO）有关，除了CB 101（可能是演化天体）和CB 65（性质不确定）。CB 199中的水脉泽显示其速度质心相对于云速度的相对较高的偏移（~30 km/s），这对于低质量的YSO是不寻常的。我们推测，在这种对象的高速脉泽可能与情节的能量质量损失密切的双星。或者，CB 199中的脉泽可能是由原行星状星云或年轻的行星状星云泵浦的。CB 232是已知与水脉泽发射有关的最小的博克球状体（约0.6 pc），但如果它们与YSO的关系得到证实，它将被CB 65（约0.3 pc）和CB 199（约0.5 pc）取代。我们所有的选择标准有统计上兼容的检测率，除了红外天文台的来源，这往往是一个有点糟糕的预测脉泽发射的存在。
2006-06-07 astro-ph
Induced radio and X-ray emission from an accretion disk
本文研究了具有吸积盘的致密源（活动星系核、星系星和X射线双星）的射电和X射线辐射。结果表明，从这些源的无线电和X射线发射可以解释为发射的热（$T \geqslant 3 \times 10^{7}K$）等离子体的内部的一个吸积盘或在盘冠。射电辐射是由热等离子体中热射电辐射的微波激射放大产生的，对应于高位置能级之间的跃迁（有点类似于复合线）。X射线发射要么是来自致密灯丝的热辐射，要么是由相同致密灯丝中的射电光子的相干逆康普顿散射产生的。在射电波长上产生脉泽放大的相同机制，也在X射线双星中产生光学激光放大。
2004-07-20 astro-ph
Magnetospheric Emissions from the Planet Orbiting tau Boo: A Multi-Epoch Search
太阳系中所有的气态巨行星都产生电子回旋脉泽，由撞击其磁层的太阳风驱动。外推到环绕陶博的行星，许多作者预测它可能在甚大阵列上的4米波长（74 MHz）系统的检测范围内。本文报道了Tau Boo的三个观测时期。在任何时期我们都没有探测到这颗行星;各种确定发射上限的方法产生的单时期极限范围从135到300 mJy。我们开发了一种多历元观测的似然方法，并用它来约束行星的各种辐射特性。假设这颗行星确实在我们的观测波长下辐射，它的典型光度必须小于约10 ^{16} W，除非它的辐射被高度光束射入立体角Ω <<1 sr。这个值低于最近的估计，最近的估计试图利用已知的恒星本身的特性来考虑Tau Boo的恒星风。来自太阳系行星的电子回旋脉泽辐射被光束照射，但具有大约1 sr的特征立体角。未来的长波长仪器（例如，长波长阵列和低频阵列）必须能够在短时间尺度（~15分钟）上进行典型的通量密度测量。大约25 mJy，以显著改善这些约束。
2007-07-12 astro-ph
On the Nature of Pulsar Radio Emission
脉冲星射电辐射产生的理论，即观测波是由脉泽型等离子体不稳定性在反常回旋-切伦科夫共振$ω- k_{\parallel} v_{\parallel} + ω_B/ γ_{res}=0$和切伦科夫漂移共振$ω- k_{\parallel} v_{\parallel} - k_{\perp} u_d =0$上直接产生的，能够解释脉冲星射电辐射的主要观测特征。不稳定性是由于来自初级束的快粒子和分布的尾部与强磁化的一维正负电子等离子体的简正模的相互作用造成的。在这些共振处发射的波是类似真空的电磁波，可以直接离开磁层。在该模型中，回旋加速器切伦科夫不稳定性是产生核心辐射的主要原因，而切伦科夫漂移不稳定性则是产生锥形辐射的主要原因。在体等离子体的流动能量不是很高的$γ_p \approx 10$的条件下，对于典型的和毫秒级的等离子体，回旋加速器切伦科夫不稳定性的发展条件都是满足的。在一个典型的脉冲星中，回旋加速器切伦科夫共振和切伦科夫漂移共振发生在$r_{res} \approx 10^9 cm$的磁层外部。这个理论可以解释脉冲星现象学的各个方面，包括脉冲的形态，它们的偏振特性和光谱行为。我们提出了几个观测测试的理论。最突出的预测是发射区的高海拔和锥形发射在与磁场的局部密切平面正交的平面中的线性偏振。
1998-06-27 astro-ph
Coherent Mechanisms of Pulsar Radio Emission
相对论等离子体脉泽工作在反常的回旋-切伦科夫共振和切伦科夫漂移共振上，能够解释脉冲星射电辐射的主要观测特征。这两种电磁不稳定性都是由于来自初级束和次级对分布尾部的快粒子与强磁化一维正负电子等离子体的简正模相互作用造成的。在典型的脉冲星中，这两种共振都发生在磁层的外部。
1999-10-14 astro-ph
Accretion physics of AM Herculis binaries, I. Results from one-dimensional stationary radiation hydrodynamics
我们求解了吸积磁白矮星激波后流动的一维定常双流体流体动力学方程，同时考虑了回旋辐射和韧致辐射的完全频率和角度相关的辐射转移。考虑磁场强度B = 10至100 MG。在给定B时，该理论将发射区的性质与单个物理参数，质量流密度（或每单位面积的吸积率）联系起来。我们提出了归一化的温度分布和拟合公式的峰值电子温度，几何冲击高度，和柱密度的冲击后流。结果适用于药盒形的发射区。通过一阶温度校正，它们也可以用于较窄的柱，只要它们不是太高。
2001-05-11 astro-ph
The Coherent Radio Emission from the RS CVn Binary HR 1099
2005年3月至4月，我们使用澳大利亚望远镜在1.384和2.368 GHz的两个历元上观测了RS CVn双星HR 1099，每个历元持续9小时，间隔11天。在两集的相干发射，我们采用了最近安装的设施，以78毫秒的时间间隔采样的数据来测量精细的时间和光谱结构的HR 1099。我们的主要观测结果包括：在1.384和2.368GHz两个事件中都观测到了~100%的左旋圆极化辐射，第一次事件的辐射特征在光谱上漂移;在78 ms时间分辨率下进行的三次22 min积分表明，Stokes V参数的调制指数随着积分时间的减少而单调增加，并且仍然在我们的分辨率极限增加，我们认为，高度极化的发射是由于电子回旋脉泽发射（ECME）的二进制组件之一的电晕操作。我们讨论了两种脉泽源，可能是负责驱动所观察到的事件。我们认为，ECME源可能是一个极光样的现象，由于等离子体的转移从K2亚巨星的G5矮星在一个强大的恒星风。
2008-02-06 astro-ph
Low-Luminosity AGN as analogues of Galactic Black Holes in the low/hard state: Evidence from X-ray timing of NGC 4258
我们提出了一个宽带功率谱密度函数（PSD）测量从广泛的RXTE监测数据的低光度AGN NGC 4258，它有一个准确的，微波确定的黑洞质量为3.9+/-0.1 * 10^7太阳质量。我们将PSD破裂时间尺度限制为大于4.5 d，置信度>90%，这似乎排除了NGC 4258是高/软状态下黑洞X射线双星（BHXRB）的类似物的可能性。从这个意义上说，NGC 4258的PSD与一些更明亮的塞弗特星的PSD不同，后者看起来与高/软态X射线双星的PSD相似。这一结果支持以前的类比LLAGN和X射线双星在低/硬态的光谱能量分布的基础上，表明AGN/BHXRB类比是有效的吸积率在很宽的范围内。
2005-04-06 astro-ph
Ultra-high-time Resolution Observations of Radio Bursts on AD Leonis
我们报告了在1120-1620 MHz（λ ~18-27 cm）频率范围内观测到的一个发生在狮子座耀斑星AD上的射电爆发。这些观测是由阿雷西博天文台的305米望远镜进行的，它提供了迄今为止最高的时间分辨率（1 ms）和最宽的恒星射电爆发光谱覆盖范围（Delta nu/nu =0.36）。2005年4月9日观测到爆发。它产生的峰值通量密度约为500 mJy，基本上是100%的右旋圆偏振。动态光谱显示出丰富多样的结构：斑片状发射，扩散带，窄带，快速漂移条纹。把我们的注意力集中在快速漂移条纹，我们认为分散的可能作用，并发现它需要相当特殊的条件，在源是一个重要的因素。我们认为，发射可能是由于回旋脉泽不稳定性，一种已知的机制发生在行星磁层。我们简要探讨了这种可能性的影响。
2007-10-31 astro-ph
Periodic Bursts of Coherent Radio Emission from an Ultracool Dwarf
我们报告检测到周期性（p = 1.96小时）爆发的非常明亮，100%圆偏振，相干无线电发射从M9矮TVLM 513-46546。同时进行的光度监测观测已经确定了这个周期性是矮星的自转周期。这些爆发，这是不存在于以前的观察这个目标，证实了超冷矮星可以产生持久的宽带水平，相干无线电发射，与存在的大规模，稳定的配置中的kG磁场。位于磁极区域的致密源产生由电子回旋脉泽不稳定性产生的高度波束化的发射，已知在我们的太阳系中产生行星相干无线电发射的机制相同。当矮星旋转时，狭窄的辐射束通过我们的视线，产生相关的周期性爆发。由此产生的射电光变曲线类似于脉冲星射电辐射的周期性光变曲线，突出了TVLM 513-46546作为一类新的瞬态射电源的原型。
2007-05-14 astro-ph
Coherent radio emission from the magnetic chemically peculiar star CU Virginis
VLA在三个不同的日子里对化学性质特殊的磁性恒星CU Vir进行的射电观测表明，20厘米处的射电辐射在特定的旋转相位上具有强烈的增强。这种无线电发射被发现是右旋偏振的，偏振度接近100%。这类恒星的共同点是，CU Vir的磁轴相对于自转轴倾斜。将20厘米射电光变曲线与文献中的有效磁场进行比较，发现当磁轴位于天球平面上时，射电辐射的主峰与磁零点重合。我们认为，高度的偏振，连同辐射的高方向性，可以解释在相干无线电发射。这些数据已被解释的电子回旋脉泽发射的基础上，从电流片加速的阿尔芬半径向恒星表面，并最终向外反射的磁镜。
2000-07-07 astro-ph
Detection methods of binary stars with low- and intermediate-mass components
本文综述了可用于探测低质量和中等质量恒星的双星的方法，特别强调了演化系统。除了涉及径向速度或光度监测的传统方法外，本文还讨论了涉及天体测量或脉泽（非）探测的鲜为人知的方法。本文最后提供了一个广泛的互联网资源列表（主要是轨道和单个测量的目录/数据库），用于研究双星。
2008-04-24 astro-ph
Microwave plasma emission of a flare on AD Leo
本文分析了用Effelsberg射电望远镜观测到的dMe星AD Leo上的一个强烈射电耀斑，它的光谱分辨率为480 MHz，中心频率为4.85 GHz。全右旋偏振辐射的亮温下限估计为T_b ~ 5 × 10^10 K（T_b > ~ 3 × 10^13 K的可能性更大），这需要一个相干射电辐射过程。在解释中，我们赞成基本的等离子体辐射温和相对论性电子被困在一个热的和密集的日冕环以上的电子回旋脉泽发射。这导致射电源的密度和磁场强度为n ~ 2 × 10^11 cm^-3，B ~ 800 G。在事件的衰变阶段，准周期性的脉动表明环半径为r ~ 7x10^8 cm。这意味着存在一个致密的日冕，其中致密的射电源嵌入在温度T >= 2 × 10^7 K、密度n_ext <= 10^-2 n的热的薄等离子体中。在磁回路中，由子德莱塞电场产生的逃逸加速被发现可以提供足够数量的高能电子。
2001-06-20 astro-ph
VLBI observations of T Tauri S
我们报告的观测金牛座T系统在8.4 GHz的VLBI阵列包括VLBA，VLA和Effelsberg 100米望远镜。我们检测到一个紧凑的源偏移约40马斯的最佳红外位置的T头锑组件。该源未得到解决，并且尺寸限制为小于0.5 mas，对应于距离140 pc处的0.07 AU或15 R $_{\odot}$。在VLBI数据中未检测到其它系统组分（T Tau Sa、T Tau N）。单独的VLA地图包含扩展通量不占紧凑VLBI源，表明存在的角秒尺度上的扩展发射。紧凑的源显示出快速的变化，这与圆偏振和其紧凑的性质表明，所观察到的磁通量来自磁占主导地位的区域。MK范围内的亮度温度指向回旋同步加速器作为稳定分量的发射机制。快速的变化伴随着偏振的急剧变化，我们在爆发期间记录了有时100%的偏振分量。这强烈地暗示了一个相干发射过程，很可能是一个电子回旋脉塞。根据这个假设，可以估计局部磁场的强度为1.5-3千高斯。
2003-05-28 astro-ph
Radio Emission from Anisotropic Electron Distributions
研究了快电子的俯仰角各向异性对非热射电辐射产生的影响。非相干回旋同步辐射强烈依赖于各向异性。特别是，与各向同性的情况相比，回旋同步辐射的光谱指数增加到3-4倍。损失锥分布的偏振度（X模式）增加，而光束状分布的偏振度降低。通过对野边山射电日像仪和欧文斯谷太阳阵列的观测，发现了俯仰角各向异性对射电亮度空间分布、强度和偏振空间分辨光变曲线、微波爆发光谱硬度的影响。在角梯度的某个阈值以上，电子回旋脉塞不稳定性（相干回旋同步辐射）可以发展，只要标准回旋同步辐射伴随着较低频率的强相干辐射。相干发射的详细研究了一个现实的分布的快电子的能量和俯仰角。与窄带射电尖峰的观测结果相一致，我们发现：（1）硬能量上的（幂律）分布对于产生相干发射是优选的，（2）不稳定性的阈值对应于相当各向异性的电子分布，因此，从连续回旋同步辐射的性质导出的俯仰角各向异性将不一定引起相干发射（增强的各向同性由不稳定性的准近饱和暗示）。
2005-05-08 astro-ph
Radio observations of the planetary nebula around the OH/IR Star OH354.88-0.54 (V1018 Sco)
我们目前的无线电观测的独特的，最近形成的，行星状星云（PN）与一个非常长的周期OH/IR变星V1018天蝎座，是毫不含糊地仍然在其asymptoticgiant分支阶段。光学星云内的两个区域在非热射电连续辐射中被清楚地探测到，其射电光谱指数与碰撞风沃尔夫-拉叶双星中的射电光谱指数相当。我们认为，这些代表冲击热，快速恒星风和冷星云壳，代表PN的慢风远离中央恒星之间的相互作用。这个相同的界面产生同步辐射射电连续谱和光PN辐射。快速风在几何学上既不是球形的，也不是与任何明显的光轴或射电轴对齐的。我们还报道了在该星云中探测到的瞬态H2O脉泽发射。
2006-03-13 astro-ph
