Fermi耀变体红移和gamma射线谱指数特性研究

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费米耀变体多波段辐射流量相关性研究

费米耀变体多波段辐射流量相关性研究
李斯，王艳芳，龙光波，郑永刚
（云南师范大学物理与电子信息学院，云南昆明６５０５ＯＯ）
摘
要：收集了８１８个费米耀变体样本源（ｇＬ括３２７个ＢＬＬａｃ天体和４９１个ＦＲＳＱｓ）的射电辐
析，得到以下结论：（１）ｘ－，ｔ于ＨＳＰ和ＩＳＰ，和ＦＲ之间存在显著的线性相关，而对于ＬＳＰ，和Ｆ之间仅
有低度线性相关；（２）在ＨＳＰ、ＩＳＰ和ＬＳＰ中，Ｆ和Ｆｘ之间均存在低度线性相关性；（３）在ＨＳＰ中，Ｆ和
・
２・
云南师范大学学报（自然科学版）
第３５卷
２数
据
２．１数据分类
所用数据为３ＦＧＬ活动星系核数据，８１８个样本数据均取自于文献Ｅ１］．在所选用的８１８个３ＦＧＬ活动星系核样本源中，包含有３２７个ＢＬＬａｃ天体和４９１个ＦＲＳＱｓ．根据同步辐射峰频率ｖ的统计性质＿ｌ７］，将数据源分为以下三种类型：（１）ＬＳＰ同步峰频率范围为围为１０ＨＨｚ＜ＶＳ＜１０Ｈｚ；（３）ＨＳＰ同步峰频率范围为分类情况，最终选用７９８个样本源进行研究．
论核子碰撞的电磁级联模型［１２－１４］．由于不同的辐射模型暗示着不同波段之间含有不同的关联，因此可以利用这些关联性来研究相应的辐射机制．Ｆａｎ等人曾经利用高能７射线实验望远镜（ＥＧＲＥＴ）观测到的数据研究了７射线和射电辐射之间的相关性，发现它们之间存在紧密的相关性引，而Ｄｏｎｄｉ等人也利用了ＥＧＲＥＴ数据进行研究并表明

耀变体伽马射线耀发的物理机制探索

光电效应
伽马射线具有高能量，当其与物质相互作用时，会从物质中激发出电子，形成光电效应。
康普顿散射
伽马射线与物质中的电子相互作用，将部分能量传递给电子，同时改变自己的能量和传播方向。
光核反应
在高能量下，伽马射线可能与原子核发生反应，导致原子核裂解或形成新的核素。
伽马射线耀发的辐射机制
加速机制
耀变体中的黑洞或中子星等致密天体可能加速带电粒子至高能状态，产生高能的伽马射线。
一些研究团队还尝试通过观测和分析耀变体和伽马射线暴的能谱、时变特征和偏振性质等，深入探讨其物理机制和起源。
02
耀变体基本特性
耀变体的定义与分类
定义
耀变体是一种活跃的星系，其活动主要由一个超大质量黑洞驱动。
分类
根据观测特征，耀变体可分为低电离度耀变体和经典耀变体两大类。
耀变体的观测特性
光学与X射线观测
伽马射线耀发的强度和时间变化与耀变体的活动状态密切相关。当耀变体的活动增强时，伽马射线的释放也会增强，反之亦然。这种关联为研究耀变体的内部物理过程提供了重要线索。
耀变体内部物理过程与伽马射线耀发的关联性
伽马射线耀发的产生与耀变体内部的高能粒子密切相关。这些高能粒子在相对论性的运动中释放出伽马射线。具体来说，当这些高能粒子受到磁场的作用时，会加速到极高的速度，从而产生强烈的伽马射线。
。
研究耀变体和伽马射线暴对于理解宇宙的物质和能量循环、天体演化和探索宇宙起源等具有重要
意义。
研究现状与进展
国内外研究团队在耀变体和伽马射线暴方面已经开展了大量研究，取得了一定的进展。
目前的研究主要集中在耀变体的分类、活动周期、喷流和磁场等物理特性的理解，以及伽马射线暴的触发机制和外流特性等方面。

费米耀变体的X射线辐射

费米耀变体的X射线辐射杨江河;樊军辉;张月莲;杨如曙;庹满先;聂建军【期刊名称】《天文学报》【年(卷),期】2018(059)004【摘要】耀变体(blazar)的x射线辐射位于同步辐射的尾部及逆康普顿辐射的前部分,因此其辐射起源较为复杂,耀变体从射电到X射线波段辐射的谱能分布(SED)可用抛物线函数近似拟合.若将该拟合所得拟合曲线近似视为耀变体的物理谱,分析费米(Fermi)耀变体的X射线辐射,则结果表明:耀变体的X射线辐射包含同步辐射和逆康普顿辐射2个成份,并可用该拟合线将X射线的同步辐射和逆康普顿辐射成份进行简单分离;源的同步峰频越高,其同步辐射成份越多,而其逆康普顿辐射成份越少;在X射线1 keV处,对于平谱射电类星体(FSRQ)、低同步峰BL Lac天体(LBL)和高同步峰BL Lac天体(HBL),其同步辐射成份占总辐射的比例分别为17％、27％和73％;同步峰频与X射线1 keY处同步辐射流量密度有强正相关,而与逆康普顿辐射流量密度无相关;在X射线波段,LBL的辐射机制与FSRQ的类似.【总页数】9页(P75-83)【作者】杨江河;樊军辉;张月莲;杨如曙;庹满先;聂建军【作者单位】湖南文理学院物理与电子科学学院常德415000;广州大学天体物理中心广州510006;广州大学天体物理中心广州510006;广东省教育厅天文观测与技术重点实验室广州510006;湖南文理学院数学与计算科学学院常德415000;湖南文理学院物理与电子科学学院常德415000;湖南文理学院物理与电子科学学院常德415000;湖南文理学院物理与电子科学学院常德415000【正文语种】中文【中图分类】P157【相关文献】1.费米耀变体光学波段色指数变化的研究 [J], 李富婷;张雄;熊定荣;徐小林;任国伟;晏培琳2.费米甚高能γ射线耀变体谱指数、能谱峰值频率和能谱曲率相关性研究 [J], 周瑞鑫;朱柯睿;马力;康世举;郑永刚3.费米耀变体喷流功率与多波段光度的相关性研究 [J], 马凯旋;张皓晶;晏培琳;陆林;张欢4.费米耀变体喷流功率与黑洞质量的相关性研究 [J], 山玉莲;龚小龙5.PL和LP谱型费米耀变体的伽马射线辐射参量统计研究 [J], 李婷;李仁康;康世举因版权原因，仅展示原文概要，查看原文内容请购买。

用随机过程方法研究耀变体4C 01.02的射电和γ射线光变特征时标

用随机过程方法研究耀变体4C 01.02的射电和γ射线光变特
征时标
张偲恒;闫大海;曾雨航;王建成
【期刊名称】《天文学进展》
【年(卷),期】2022(40)4
【摘要】使用不同于传统的类傅里叶方法的celerite方法分析耀变体4C 01.02的γ射线和射电波段的长期光变特征。

结果表明celerite中最简单的阻尼随机游走模型(damped random walk,DRW)可以成功地拟合射电和γ射线的长期光变曲线,而较为复杂的二阶随机过程(stochastically-driven,damped harmonic oscillator,SHO)并没有显著提升拟合优度。

得到的内禀的γ射线光变特征时标约为3 a,如此长的时标不能在轻子辐射模型中产生,但是在强子模型中是可能存在的,由此推测4C 01.02长期的γ射线辐射可能起源于强子过程。

射电光变的内禀特征时标约为10 a,它可能对应于射电辐射区的逃逸时标,这表明射电辐射产生于大尺度喷流。

【总页数】8页(P590-597)
【作者】张偲恒;闫大海;曾雨航;王建成
【作者单位】中国科学院云南天文台天体结构与演化重点实验室;中国科学院大学【正文语种】中文
【中图分类】P157.7
【相关文献】
1.利用最小光变时标与中心黑洞质量估算耀变体的多普勒因子
2.4C 21.35的γ射线光变特征及其与射电光变的相关性
3.Fermi耀变体的γ射线多波段辐射与射电辐射的关系
4.高红移耀变体4C 38.41光学多波段光变性质
5.Lomb-Scargle Periodogram方法研究耀变体3C 454.3长周期光变特性
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费米选耀变体序列研究

费米选耀变体序列研究王雪品;王兴华;丁楠;李丙郎;李斯;伍林【摘要】收集了129个费米选耀变体的多波段准同时性观测数据,利用对数抛物线拟合其能谱分布(SED),获得同步辐射峰值频率(vs)、同步辐射峰值光度(Ls)及其他相关参数.分析结果表明:Ls与vs之间有明显的负相关性,支持了耀变体演化遵循从FSRQs到LBLs到HBLs的顺序;星系中心存在小质量黑洞导致Ls-vs图中呈现低vs且低Ls的耀变体.【期刊名称】《云南师范大学学报（自然科学版）》【年(卷),期】2016(036)001【总页数】6页(P1-6)【关键词】同步辐射;中心黑洞质量;耀变体序列;相关分析【作者】王雪品;王兴华;丁楠;李丙郎;李斯;伍林【作者单位】云南师范大学物理与电子信息学院,云南昆明650500;云南师范大学物理与电子信息学院,云南昆明650500;云南师范大学物理与电子信息学院,云南昆明650500;云南师范大学物理与电子信息学院,云南昆明650500;云南师范大学物理与电子信息学院,云南昆明650500;云南师范大学物理与电子信息学院,云南昆明650500【正文语种】中文【中图分类】P14耀变体是一类具有高光度、快速光变、高偏振、非热连续辐射、视超速运动等特征的射电噪活动星系核(AGNs).耀变体的辐射光子能量范围从射电到伽马射线，其多波段能谱分布(SED)呈现双峰结构[1-2].低能峰位于从近红外到X射线能段，一般认为其产生于喷流内极端相对论性电子的同步辐射[3-4]；高能峰位于从MeV到GeV γ射线能段，产生的原因目前还存在很大争议.轻子起源模型认为：高能峰产生于极端相对论电子逆康普顿散射自身发射的同步辐射光子(SSC)，或产生于极端相对论电子逆康普顿散射喷流外部的低能光子(EC)[5-6].耀变体分为平谱射电类星体(FSRQs)和蝎虎天体(BL Lacs)，FSRQs有强的发射线，而BL Lacs只有很弱或没有发射线(等值宽度<5 Å)[7].Fossati等人提出一个FSRQs和BL Lacs统一的耀变体能谱演化序列[8]，该演化序列表明：辐射功率越大的源，其SED中同步辐射的峰值频率和逆康普顿散射的峰值频率就越低，而康普顿主导度(CD≡LC/Ls)随着源的功率的增大而增加，同步辐射峰值光度)随着同步辐射峰值频率的增大而减少.Ghisellini等人拟合了51个耀变体的SED，其结果表明高功率耀变体辐射的能量密度较大[9]，且同步峰值频率辐射的电子能量γp和在Thomson散射截面下磁场和辐射场的能量密度存在负相关性[9-13].导致上述结论的原因是：有效的逆康普顿散射导致较低的电子能量和较大的CD，而低能电子发出较低频率的同步辐射光子.通常把vs-Ls和之间的关系叫做耀变体序列.Abdo等人发现伽马射线光度(Lγ)与伽马射线光子谱指数(Γγ)之间具有相关性[14-15].由于光子谱指数与峰值频率之间有相关性,而伽马射线光度可以表示峰值频率大小[15]，因此，Lγ-Γγ关系可用于耀变体演化序列研究.近几年，关于耀变体序列有不同的观点[16-20]，研究者发现了一些射电光度低且同步辐射峰值频率也低的耀变体[21].同时，高同步辐射峰值频率的FSRQs也被找到[18].还有一些研究者认为，耀变体能谱系列可能是多普勒效应造成的，即认为低同步辐射峰频、高同步辐射光度耀变体的多普勒增亮效应更显著.而Ghisellini等的研究认为：(1)低vs、低Ls的耀变体可能偏离观测者视线方向，弱的聚束效应导致了耀变体的频率和光度都较低；(2)低vs、低Ls的耀变体可能对应质量较小的黑洞，因此喷流将在宽线区内耗散能量，电子在低频率部分辐射且冷却效率高[22]. 本文收集了费米选耀变体的中心黑洞质量和准同时性多波段数据，用对数抛物线拟合其SED并研究耀变体序列.文中取哈勃常数H0=70 km·s-1·Mpc-1，物质能量密度ΩM=0.3，无量纲宇宙学常数ΩΛ=0.7.耀变体是一类快速光变的源，因此，使用同时性多波段数据来拟合SED并与理论模型作比对非常重要.由于观测条件限制，只能选择最大样本费米选耀变体准同时性多波段数据.利用ASDC SED Builder*一种基于线上服务的ASI Science Data Center(ASDC)[21]，http://tools.asdc.asi.it/SED/，收集了129个费米耀变体(其中74个FSRQ，55个BL Lacs)在Planck、WISE、Swift和Fermi(2009年8月-2010年6月)等波段的多波段准同时性观测数据.样本不包括Chen的样本[24]中48个费米LAT亮源AGN(LBAS)和4个费米选窄线Seyfert 1(NLS1)源.逆康普顿散射与同步辐射峰值频率由二次多项式y=ax2+bx+c拟合得到，其中y=logvFv，x=logv.在源坐标系下，其峰值光度和频率由以下两个公式计算得到，和vs,C=(1+z)vp_obss,C，dL是光度距离，z是红移.从文献[25-33]中收集了样本源的黑洞质量，如果一个样本源有多个不同的黑洞质量，则对其取平均值.伽马射线光度和伽马射线光子谱指数来源于文献[34].相应的数据详见文献列表*由于样本比较大所以样本数据和SED图在文中没有给出，如有需要请与作者联系.，其中各栏信息如下：(1)名称；(2)和(3)为同步辐射峰值频率和光度；(4)和(5)为逆康普顿散射峰值频率和光度；(6)红移；(7)伽马射线光子谱指数；(8)伽马射线光度；(9)光学类型；(10)和(11)为黑洞质量及参考文献.3.1 拟合结果有效性测试Ackermann等人最近发布了AGN的费米三期数据(3LAC)，采用了一种基于三次多项式拟合非同时性SED来估算同步辐射峰值频率的方法[35].为了测试所拟合的峰频的有效性，从文献[35]中得到92个blazars(40个FSRQs和52 BL Lacs)的同步辐射峰值频率，并把我们的拟合结果与文献[35]中的同步辐射峰值频率作相关分析，结果在图1中给出.左图为FSRQs，右图为BL Lacs，横坐标为文献[35]中同步辐射峰值频率，纵坐标为我们拟合得到的同步辐射峰值频率，图中黑色虚线为y=x，黑色实线为数据最佳拟合结果，斜率分别为0.874和1.03，皮尔逊概率分别为p=4.91×10-9和p<10-20.从图中可以看到，估算得到的FSRQs的峰值频率多数小于文献[35]中的峰值频率，而BL Lacs的峰值频率多数大于文献[35]中的峰值频率.Ackermann等人认为，使用非同时性多波段数据可能由热辐射/吸积盘辐射导致高估FSRQs的同步辐射峰值频率，而寄主星系的贡献可能低估了对BL Lacs的同步辐射峰值频率.因此，我们用准同时性多波段观测数据拟合得到的vpeak是可靠的.3.2 耀变体序列同步峰值频率vs和同步峰值光度Ls间的相关性如图2所示，图中横坐标为logvs，纵坐标logLs.从图中可以看出随着vs的增大Ls减小，blazar演化遵循从FSRQs到LBLs到HBLs的顺序，沿着这个序列，耀变体的峰值光度在减小，峰值频率在增大.上述结论和利用伽马光子谱指数与伽马射线光度得到的演化序列一致[14-15，38].另外，图2中还呈现出一些低vs、低Ls的耀变体.Ghisellini等人认为，视向偏离或中心有小质量黑洞可能导致低vs低Ls耀变体[22].由于康普顿成分主导度CD是一个和红移无关的量，因此其在演化序列研究中是一个重要的参数.Finke等研究了CD与同步辐射峰值频率间的关系，得出康普顿主导度CD随着同步辐射峰值频率的增加而减少[36].我们研究了CD与同步峰值光度Ls间的关系，结果如图3所示.从图3中可以看出CD随着Ls的增大而增大，这与Fossati等人得到的逆康普顿成分的主导度CD随着源功率的增加而增加[8]的结论一致.如果这些耀变体有相对论性大视角，则会偏向较低频率和较低光度.逆康普顿散射峰值频率和同步辐射峰值频率都依赖聚束效应，因此，rCs=vC/vs和CD与视角无关.由于L∝δ4,因此预料rCs和CD将不依赖.将rCs和CD与的相关性分别呈现在图4、图5中.从图中可以看到大的离散，这个结果不支持低vs、低Ls的耀变体是视向偏离.Ghisellini等人认为低vs低Ls耀变体可能是有小质量黑洞，喷流将在宽线区内耗散能量造成电子的有效冷却和引起低频率和低光度.小质量黑洞也引起康普顿主导度偏低[22].为了调查是否是黑洞造成这些低vs低Ls耀变体，我们从样本中找出黑洞质量.图2中给出的最佳拟合是Ls∝vs-0.39±0.046，因此，参数Lsvs0.39和黑洞质量的相关性可以被用来检测低vs、低Ls的耀变体是否有小质量黑洞，相关结果可以从图6中看到，有明显的正相关，尽管有小的离散，但我们的结果支持低vs、低Ls的耀变体有小质量黑洞.因此，证实了Ghisellini等人认为中心有小质量黑洞可能导致低vs低Ls耀变体[20]的观点.在本文中，把BL Lacs天体分为HBLs和LBLs,从图2耀变体的分布中可以看到大部分LBLs落在FSRQs中，除了LBLs没有或只有弱的发射线这一点外，LBLs和FSRQs具有共同特性，Blazar三个子类在它们的谱特性上显示了一致的连续性，形成了一个序列.在讨论费米选耀变体时，人们有时会使用低同步峰值频率耀变体(LSP)、中同步峰值频率耀变体(ISP)和高同步峰值频率耀变体(HSP)代替FSRQs和BL Lacs[13].研究结果与Padoani等人和Chen的结果一致，尽管Padoani等人的研究基于射电波段到X射线波段，而我们样本数据基于射电到γ射线波段，两个结果都呈现出低vs、低Ls的耀变体.由于缺乏γ射线波段数据所以Padoani等人并没有研究康普顿主导度(CD).Ghisellini等人研究了费米选耀变体并且给出了Lγ和Γγ之间的相关性，认为降低γ射线流量阈值将发现陡谱指数耀变体和低同步辐射光度耀变体[38]，Lγ和Γγ之间有明显的正相关[14].图2中看到logv-log(vLs)之间存在负相关之外还呈现一些低vs、低Ls的耀变体，因此当讨论光子谱指数与峰值频率相关性、伽马射线光度与峰值光度之间的相关性时需要多注意.本文收集了56个耀变体的伽马射线光度和伽马射线光子谱指数，Lγ和Γγ的相关性在图7中给出，从图中可以清晰地看到两者明显的正相关，与Ghisellini等人的结果一致.结果表明是由黑洞质量导致低vs和低Ls而不是聚束效应.需要说明的是，图4、图5中可以看到数据点比较分散，这意味着聚束效应也有一定的作用.很多射电星系已被费米认证，在射电噪类星体统一模型下，blazars天体属于射电星系，但射电星系视角大.Abdo等人在研究中给出了伽马射线光子谱指数与伽马射线光度间的相关(包括射电星系)，可以看出射电星系有较低的光度和光谱较平滑，这与视向偏离的耀变体有低vs和低Ls的假设是一致的[15].同步辐射峰值光度Ls和黑洞质量的相关性在图8中给出，从图中可以看到存在正相关，说明同步辐射峰值光度低的耀变体确实有小质量黑洞.总之，费米选耀变体的logv-log(vLs)之间存在负相关性，Ls随着vs的增大而减小，blazar演化遵循从FSRQs到LBLs到HBLs的顺序.呈现出低vs、低Ls的耀变体的原因可能和小质量黑洞有关而不是弱的聚束效应.【相关文献】[1] 徐云冰，刘文广，易庭丰.Fermi耀变体红移和gamma射线谱指数特性研究[J].云南师范大学学报：自然科学版，2015，35(4)：1-4.[2] 李斯，王艳芳，龙光波，等.费米耀变体多波段辐射流量相关性研究[J].云南师范大学学报：自然科学版，2015，35(6)：1-7.[3] 康世举,黄邦蓉,康婷,等.Mark 421天体多波段辐射机制研究[J].天文学报,2011,52(5):357-364.[4] 康婷,康世举,郑永刚.Blazars 多波段辐射机制研究[J].云南师范大学学报:自然科学版,2011,31(1):23-28.[5] GHISELLINI G,MARASCHI L.Bulk acceleration in relativistic jets and the spectral properties of blazars[J].The Astrophysical Journal,1989,340:181-189.[6] BLANDFORD R D,LEVINSON A.Pair cascades in extragalactic jets.1:Gamma rays[J].The Astrophysical Journal,1995,441:79-95.[7] SCARPA R,FALOMO R.Are high polarization quasars and BL Lacertae objects really different? A study of the optical spectral properties[J].Astronomy andAstrophysics,1997,325:109-123.[8] FOSSATI G,MARASCHI L,CELOTTI A,et al.A unifying view of the spectral energy distributi-ons of blazars[J].Monthly Notices of the Royal AstronomicalSociety,1998,299(2):433-448.[9] GHISELLINI G,CELOTTI A,FOSSATI G,et al.A theoretical unifying scheme for gamma-ray bright blazars[J].Monthly Notices of the Royal Astronomical Society,1998,301(2):451-468.[10]GHISELLINI G,CELOTTI A,COSTAMANTE L.Low power BL Lacertae objects and the blazar sequence-Clues on the particle acceleration process[J].Astronomy & Astrophysics,2002,386(3):833-842.[11]GHISELLINI G,TAVECCHIO F,GHIRLANDA G. 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伽玛射线暴的能谱性质的开题报告

伽玛射线暴的能谱性质的开题报告题目：伽玛射线暴的能谱性质研究摘要：伽玛射线暴是宇宙中能量最高的天体现象，其能谱研究对于理解宇宙高能物理过程具有重要意义。

本文将介绍伽玛射线暴的基本概念、形成机制及其影响因素，重点探讨伽玛射线暴的能谱特征。

通过分析现有观测数据，本文将比较不同能谱形态的伽玛射线暴，并探讨其可能的物理解释。

最后，本文将讨论未来伽玛射线暴能谱研究的发展方向和前景。

关键词：伽玛射线暴，能谱，高能物理一、研究背景伽玛射线暴是宇宙中最强烈、最复杂的天体现象之一。

它们是在宇宙中发生的极端条件下产生的高能粒子在高速旋转的天体中相互作用，从而释放出极强的辐射。

伽玛射线暴的光度和持续时间都非常大，可以持续几秒钟到几个小时不等。

目前对于伽玛射线暴的研究主要基于其射线能谱特征。

二、研究内容（一）伽玛射线暴的基本概念和形成机制伽玛射线暴是宇宙中最高能量的天体现象之一，其能量密度可以达到整个宇宙的总能量密度的几倍。

伽玛射线暴是一种极端条件下产生的现象，需要产生高能粒子的天体、大气压强及磁场等多种因素共同作用。

其形成机制主要有内部冲击源和外部冲击源两种。

（二）伽玛射线暴的能谱特征及其影响因素伽玛射线暴的能谱特征包括谱形、谱指数、峰值、截止能量等，对于理解宇宙高能物理过程具有重要意义。

其能谱特征与伽玛射线暴产生的物理机制、发射位置、介质等因素有关。

（三）伽玛射线暴能谱分析和比较通过分析现有的伽玛射线暴观测数据，本文将比较不同能谱形态的伽玛射线暴，并探讨其可能的物理解释。

同时，本文还将介绍研究人员如何通过伽玛射线暴能谱的分析推导出物理参数。

（四）未来伽玛射线暴能谱研究的方向和前景未来伽玛射线暴的能谱研究将围绕高能物理和基础物理学方向展开，包括更精确的伽玛射线暴能谱测量、对其能谱特征进行全面研究和比较、了解能量释放机制及寻找新的物理规律等。

三、研究意义本文从伽玛射线暴的基本概念、形成机制和能谱特征出发，概括性地介绍了伽玛射线暴能谱研究的现状和发展。

费米耀变体伽马射线光度和中心黑洞质量的研究

费米耀变体伽马射线光度和中心黑洞质量的研究黄霞;马力;王保珩;蔡金明;熊菲【摘要】通过分析所收集耀变体样本的红移、多普勒因子、内秉伽马光度、黑洞质量、内秉吸积率的分布得到:与蝎虎天体相比,平谱射电类星体有更大的平均红移、多普勒因子、内秉伽马射线光度、黑洞质量、内秉吸积率.利用线性回归和Pearson偏相关分析的方法,得到内秉伽马射线光度和黑洞质量以及内秉吸积率之间都有很好的相关性,这表明伽马射线的产生和黑洞质量及吸积都有关系,同时也表明喷流的产生和黑洞自旋及吸积有关系.【期刊名称】《云南师范大学学报（自然科学版）》【年(卷),期】2019(039)002【总页数】5页(P1-5)【关键词】耀变体;伽马射线;光度;黑洞质量;吸积率【作者】黄霞;马力;王保珩;蔡金明;熊菲【作者单位】昆明医科大学海源学院,云南昆明651701;玉溪师范学院,云南玉溪653100;昆明医科大学海源学院,云南昆明651701;昆明医科大学海源学院,云南昆明651701;昆明医科大学海源学院,云南昆明651701【正文语种】中文【中图分类】P157.7由于Fermi LAT的高灵敏度、宽能段、大视场，到现在为止，数百颗Blazar已被其观测到，使得对Blazar的研究进入了一个新时期[1-2].Blazar高能伽马射线的产生一直是高能天体研究的热点问题，研究者已经提出了许多模型来解释，主要包括轻子和强子模型[3].伽马射线的光度和黑洞质量之间是否存在相关性对高能伽马射线的产生具有重要意义[4]；此外，伽马射线光度可以作为喷流功率的探针，所以伽马射线的光度和黑洞质量之间相关性的研究对喷流的产生也有重要意义[5].短时标光变是指天体的辐射流量在较短时间内的变化，Blazar的显著特征之一即是短时标光变.本文利用短时标光变得到Blazar的中心黑洞质量和多普勒因子，分析了Blazar伽马射线的光度和黑洞质量之间相关性.1 样本选取和数据处理从文献[6-7]得到了短时标光变的样本，然后将这些样本和Fermi第二期探测到“干净”的Blazar[8]进行交叉认证，最终得到由29个Fermi LAT探测到的Blazar组成的样本.相关的数据列在表1:(1)Fermi名称；(2)其他名称；(3)类型(BZB是BL Lac，BZQ是FSRQs)；(4)红移；(5)计算的多普勒因子；(6)对数的短时标以秒为单位[6-7]；(7)伽马射线光子普指数；(8)对数内秉的伽马射线光度；(9)计算的对数黑洞质量以M⊙为单位；(10)计算的对数内秉吸积率假设Blazar中心是Kerr黑洞，并且具有最大可能的旋转速度，则中心黑洞质量为[9]：(1)其中δ为多普勒因子，z为红移值，为观测的短时标；多普勒因子δ为[10]：(2)其中α为谱指数，ΔLob为观测的热光度.观测的热光度和伽马射线光度之间的关系为[11]：Lbol≈2Lγ.利用K修正，Ackermann等[12]将伽马射线流量和光子谱指数关系修正为并且α=αPh-1.伽马射线光度和伽马射线流量的关系为其中dL是光度距离，根据公式(1)和(2)与以上的关系可以得到观测的伽马射线光度、多普勒因子、中心黑洞质量；由于观测的伽马射线光度受聚束效应的影响，必须进行如下改正[6]以得到内秉的光度：表1 Blazar样本Table 1 The samples of Blazar(1)Fermi name(2)Other name(3)Type(4)z(5)δ(6)t(7)aph(8)Lin(9)M(10)RateJ0222.6+43020219+428B ZB0.4444.473.41.8544.818.10-1.11J0238.7+16370235+164BZB0.944.383.42.0244.807.96-0.98J0319.6+18490317+185BZB0.191.174.131.5544.958.33-1.19J0721.9+71200716+714BZB0.33.373.382.0144.668.00-1.15J0738.0+17420735+178BZB0.4242.713.632.0544.828.12-1.11J0757.1+09570754+100BZB0.2661.773.682.1944.688.03-1.16J0854.8+20050851+202BZB0.3062.083.72.2344.778.11-1.15J1104.4+38121101+384BZB0.031.523.261.7744.207.64-1.25J1221.4+28141219+285BZB0.1020.563.792.0244.297.71-1.22J1517.7-24211514-241BZB0.0491.442.952.0543.867.30-1.25J1540.4+14381538+149BZB0.6051.843.862.2844.888.13-1.06J1653.9+39451652+398BZB0.0340.824.11.7444.778.21-1.25J1751.5+09381749+096BZB0.3222.273.692.1044.808.13-1.15J2158.8-30132155-304BZB0.1162.952.951.8444.187.58-1.22J2202.8+42162200+420BZB0.0691.543.442.1144.387.81-1.24J0423.2-01200420-014BZQ0.9163.354.082.3045.368.53-0.98J0530.8+13330528+134BZQ2.063.184.942.2246.209.17-0.78J0830.5+24070827+243BZQ0.9413.033.682.6744.928.08-0.98J1159.5+29141156+295BZQ0.7244.013.362.2944.727.94-1.03J1229.1+02021226+023BZQ0.1581.534.572.4545.518.90-1.20J1256.1-05471253-055BZQ0.5364.093.692.2245.068.32-1.08J1408.8-07511406-076BZQ1.4942.494.762.4345.918.97-0.87J1512.8-09061510-089BZQ0.3614.183.42.2944.788.10-1.13J1635.2+38101633+382BZQ1.8144.084.762.2546.139.13-0.82J2225.6-04542223-052BZQ1.4044.413.482.4444.887.95-0.89J2232.4+11432230+114BZQ1.0372.604.592.3345.768.91-0.96J2253.9+16092251+158BZQ0.8596.353.842.2345.408.58-1.00J1310.6+32221308+326BZQ0.9966.512.652.1044.227.37-0.97J1626.1-29481622-297BZQ0.8152.414.242.3445.388.57-1.012 结果2.1 分布图图1为Blazar的红移分布图，从图1可以得到：BL Lac的红移分布范围为0～1，平均值为0.28；FSRQ的红移分布范围为0～2.2，平均值为1.01.图2为多普勒因子的分布，从图2可以得到：BL Lac的多普勒因子分布范围为0～4.5，平均值为2.2；FSRQ的多普勒因子分布范围为0～6.5，平均值为3.7.图3为内秉伽马射线光度的分布，从图3可得到：BL Lac的内秉伽马射线光度分布范围为44.18～44.95，平均值为44.59；FSRQ的内秉伽马射线光度分布范围为44.22～46.19，平均值为45.3.图4为黑洞质量的分布，从图4可以得到：BL Lac的黑洞质量分布范围为7.3～8.3，平均值为7.94；FSRQ的黑洞质量分布范围为7.4～9.17，平均值为8.47.图5为内秉吸积率的分布，从图5可以得到：BL Lac的内秉吸积率分布范围为-1.25～-0.98，平均值为-1.17；FSRQ的内秉吸积率分布范围为-1.2～-0.78，平均值为-0.98.图1 红移分布图图2 多普勒因子分布图Fig.1 The distribution of redshift Fig.2 The distribution of Doppler factors图3 内秉伽马射线光度分布图图4 黑洞质量分布图Fig.3 The distribution of intrinsic gamma-ray luminosity Fig.4 The distribution of black hole mass图5 内秉吸积率分布图Fig.5 The distribution of intrinsic accretion rate2.2 内秉伽马射线光度和中心黑洞质量的关系图6是内秉伽马射线光度对黑洞质量的关系图，利用线性回归的分析方法，可以得到内秉伽马射线光度和黑洞质量之间具有很强的相关性(相关系数r=0.98，偶然概率P<0.000 1)，伽马射线光度与中心黑洞质量的关系式为：此外，黑洞质量、伽马射线光度与红移可能存在相关性[13]，利用Pearson偏相关分析[14]排除红移影响之后发现，伽马射线光度和黑洞质量之间仍然有非常显著的相关性(显著性水平P<0.000 1，对于Pearson偏相关分析，当P<0.05时，两个变量之间就显著相关).从图6中可以得到：FSRQ具有大的黑洞质量和伽马射线光度，而BL Lac 具有小的黑洞质量和伽马射线光度.2.3 内秉的伽马射线光度和内秉的吸积率图7是内秉的伽马射线光度对吸积率的关系图，利用线性回归的分析方法，可以得到内秉的伽马射线光度和吸积率之间具有强的相关性(相关系数r=0.73，偶然概率P<0.000 1).从图7中也可以得到：FSRQ具有大的吸积率和伽马射线光度，而BL Lac具有小的吸积率和伽马射线光度.图6 内秉伽马射线光度对黑洞质量图7 内秉伽马射线光度对吸积率Fig.6 The intrinsic gamma-ray luminosity versus Fig.7 The intrinsic gamma-ray luminosity black hole mass versus intrinsic accretion rate3 结论通过对费米Blazar红移、多普勒因子、内秉伽马射线光度、黑洞质量和内秉吸积率的分布研究，得到：与BL Lac相比，FSRQs有更大的平均红移、多普勒因子、内秉伽马射线光度、黑洞质量和内秉吸积率.这些结果说明和BL Lac相比，FSRQ具有一些不同的物理性质，也支持Fan等[15]用谱指数得到的结果.可能的解释为[5]：FSRQ产生在宇宙的早期，具有强大的吸积盘、喷流、吸积率.随着时间的推移，FSRQ的吸积率减小，并且吸积盘也变小.当吸积率低于某个标准值是，吸积改变模式，变得吸积无效，此时FSRQ也演变为BL Lac.在消除聚束效应对光度的影响后，得到了内秉伽马射线光度和吸积率.利用线性回归和Pearson偏相关分析得到：内秉伽马射线光度与中心黑洞质量、吸积率都有很好的相关性，这个结果说明喷流的产生与中心黑洞质量和吸积都有关系[5]；而更大的黑洞质量具有更大的黑洞自旋值[17]，这表明喷流的产生和黑洞自旋有关联，即喷流提取黑洞自旋的旋转能.参考文献:【相关文献】[1] 刘文广,李冬冬,熊定荣,等.费米耀变体源多波段辐射流量的相关性分析[J].云南师范大学学报:自然科学版,2012,32(5):1-6.[2] ABDO A A，ACKERMANN M，AJELLO M，et al.Fermi large area telescope first source catalog[J].ApJS,2010,188(2):405-436.[3] CHENG K S,ZHANG X,ZHANG L.Gamma-ray and multi-wave band emission fromgamma-ray-loud Blazars[J].ApJ,2000,537(1):80-89.[4] FAN Z H,CAO X W,GU M F.A test of external compton models for gamma-ray active galactic nuclei[J].ApJ,2006,646(1):8-27.[5] GHISELLINI G,TAVECCHIO F,FOSCHANI L,et al.The transition between BL Lac objects and flat spectrum radio quasars[J].MNRAS,2011,414(3):2 674-2 689.[6] XIE G Z,ZHOU S B,LIANG E W.The mass-luminosity relation,accretion rate-luminosity relation and evolutionary sequence of blazars[J].AJ,2004,127(1):53-57.[7] LIANG E W,LIU H T.The masses of central supermassive black holes and the variability time-scales in gamma-ray loudblazars[J].MNRAS,2003,340(2):632-638.[8] ACKERMANN M,AJELLO M,ALLAFORT A,et al.The second catalog of active galactic nuclei detected by the Fermi large area telescope[J].ApJ,2011,743(2)：217-234.[9] XIE G Z,LIANG E W,XIE Z H,et al.Supermassive black holes in BL Lacertaeobjects:estimated masses and their relation to nuclear luminosity[J].AJ,2002,123(5):2 352-2 357.[10]XIE G Z,LIU F K,LIU B F,et al.Observational distinction between two types of active galactic nuclei[J].AJ,1991,101:71-77.[11]FAN J H,XIE G Z,BACON R.The central black hole masses and Doppler factors of the gamma-ray loud Blazars[J].A&AS,1999,136(1):13-18.[12]ACKERMANN M,AJELLO M,ALLAFORT A,et al.GeV observations of star-forming galaxies with Fermi LAT[J].ApJ,2012,755(2):164-180.[13]VENTERS T M,PAVLIDOU V,REYES L C.The extragalactic background light absorption feature in the Blazar component of the extragalactic gamma-raybackground[J].ApJ,2009,703(2):1 939-1 946.[14]SBARRATO T,GHISELLINI G,MARASCHI L,et al.The relation between broad lines and γ-ray luminosities in Fermi blazars[J].MNRAS,2012,421(2):1 764-1 778.[15]ACKERMANN M,AJELLO M,ALLAFORT A,et al.The radio/gamma-ray connection in active galactic nuclei in the era of the Fermi large area telescope[J].ApJ,2011,41(1):30. [16]FAN J H,YANG J H,YUAN Y H,et al.The spectral index properties of FermiBlazars[J].ApJ,2012,761(2):125.[17]CHAI B,CAO X,GU M.What governs the bulk velocity of the jet components in active galactic nuclei?[J].ApJ,2012,759(2):114.。

FermI-LAT选耀变体的伽玛射线光度函数及其对河外伽玛背景的贡献的开题报告

FermI-LAT选耀变体的伽玛射线光度函数及其对河
外伽玛背景的贡献的开题报告
研究目的与意义：
伽玛射线是一种高能粒子，在宇宙中广泛存在，具有高能量、强烈
的能量波动和极短的持续时间等特性。

伽玛射线已成为天文学研究中不
可或缺的一个领域，其研究意义重大。

Fermi-LAT是一个重要的伽玛射线天文卫星，对宇宙中的伽玛射线进行了大量观测。

通过对Fermi-LAT观测数据进行分析，可以获得伽玛射
线的光度函数，进一步研究伽玛射线在宇宙中的分布和形成机制。

本研究旨在利用Fermi-LAT观测数据，研究选耀变体的伽玛射线光
度函数，并探究其对河外伽玛背景的贡献，深入理解伽玛射线在宇宙中
的分布和演化规律。

研究内容：
1. 收集Fermi-LAT观测数据，确定选耀变体样本。

2. 利用选耀变体样本数据，建立选耀变体的伽玛射线光度函数模型。

3. 探究选耀变体的伽玛射线光度函数对河外伽玛背景的贡献。

4. 分析伽玛射线在宇宙中的分布和演化规律，并讨论选耀变体的伽
玛射线光度函数与其他天体的差异和联系。

预期成果：
1. 研究选耀变体的伽玛射线光度函数模型，探究伽玛射线在宇宙中
的分布和形成机制。

2. 分析选耀变体的伽玛射线光度函数对河外伽玛背景的贡献，对宇
宙伽玛射线背景的研究提供一定的参考。

3. 发现伽玛射线在宇宙中的演化规律，为研究宇宙学和射电天文学等领域提供科学依据。

4. 为深入了解伽玛射线在宇宙中的分布和演化规律提供新的研究思路和方法。

gamma射线能量和转化因子

Gamma射线能量和转化因子1. 引言Gamma射线是一种电磁辐射，具有很高的能量和穿透力。

它们在核物理、医学、工业等领域中起着重要的作用。

本文将介绍关于gamma射线能量和转化因子的相关知识。

2. Gamma射线能量Gamma射线的能量取决于其频率或波长。

根据爱因斯坦的光量子假设，光波可以看作是由一系列能量粒子组成的，这些粒子称为光子。

Gamma射线对应着高能光子。

Gamma射线的能量通常以电子伏特（eV）或千电子伏特（keV）表示。

1 eV等于电子经过1伏特电势差加速获得的动能。

通常情况下，gamma射线的能量范围从几百keV到几百MeV不等。

3. Gamma射线转化因子Gamma射线在物质中传播时会与物质相互作用，可能发生吸收、散射等过程。

转化因子是描述gamma射线传输过程中吸收和散射效应的参数。

3.1 吸收系数吸收系数描述了物质对gamma射线的吸收能力。

它与物质的密度、原子序数等因素有关。

吸收系数通常用线性衰减系数μ表示，单位为cm^-1。

吸收系数与gamma射线能量呈指数相关。

当gamma射线能量较低时，吸收系数较高，大部分射线被物质吸收；当gamma射线能量较高时，吸收系数较低，射线穿透物质的能力增强。

3.2 散射因子散射因子描述了gamma射线在物质中发生散射的概率。

散射过程会改变gamma射线的方向和能量。

散射因子与物质的成分、密度以及gamma射线能量有关。

不同元素对不同能量的gamma射线具有不同的散射截面。

3.3 透过率透过率是描述gamma射线穿透物质的程度。

它可以通过测量入射和出射gamma射线强度之比来计算。

透过率与吸收系数和散射因子相关。

当物质的吸收系数较小且散射因子也较小时，透过率较高。

4. Gamma射线应用Gamma射线在各个领域中有广泛的应用。

4.1 核物理Gamma射线在核物理研究中起着重要的作用。

它可以被用来研究原子核的结构、衰变过程等。

通过测量gamma射线的能谱，可以获得有关原子核性质的重要信息。

γ射线能谱的测量及γ射线的吸收

γ射线能谱的测量及γ射线的吸收与物质吸收系数μ的测定【摘要】原子核从激发态跃迁到较低能级或基态跃迁能产生γ射线，实验，将γ射线的次级电子按不同能量分别进行强度测量，从而得到γ辐射强度按能量的分布。

并通过测量γ射线在不同物质中的吸收系数，了解γ射线在不同物质中的吸收规律。

【关键字】γ闪烁谱仪γ射线能谱物质吸收系数当今的世界，以对核技术进行了相当广泛的运用。

从1896年法国科学家A.H.Becquerel发现放射性现象开始，经过M.Curie一些新放射性元素的发现及其性质进行研究后，人类便进入了原子核科学时代。

在原子核发生衰变时，会发出α、β、γ射线，核反应时会产生各种粒子。

人们根据射线粒子与物质相互作用的规律，研制了各种各样的探测器。

这些探测器大致可以分为“信号型”和“径迹型”两大类。

径迹型探测器能给出粒子运动的径迹，有的还能测出粒子的速度、性质等，如核乳胶、固体径迹探测器、威尔逊云室、气泡室、多丝正比室等。

而信号型探测器根据工作物质和原理的不同，又可分为气体探测器、半导体探测器、闪烁探测器。

其中闪烁探测器的工作物质是有机或无机的晶体闪烁体，射线与闪烁体相互作用，会使其电离激发而发射荧光。

从闪烁体出来的光子与光电倍增管的光阴极发生光电效应而击出光电子，光电子在管中倍增，形成电子流，并在阳极负载上产生电信号。

如NaI(TI)单晶γ探测器。

γ射线是由原子核的衰变产生的，当原子核从激发态跃迁到较低能态或基态时，就有可能辐射出不同能量的γ射线。

人们已经对γ射线进行了很多研究，并在很多方面加以运用。

像利用γ射线杀菌，γ探伤仪等。

然而不恰当的使用γ射线也会对人类产生一定的危害。

γ射线的穿透力非常强，如果在使用过程中没有有效的防护，长时间被放射性元素照射的话可能发生细胞癌变。

在对γ射线进行了大量的研究后发现，按能量的不同，可以对其进行强度测量，从而得到γ辐射强度按能量的分布（能谱）。

测量γ射线能谱的装置就是上面所提到的NaI(TI)单晶γ闪烁探测器。

关于伽玛能谱数据特征参数的讨论

维普资讯
第１８卷第ｌ期
２００２丘
铀
矿
地
质
．
１Ｎｏ１８
１月
ＬｒｎＩｎａｕｒ
Ｃｌｙ￣ｏｏｇ
Ｊｎ．ａ
２００２
编者按：
戴杰敏同志寄来论文“ 关于伽玛能谱数据特征参数的讨论” 我刊现予以发表。旨在引起同行，对伽玛能谱数据特征参数问题的重视。欢迎读者来稿，参与讨论
有的作者对上述计算式（）和（）出修１３提
正ｆ：７
定的统计单元来说，一个测点的古铀含量每
完全取决于钍当量含量的衬度。当ｅｈ＝母，ｒ时，Ｕ＝．Ｇ即计算所得之古铀含量等于统计单元的当量铀平均值。将式（）作变换：６再
Ｇ瓦ＩＴ／Ｕ／－ｅｈ
ＧＵ＝ｅｈ（Ｔ／Ｕ）Ｔ／ｅｈｅ（）４
（）５
（）７
古铀含量：铀变迁系数：
Ｂ＝ｅＧＵＵＵ／
式（）７的物理意义是：每一个测点的古铀含量与统计单元当量铀平均值的比值等于该测点现代钍当量含量的衬度。也就是说，Ｇ＝若Ｕ
【关键词］能谱数据；征参数；述特评［文章编号］１０６８２０）１０５４０００５（０２０ —０２０［中图分类号］Ｐ３．６１６［文献标识码】Ａ
为了提高找矿效果．Ｏ年代以来，进厂７引多种技术手段，且在数据处理方法上也进行并了许多尝试。先有伽玛总量测量数据的变异伽玛（为变异系数等值图） “ 对值” 实和相的概念（出时称 “ 提相对伽玛场 ” 与编制相对等值）图的方法０，这个方法也推广至其它放射性测

TeV耀变体的高能伽玛射线辐射研究

[3] ALBERT J,ALIU E,ANDERHUB H,et al. Observation of Very High Energy Gamma-Ray Emission from the Active Galactic Nucleus 1ES 1959+650 Using the MAGIC Telescope[J].ApJ,2006,639:761-765.
【正文语种】中文
【中图分类】P14
费米空间望远镜、地面大气切伦科夫望远镜已经观测到了许多天体的高能辐射，在甚高能段(E>100 GeV)观测到的河外TeV伽玛射线源有46个,这些源中大部分源是耀变体[1-4]。目前主要有两种模型解释TeV耀变体的高能伽玛射线产生机制：轻子模型和强子模型。轻子模型认为高能伽玛射线辐射由极端相对论性喷流中逆康普顿(IC)散射过程产生,按照软光子的来源不同,轻子模型分为同步自康普顿模型(Synchrotron self-Compton,SSC)和外康普顿模型(External Compton,EC)[5,6]。强子模型认为高能伽玛射线辐射由喷流内的高能质子与质子碰撞或质子与软光子碰撞产生[7]。
我们考虑两种成分对TeV耀变体的高能伽玛射线能谱的贡献，一种源于源内极端相对论性电子的逆康普顿散射过程,另一种来源于源外极端相对论性质子与背景软光子的pγ相互作用.
相对论喷流中,电子密度分布函数随时间的演化可表示为[12]：
很多研究者[13-15]已经讨论过上述方程解的问题,为了便于计算,忽略电子的加速、逃逸和注入过程,并假定磁场强度和粒子分布函数在整个半径为R的辐射区域内恒定。一般情况下,电子分布函数可以表示为：
基于上述双幂率电子谱,应用单区、均匀SSC辐射模型可以计算极端相对论性电子的逆康普顿散射过程产生的非热光子谱.TeV耀变体产生的甚高能光子在穿过宇宙空间传播到地球的过程中会与EBL中的光子以γ+γ→e++e-过程被吸收[8，9]，这个吸收过程会引起观测到的甚高能部分光子流量的减少。

耀变体高能辐射的红移限制

耀变体高能辐射的红移限制王翠梅;郑永刚【摘要】耀变体甚高能(E≥100 GeV)辐射能谱由于TeV伽玛光子与河外星系背景光光子之间的相互作用而比Fermi- LAT所观测到的伽玛射线能谱更软.基于同步自康普顿模型和河外星系背景光模型,利用高能辐射探测器在GeV和TeV能段对耀变体源3C 66A的观测结果,对其红移进行限制.%The very high energy( E≥ 100GeU ) spectrum of blazars be corrected by the absorption of TeV photons by the Extragalactic Background Light via photon-photon interaction should be softer than the Gamma-ray spectrum observed by Fermi-LAT. In the paper, based on Synchronous self-Compton (SSC) model and the Extragalactic Background (EBL) model, we use observed data by high energy radiation detectors to constrain the redshift of 3C 66A at GeV and TeV range.【期刊名称】《云南师范大学学报（自然科学版）》【年(卷),期】2012(032)005【总页数】6页(P7-12)【关键词】耀变体;高能辐射;红移【作者】王翠梅;郑永刚【作者单位】云南师范大学物理与电子信息学院,云南昆明650092;云南师范大学物理与电子信息学院,云南昆明650092【正文语种】中文【中图分类】P14耀变体（Blazars）是一类有高光度、快速大幅光变、高偏振、视超光速运动等奇特性质的射电噪活动星系核（Active Galactic Nuclei，AGN）[1，2]。

伽玛射线空间望远镜最新观测到5个新耀变体

伽玛射线空间望远镜最新观测到5个新耀变体新耀变体是目前已观测到的宇宙中最剧烈的天体活动现象之一，已成为星系天文学的一个重要话题。

它是一种密度极高的高变能量源，被假定为是处于寄主星系中央的超大质量黑洞。

日前，伽玛射线空间望远镜最新观测到5个新耀变体。

耀变体是一种密度极高的高变能量源，被假定为是处于寄主星系中央的超大质量黑洞。

据国外媒体报道，费米伽玛射线空间望远镜观测到5个新耀变体。

天文学家们认为，高能辐射的聚能方式是通过比太阳质量大百万倍的物质加热，不断吸积，最终落入超大质量黑洞。

这些落入黑洞的物质一小部分会转向变成一堆粒子束，往相反方向辐射，速度接近光速。

耀变体在所有光的种类中都很明亮，包括伽马射线，也就是能量最高的光线，尤其是当其中一束光束方向恰好对准我们时。

NASA戈达德航天飞行中心的Roopesh Ojha博士表示，LA T 探测到的高红移耀变体非常重要，因为目前我们对这种天体的能量学还一无所知。

这种耀变体非常有趣，因为它们对我们研究伽马耀变体以及其他一些亮度更高的耀变体的演化过程非常有帮助。

这些耀变体看起来都有一个大质量黑洞，可以让我们对早期宇宙的起源一起黑洞的演化历程一探究竟。

Ojha博士及其同事对距离最遥远的大约1400万类星体进行了调查，因为只有最明亮的光源才能在如此遥远的距离被探测到，除了在无线电波段的最明亮的天体，其他的天体都被天文学家们排除了。

最终剩下1100个天体，科学家们随后对它们的LAT数据进行了研究，由此发现了5个新的伽马耀变体：J064632+445116, J151002+570243, J135406-020603, J163547+362930以及J212912-153841。

克莱姆森大学的Vaidehi Paliya博士表示，我们发现这些光源后，就收集了所有可用的多波段数据，并由此推断出黑洞质量，吸积盘的光度，以及光束能量等。

用红移来表示就是，新发现的耀变体红移大约在3.3到4.31之间，意味着我们现在探测到的光线大约是宇宙形成19亿年到14亿年间发射出来的。

upg伽马射线光谱法

upg伽马射线光谱法UPG（Uranium, Potassium, and Gamma-ray spectrometry）伽马射线光谱法是一种常用于地质勘探和环境监测的分析技术。

它通过测量样品中的伽马射线辐射来确定其中的铀、钾等元素含量。

UPG伽马射线光谱法的原理是利用样品中放射性元素（如铀和钾）的衰变所产生的伽马射线来进行分析。

当样品受到伽马射线的照射时，其中的放射性元素会发出特定能量的伽马射线。

通过测量这些伽马射线的能量和强度，可以确定样品中放射性元素的含量。

UPG伽马射线光谱法具有以下优点：1. 非破坏性分析，样品在进行分析过程中不需要被破坏，可以保持完整性，适用于宝贵的样品或无法分割的大型样品。

2. 快速高效，相比其他分析方法，UPG伽马射线光谱法具有快速的分析速度，可以在短时间内完成大量样品的分析。

3. 多元素分析，UPG伽马射线光谱法可以同时测量多种元素的含量，特别适用于矿石、土壤、岩石等复杂样品的分析。

4. 灵敏度高，UPG伽马射线光谱法对放射性元素的测量灵敏度较高，可以检测到极低浓度的元素。

UPG伽马射线光谱法在地质勘探和环境监测中有广泛的应用。

在地质勘探中，可以通过测量样品中铀和钾的含量来判断矿床的存在与性质，为矿产资源的开发提供依据。

在环境监测中，可以通过测量土壤、水体等样品中放射性元素的含量来评估环境的辐射状况，监测核设施周围的辐射水平，以及监测核废料的处理和储存情况。

总之，UPG伽马射线光谱法是一种重要的分析技术，通过测量样品中的伽马射线辐射来确定其中的铀、钾等元素含量。

它具有非破坏性、快速高效、多元素分析和高灵敏度等优点，并在地质勘探和环境监测领域发挥着重要作用。

Fermi伽马射线暴的光谱能量关系

Fermi伽马射线暴的光谱能量关系作者：骆娟娟米立功
来源：《贵州大学学报（自然科学版）》2019年第05期
摘要：基于Fermi卫星对伽马射线暴峰值能量探测灵敏度的提高，本文收集了Fermi卫星近8年的已知红移和E peak的84个数据样本，再次分析Amati和Yonetoku关系。

研究结果表明：Amati和Yonetoku关系可以分别用两条很好的直线拟合，对能量和光度关系进行了更新。

大多数伽马射线暴的均质能量满足2.02×1054erg量级，均质光度满足2.32×1052erg量级。

关键词：伽马射线暴;2卫星：能量关系：光度关系
中图分类号：P145.3文献标识码：A
3总结和讨论
首先，本文的所有数據都是基于Fermi卫星的，因此观测到的峰值能量比swift卫灵敏度高。

其次，本文收集了Fermi卫星最近8年的数据样本，数据样本比较新，因此研究具有较大的意义。

基于最近8年的Fermi数据样本，本文首先分析了Amati关系和Yonetoku关系，得到了表一的拟合参数并和前人的拟合参数做了对比，更新了能量关系和光度关系。

其次，计算了能量和光度的分布直方图，得到了现有的GRB的辐射量级范围。

基于目前的统计来看，长暴和短暴有着互相独立的能量分布函数。

跟前人的结果对比，有着微小差异。

产生这些差异的可能原因是探测器的灵敏度变高，选择的数据样本更大造成的。

最后，本文给出了长短暴满足的红移分布图，得到了长暴的红移值偏大，短暴的红移值偏小的结论。

随着今后Fenni探测器及其它探测器数据的不断更新，有望可以找出更好的相关性来区分长短暴，进而得出长短暴的本质属性。

伽玛射线能谱测量实验报告

伽玛能谱的测量及透射率的测定实验报告吴伟岑摘要：本实验将伽玛射线的次级电子按不同的能量分别进行强度测量，从而得到伽玛辐射强度按能量的分布。

由于伽玛射线的能量与原子核激发态的能级特性相联系，不仅对于原子核的结构和性质至关重要，而且对各种放射性同位素的应用也是或不可缺的。

关键词：伽玛射线、能谱、NaI(Tl)、伽玛闪烁谱引言测量伽玛射线的强度和能量是核辐射探测的一个重要方面，在核物理研究中，测量原子核的激发能级、研究核衰变纲图、测定短的核寿命及进行核反应实验等，都需要测量伽玛射线，在放射性同位素的工业、农业、医疗和科学研究的各种应用中也经常使用伽玛射线和要求进行伽玛射线的各种测量。

在伽玛射线测量工作中广泛使用Nal(Tl)单晶能谱仪和Ge(Li)半导体能谱仪，由于后一谱仪具有高的能量分辨率，同时使用计算机技术，使伽玛射线的能谱测量工作在广度和精度方面都有很大的进展。

Ge(Li)半导体谱仪虽然具有高的分辨率和良好的线性，但是它要求在低温下保存和使用，且要定期加液氮，这显然是不方便的，而且它对仪器设备有较高的要求，价格也较贵，而Nal(Tl)单晶伽玛谱仪则有较高的探测效率，保管和使用都较为方便，所以在一般情况下尽可能使用Nal(Tl)单晶闪烁探测器伽玛能谱仪。

正文一．实验内容1.学会NaI(Tl)单晶伽玛闪烁体整体装置的操作、调整和使用，调试一台谱仪至正常工作状态。

2.测量137Cs、60Co的伽玛能谱，求出能量分辨率、峰康比、线性等各项指标，并分析谱形。

3.了解多道脉冲幅度分析器在NaI(Tl)单晶伽玛谱测量中的数据采集及其基本功能。

4.数据处理(包括对谱形进行光滑、寻峰、曲线拟合等)。

二．实验装置1.伽玛放射源137Cs和60Co (强度~1.5微居里)；2.200微米Al窗NaI(Tl)闪烁头；3.高压电源、放大器、多道脉冲幅度分析仪。

三．实验步骤1.阅读仪器使用说明，掌握仪器及多道分析软件的使用方法。

费米伽马射线太空望远镜

费米伽马射线太空望远镜费米太空望远镜，NASA最新的太空望远镜，也就是先前的GLAST，2008年6月发射升空。

这台世界上最强大的望远镜是通过高能伽马射线观察宇宙，最初这个天文台被称作“伽马射线广域空间望远镜”(Gamma-ray Large Area Space Telescope)，发射前就已经预定在发射后两个月内为这台望远镜重新命名并征集公众和科学家意见进行选择。

当这台望远镜建成后开始正常运行时，NASA宣布给它重新命名为费米伽玛射线太空望远镜。

以纪念高能物理学的先驱者恩里科·费米（1901-1954）。

1概述：由于有了美国宇航局的费米伽马射线太空望远镜，不久后人们可能会对超大质量黑洞、暗物质和被称作伽马射线爆的神秘爆炸等一些宇宙中最令人费解的现象有更多了解。

费米伽马射线望远镜由美国主导建造，并得到了法国、德国、意大利、日本和瑞典5个国家的政府机构及科研组织的资金和技术支持。

它于2008年6月发射升空，设计观测寿命为5年到10年。

这台世界上最强大的望远镜是通过高能伽马射线观察宇宙，最初这个天文台被称作“伽马射线广域空间望远镜”(G amma-ray Large Area Space Telescope)，但是当这台望远镜建成后开始正常运行时，人们又根据意大利科学家恩里科·费米的名字给它重新命名。

由于有了美国宇航局的费米伽马射线太空望远镜，不久后人们可能会对超大质量黑洞、暗物质和被称作伽马射线爆的神秘爆炸等一些宇宙中最令人费解的现象有更多了解。

2名称：新名字为“费米伽马射线太空望远镜”(Fermi Gamma-ray Space Telescope)。

选择这一名称是为了纪念高能物理学领域的先驱者、美籍意大利裔诺贝尔物理奖获得者恩里科·费米(Enrico Fermi)（1901～1954）。

费米是第一位对宇宙粒子如何被加速到高速做出推测的科学家，他的理论为认识“费米”望远镜所要揭示的新现象奠定了基础。