非均匀喷流模型及其在BL Lac天体中的应用
地震分布非均匀性指标K_(cv)值及其在亚洲大地震预测中的应用研究
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收 稿 日期 ： ０ ０ １ － １ ２ １ － ０２ ；修 改 回 日期 ： ０ １０ — ８ ２ １ １ ２
基 金 项 目 ：国家 科 技 支 撑 计 划 重 点 课 题 （ ０ ８ ＡＣ ４ ０ ） ２ ０ Ｂ ４ Ｂ ２ 资助 作 者 简 介 ： 玉 荣 （ ９ ６） 邱 １ ８ 一，女 ，宁 夏 中卫 人 ，在 读 硕 士 研 究 生 ，主要 从 事 地 震 中长 期 预 测 研 究 。
效性。
在 地震 综合 预测 方法 上 ，王 晓青 等
发 展 了强震 时空 概 率增 益 综 合 预测 模 型 ， 建 并
立 了单 项预 测指 标预 测效 能 的震例 统计 方 法ｌ ， 出了衡 量 单项 预 测方 法 预测 效 果 的效 ＿ ８ ］ 提
能 谱 和增益 谱 的概念 与地 震预 测模 型优 化方 法ｌ “ ，利用 该模 型 开展 了不 同 时间 尺度 （ １ ］ 如
（ ． 国 地 震 局 地震 预测 研 究所 ，北 京 １中 １ ０ ３ ；２ 辽 宁省 地 震 局 ，辽 宁 沈 阳 １ ０ ３ ） ００６ ． １ ０ １
摘 要 ： 论 研 究 和 实 际 预 测 表 明地 震 空 间 分 布 非 均 匀 性 指 标 ｃ 值 是 一 种 有 效 的 预 测 指 标 。但 理 目前 使 用 的 Ｃ 值 在 同一 信 度 水 平 下 ， 置 信 区 间大 小 与 空 间分 布 的 事 件 样 本 数 大 小 有 关 ， 其 不
１ 年 尺 度等 ） ０ 的地 震预 测［ １ 。
研 究表 明 ， 的空 间分布 非均 匀性 的不 确定 性 大小是 与样 本量 有关 的 ， 给 实 际 Ｃ值 ｊ这
预 测 时非 均匀性 判 断标 准 的一致 性增 加 了难度 ；同时 ， 何分 析 Ｃ 值 的预 测效 能 ， 用于 如 并 实 际地震 预测 ， 要进 一 步 的探 讨 。本 文将 Ｃ 需 值 分 析方 法 与 强 震 概 率 增 益综 合 预 测 模 型
陆面过程模型中垂直非均匀土壤的水分传输及相变的模拟
陆面过程模型中垂直非均匀土壤的水分传输及相变的模拟李倩;孙菽芬【摘要】土壤湿度在陆气相互作用中的重要性体现在它既能影响陆地和大气之间水循环的速率,又能改变地表的能量分配.本文针对陆面过程模型中描述土壤湿度变化的方程进行了理论分析,指出在非均匀土壤和冻土中采用土壤水势梯度描述垂直非均匀土壤水分流动的合理性.基于描述土壤内部水热传输的统一土壤模型,并利用推广的表征土壤水分特征的Clapp-Hornberger关系式,研究了非冻结和冻结的土壤湿度对于垂直非均匀土壤的敏感性.结果表明,由土壤质地决定的土壤水势和导水率对土壤湿度的模拟有重要的影响.具体地,在决定土壤性质的Clapp-Hornberger 关系式中,与土壤质地有关的饱和水势、饱和导水率以及土壤孔隙大小分布指数B,对土壤湿度的模拟起到了关键作用.参数B的重要性尤为突出,它的增加会引起导水率的大大下降,从而对水分在土壤中的垂直分布产生重要影响.饱和水势的绝对值和参数B的增加会使得土壤水势绝对值增加明显,使土壤的结冰(融化)过程延迟,土壤温度因为没有结冰(融化)释放(吸收)的潜热加热(冷却)而持续下降(上升),因此在冻融时期土壤温度会比观测值振幅偏大.上述结果揭示了考虑土壤垂直非均匀性并采用有效的土壤特性参数对于陆面过程模型的重要性.【期刊名称】《大气科学》【年(卷),期】2015(039)004【总页数】12页(P827-838)【关键词】陆气相互作用;土壤湿度;土壤垂直非均匀性;土壤冻融;Clapp-Hornberger 关系式;土壤孔隙大小分布参数【作者】李倩;孙菽芬【作者单位】中国科学院大气物理研究所季风系统研究中心,北京100190;中国科学院大气物理研究所大气科学和地球流体力学数值模拟国家重点实验室,北京100029【正文语种】中文【中图分类】P4041 引言土壤湿度是控制陆面与大气相互作用的一个重要变量（Shukla and Mintz，1982；Koster et al.,2004）。
活动星系核
大幅度、短时标光变 → 致密核
• 3C 279几天内可变亮4倍
伽马射线爆发
X射线爆发
Blazars：相对论聚束效应
Blazars的极端特征被解释为其相对论喷流大 致沿观测者的视线方向，因而具有显著的相对 论聚束相应，使得观测到的 • 光子能量升高 • 光度放大 • 时标变短 相对论修正 内禀特征
AGN的类型与喷流和视线的夹角有关
喷流的视超光速运动 Superluminal Motion
活动星系核的喷流（抛 射物）似乎以超光速向 外运动（天球上横向） 如对类星体3C279的3 年时间的VLBI射电观测 表明喷流中最外围团块 的运动速度接近光速的 4倍
射电瓣
核nucleus
射电节 knot
室女星系团中心的巨椭圆星系 第一个观测到(光学)喷流的星系。喷流 光学 的长度约 2kpc，由不连续的团块构成， 在射电到X射线波段产生同步辐射
M87
射电
红外
射电
Centaurus (半人马座 ) A (NGC5128)
最近最壮观的双瓣射电源 光学像：非典型巨椭圆星系， 可能是星系并合而成，环形 尘埃带（兰巨星）
正常星系
相同视场：光学 vs X射线
Optical (HST)
X-ray (Chandra)
类星体 PKS 1127-145
1.1 高光度
银河系
X射线光度 光学光度 1 1 2 2 射电光度 1
射电星系 100-5,000 赛弗特星系 300-7×104
2X103-2×106 20[-2×106]
天文学导论
第13讲 活动星系核
There is a beast at the centers of galaxies!
一维非恒定非均匀泥沙数学模型研究
一维非恒定非均匀泥沙数学模型研究
张丽春;方红卫;府仁寿
【期刊名称】《泥沙研究》
【年(卷),期】1998(0)3
【摘要】本文在一维非恒定泥沙数学模型的基础上，引进韩其为对恒定泥沙数学模型的研究方法，考虑泥沙非均匀性的影响，对悬移质泥沙连续方程进行了离散，得到了非恒定非均匀条件下的悬移质含沙量计算公式。
运用Ｐｒｅｉｓｓｍａｎｎ四点差分格式离散水流方程，与泥沙连续方程非耦合求解，用此模型对白河堡水库淤积进行了验证计算，与实测淤积地形符合良好。
在得到断面在任意时刻的含沙量的同时，还可得到断面在任意时刻的悬移质泥沙组成。
【总页数】5页(P81-85)
【关键词】泥沙数学模型;非恒定;悬移质泥沙;淤积;白河堡水库;含沙量;断面;一维;非均匀;离散
【作者】张丽春;方红卫;府仁寿
【作者单位】清华大学
【正文语种】中文
【中图分类】TV142;TV133.2
【相关文献】
1.非恒定非均匀泥沙数学模型的建立和应用 [J], 宫兴龙;杨国范
2.平面二维非恒定非均匀泥沙数学模型 [J], 徐国宾;张丽
3.准二维非恒定非均匀泥沙数学模型 [J], 徐国宾;赵丽莉
4.非均匀稳恒磁场及均匀交变磁场的致突变性研究 [J], 贾建治;王益民;张伯礼
5.三门峡库区一维非恒定非均匀泥沙输移数学模型 [J], 陈前海;方红卫;王光谦因版权原因，仅展示原文概要，查看原文内容请购买。
天文观测中的大气湍流效应模拟研究
天文观测中的大气湍流效应模拟研究天文观测是研究宇宙中各种现象和天体结构的关键手段之一。
然而，大气湍流效应对于天文观测的影响是不可忽视的。
在大气层中，存在着湍流现象，会导致星光经过大气层时发生扭曲和扩散，从而降低了天文观测的清晰度和分辨率。
因此，模拟研究大气湍流效应对于提高天文观测的质量和精度具有重要意义。
大气湍流效应是由于大气层内部的不稳定性引起的，它会使星光在经过大气层时发生扩散和弯曲。
这种效应会导致天文观测中所观测到的天体的图像产生模糊和扭曲，从而降低了观测的精度。
因此，研究大气湍流效应并找到有效的修正方法，可以提高天文观测的分辨率和清晰度。
模拟研究大气湍流效应的方法主要有两种：物理模型和数值模拟。
物理模型是通过对大气湍流现象进行实验室观测和数学建模等手段，来分析湍流的形成机制和特性。
数值模拟则是通过计算机模拟大气湍流现象，以获取湍流的相关参数和行为。
对于天文观测中的大气湍流效应模拟研究，数值模拟方法更为常用和有效。
在数值模拟中，研究人员通过建立大气湍流的数学模型，利用计算机进行模拟和计算。
模拟中使用的模型通常基于流体力学理论，可以模拟湍流现象的动态行为。
通过对模型中的方程进行数值求解，可以获得湍流的演化过程和特性。
在进行大气湍流效应的数值模拟研究时，研究人员通常需要考虑一系列因素。
首先是湍流的发生机制和结构特性，这对于了解和模拟湍流现象至关重要。
其次是湍流的参数测量和计算方法，包括湍流能谱、湍流强度等。
还需要考虑到不同观测仪器对湍流效应的响应和修正方法，以及湍流对观测结果的影响程度等。
通过大气湍流效应的数值模拟研究，研究人员可以获取湍流现象的更多信息和特性，进一步优化观测仪器的设计和参数设置。
例如，可以通过模拟研究了解大气湍流对不同波长（红外、可见光、射电等）观测的影响程度，从而选择合适的观测天空窗口和波段。
此外，模拟研究还可以为观测数据的后期处理提供参考和指导，比如采用适当的滤波算法来减弱湍流造成的图像扭曲和模糊。
用于三维非均质流场计算的改进流线迎风petrov-galerkin (supg)方法
用于三维非均质流场计算的改进流线迎风petrov-galerkin (supg)方法全文共四篇示例，供读者参考第一篇示例：在计算流体力学中，非均质流场是指流体流动速度、密度、温度等物理性质在空间中存在明显变化的流场。
在工程和科学领域中，对非均质流场进行精确计算是非常重要的，因为流场的非均质性会对流动的性质产生显著影响，如涡旋生成、湍流产生等。
对于三维非均质流场的计算方法也备受关注。
传统的计算流体力学方法在处理非均质流场时会出现一些问题，如数值不稳定、精度不高等。
为了解决这些问题，研究人员提出了一种改进的流线迎风Petrov-Galerkin (SUPG)方法，该方法能够有效地处理非均质流场，并且具有较高的数值稳定性和计算精度。
改进的流线迎风Petrov-Galerkin方法是在传统的Petrov-Galerkin方法的基础上进行改进的。
传统的Petrov-Galerkin 方法是一种有限元方法，通过引入矫正项的方式来改进流场的计算精度。
传统方法在处理非均质流场时存在一些缺陷，比如对不稳定性的处理能力较弱。
改进的流线迎风Petrov-Galerkin方法通过引入流线迎风技术，能够更好地处理流体的对流项，提高了计算的稳定性。
该方法还可以根据流场的物理特性来调整网格的尺寸和形状，从而进一步提高计算的精度。
第二篇示例：随着计算技术的不断发展，三维非均质流场计算在工程领域中扮演着越来越重要的角色。
由于非均质流场的复杂性和计算困难度较高，传统的计算方法已经无法满足实际需求。
改进流线迎风Petrov-Galerkin（SUPG）方法应运而生，成为了一种较为有效的计算手段。
改进流线迎风Petrov-Galerkin（SUPG）方法是一种高效的数值计算方法，特别适用于流体动力学领域中的非均质流场。
该方法结合了Petrov-Galerkin方法和SUPG方法的优点，可以显著提高计算精度和稳定性，同时减少计算成本，是非均质流场计算的一种重要工具。
大涡模拟方法在非均匀边界层研究中的应用
天文学,地球科学大涡模拟方法在非均匀边界层研究中的应用姜金华 胡 非(中国科学院大气物理研究所大气边界层物理与大气化学国家重点实验室,北京100029)摘要 首先回顾了大涡模拟方法在边界层研究中的应用,总结了该方法在非均匀性研究中的概况。
然后,用大涡模拟方法,并且启用陆面模块,模拟了真实下垫面条件下地表热量通量和动量通量的分布和边界层气象场,初步分析了非均匀下垫面对边界层结构的影响。
关键词 非均匀下垫面 大涡模拟 地表通量 边界层中图法分类号 P435+.1; 文献标识码 A2004年1月6日收到国家自然科学基金(40233030)资助 大涡模拟是参数化小的涡动、求解大的涡动的数值模拟方法。
自20世纪70年代初Deard orff [1]用大涡模式模拟了中性和不稳定边界层以来,大涡模拟方法已逐渐发展成熟,并且在边界层研究中得到广泛的应用。
最初该方法主要用于研究平坦地形、均匀加热的下垫面之上边界层的湍流运动特性(如Deard orff [2]、M oeng 等[3]、蔡旭辉等[4]和苗世光等[5]的工作)。
由于受到计算量和外场观测资料的限制,非均匀边界层的模拟研究起步较晚。
上世纪90年代初,随着计算机技术的迅速发展和系统的边界层野外试验的开展,大涡模拟方法开始用于非均匀性的影响研究。
这些研究主要有两类:一是研究地形起伏的影响,比如针对地形坡度和水平尺度的理想试验[6]。
二是考虑地表热通量不均匀分布。
例如假设地表热通量呈一维正弦函数分布[7]、二维周期分布[8]或者是突变的情况[8],然后将结果与均匀分布的结果比较,以分析非均匀的影响。
比较接近实际情况的是用外场观测的感热和潜热资料作为下边界的模拟。
Hechtel 等[10]和Avissar 等[11]分别用BLX 83(Boundary Layer Experiment 1983)和FIFE 试验的观测资料作为初始场和下边界条件(后者考虑了地形起伏),对比分析了热通量均匀分布与由观测资料统计得到的不均匀分布的条件下边界层内平均量和二阶矩统计量的不同,认为热通量不均匀分布的影响不明显。
活动星系
(2) 非热连续辐射
正常星系： 黑体辐射，极大值在 光学波段，辐射主要 来自星系内的恒星 活动星系： 热辐射（红外）+ 非 热辐射，极大值在远 红外波段
(3) 快速光变
光变时标：几天-1年→核区的大小不超过1光年
(4) 特殊形态
亮核、喷流、不规则形态
(5) 强发射线和极化辐射
2. 同步加速辐射
3C 279
在几天到几个月的时标内有快速而猛烈的光变 →致密核
4. 类星体（Quasars）
在20世纪60年代发现 的射电源中，有些光 学视形态类似于恒星， 无法分解，因而被称 为类星射电源，简称 类星体。
光谱中有强而宽的未知发射线。 1963年Maarten Schmidt证认出它们实际上是红移 了的H和其他元素的发射线。
赛弗特星系 蝎虎天体 类星体 旋涡 不明 类星 核区有弱辐射 核区有弱辐射 喷流与双瓣 非热辐射 + 热辐射 宽与窄 无（弱） 宽与窄 0.003-0.06 0.05-0.4 0.2->4 ቤተ መጻሕፍቲ ባይዱ 无（？） 前景气体云
§4.3 引力透镜和视超光速运动
1. 引力透镜 (gravitational lens)
在形态上分为致密型和延 展型两类 致密型射电星系的射电像 与光学像一致或稍小，也 称为核-晕型射电星系。射 电辐射来自核心。
延展型射电星系的射电像 大于光学像，常表现为双 瓣结构（长达1 Mpc）。射 电辐射来自双瓣。
(2) 典型源
M87：室女星系团中心的巨椭 圆星系。第一个观测到喷流的 星系。喷流的长度约2 kpc，有 团块结构，在射电到X射线波 段产生同步加速辐射。
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天 文 学 报
５ ４卷
由于激 波 多次 加速 ，喷流 中相对 论 电子的 能量 大多 呈幂 律分 布 ．这些 电子 在磁 场 中 运 动 时产生 的 同步辐射 谱也 是幂 律 的 ，辐射 谱 的谱 指数 与 电子 能 量分布 谱 指数相 关 ．但 这 些 电子会 重新 吸收 部分频 率低 于某 一 值 的光 子 ，即 同步 自吸收 ．于是辐 射谱 呈现 光学 厚 的辐射 特 征 ，无论 初始的 谱指 数是 多少 ，辐射谱 指 数变 为 一 ５ ／ ２ ［ 驯 ．所 以对 于一 个均 匀
主导的喷流，其射 电辐射主要来 自核心区域，通常为平谱， 也有少数是反转谱 ［ ３ ， ５ － ８ ］ ． 对 于ｂ ｌ ａ ｚ ａ ｒ 天体而言，其射电辐射一般是平谱，谱指数 ＜０ ． ５ ．
２ ０ １ ２ — ０ ９ — ２ ８收到原稿， ２ ０ １ ２ — １ ０ — ３ １收到修改稿
的辐射源，由于同步 自吸收的原因， 辐射谱呈现一个峰值． 在非均匀喷流模型中，由于电
子 的数 密度 和磁 场强度 是 随着 到喷 流顶 点的距 离而 变化 的 ，所 以 喷流 中各个 不 同部 分 的 同步 自吸收 谱 的峰频 出现 在不 同 的频率 处 ．对 于合 适 的喷 流物理 参 数 ，各个 峰频 的 流量
只适 用于喷流运动方 向与视线夹角很大 的情 况，所 以需要建立适用于任何视角情 况的非均 匀锥形喷流辐射计算公式．普遍认 为 Ｂ Ｌ Ｌ ａ ｃ天体 中喷流 的运动方 向与视 线夹角很 小，推 广后 的非均匀 喷流模型拟合了 ３个 Ｂ Ｌ Ｌ ａ ｃ 天体的射 电观测谱，确定 了它们喷流中电子数 密度 、磁场强度等物理参数．研 究结果表 明观测辐射谱拐折频率确定出锥形 喷流离黑洞最 近距 离，对于这 ３个 ＢＬ Ｌ ａ ｃ天体 ，它们的锥形喷流离黑洞最近距离约为 Ｓ ｃ ｈ ｗａ ｒ ｚ ｓ ｃ ｈ ｉ ｌ ｄ
（ １中国科学院上海天文台 上海 ２ ０ ０ ０ ３ ０ ）
（ ２中国 科学院大学北京 １ ０ ０ ０ ４ ９ ）
摘 要 在非均匀锥 形喷流 模型中，电 子数密度、 磁场强度随着到喷流顶点的距离呈 幂
律分 布．该模型能成功解释活动星系核喷流核心 区域的平谱射 电辐射，但 已有的模型计算
论集束效应使得观测到的亮度远超其本征辐射 ．喷流的辐射主要在射 电波段，延伸到红 外、光学，甚至 ｘ射线波段． 根据射 电强度的分布，活动星系核可以分为瓣主导 （ 边缘 亮 中间 暗，射 电结构 可 以分 解） 和 核 主导 【 ］ （ 边缘 暗中 间亮 ，或 Ｖ Ｌ Ａ 观测 射 电结构 不 可
｝国家 自 然科学基金项 目 （ １ ０ ７ ７ ３ ０ ２ １ ， １ ０ ８ ３ ３ ０ ０ ５ ）、 国家 自 然科学基金创新研究群体项 目 （ １ ０ ８ ２ １ ３ ０ ２ ） 及９ ７ ３项 目
（ ２ ０ ０ ７ ｃ Ｂ ８ １ ５ ４ ０ ２ ／ ４ ０ ３ ） 资助
ｔ ｃ ｈａ ｉ ｂｏ＠ｓ ｈ ａ ｏ ａｃ ． ｃｎ
为有效的工具， 由于 Ｖ Ｌ Ｂ Ｉ 有足够高的分辨率， 它可以将很多原来认为是致密的源分解成 若 干个成 分 ． 通过 长期 的观测 ，可以测 量 出同一成 分在 不 同时间 的位置 ， 从 而计算 出 喷流
的 自行 ． 人 们发现 有些 喷流的光 变与 Ｖ Ｌ Ｂ Ｉ 观测 中一个 新成分 的产 生有很好 的对应 ． 很 多 成 分都 有不 同程 度 的视超 光速 现象 ，这 是 因为这 些成 分 的运动 方 向与我 们视 线夹 角很 小
分 解） ． 活 动星 系核 的射 电谱通 常是 幂律 谱 ，一 般认 为是 由相 对论 电子 在磁场 中运 动 时产 生 的 同步辐射 导 致．对 于瓣 主导 的 喷流 ，其 辐射 主要 来 自核 心 以外 的延展 区域 ，气体 密 度很 低 ，射 电辐 射往 往是 光学 薄 的 ，呈 现典型 的幂 律谱 ： 量， ｏ ｃ ～ （ 其中 是辐 射流 是 辐射频 率 ， Ｏ Ｌ 是 谱指 数） ， 谱形 通 常很 陡， Ｏ ｌ 一般在 ０ ． ５ １之 间 ［ ２ － ４ ］ ． 对 于核
的缘故． Ｖ Ｌ Ｂ Ｉ 观测中还发现核的尺度与观测频率相关，也就是说不同频率观测到的核 大 小是 不 一样 的．尽管存 在 不 同频 率 观测 分辨 率不 同 的因 素，但 其原 因主要是 喷 流 的 内 禀性质 ． ＶＬ Ｂ Ｉ 观 测得 到的 喷流核 是光 学厚 的 ，核 的边 缘对应 于 光深 约等 于 １的地 方 ． Ｋ Ｓ ｎ ｉ ｇ ｌ ［ 加】 提 出了非均 匀 喷流模 型 ．这 个模 型很 好地 解释 了喷 流 的射 电谱 的性 质 ．在 这个
大致变化不大，对于没有分辨的射 电核辐射可能就是来 自喷流核心不同区域的同步 自吸 收 谱 的叠加 ，所 以观测 到的 核 区辐 射是 一个 平谱 ．
Ｖ Ｌ Ｂ Ｉ （ Ｖ ｅ ｒ ｙ Ｌ ｏ ｎ ｇ Ｂ ａ ｓ ｅ ｌ ｉ ｎ ｅ Ｉ ｎ ｔ ｅ ｒ ｆ ｅ ｒ ｏ ｍｅ ｔ ｒ ｙ ） 观 测技术 为 活动星 系核 喷流研 究提 供 了极
第５ ４卷 第 ３期
２ ０ １ ３年 ５ 月
天
文
学 报
Ｖｏ １ ． ５ ４ ＮＯ ． ３ Ｍａ ｙ ， ２ ０ １ ３
ቤተ መጻሕፍቲ ባይዱ
ＡＣＴＡ ＡＳ ＴＲＯＮＯＭ Ｉ ＣＡ Ｓ Ｉ ＮＩ ＣＡ
非均匀喷流模 型及其在 ＢＬ Ｌ ａ ｃ天体 中的 应 用术
柴 博 ， ２ 十 曹 新伍
半径 ．
关键 词 星系 ：活动 ，星系：喷流 ， ＢＬ Ｌａ ｃ天体 ：普通
中图分类号： Ｐ １ ５ ７ ； 文献标识码 ： Ａ
１ 引言
大约 １ ／ １ ０的活动星 系核 中存在相 对论性 运动 的喷 流， 其 空间范 围可从 ｐ ｃ 延展 到 ｋ ｐ ｃ ， 乃至 Ｍｐ ｃ尺度 ．高速 运 动的 喷流 的洛 伦兹 因子 可达几 十 ，并 且准 直性 很好 ，由于多普 勒 效 应 ，其 辐射 具有很 强 的方 向性 ，所 以当 喷流运 动 方 向与视 线 夹角很 小 时，很强 的相 对