星系螺旋结构的气体激波理论

本文用星际气体自引力星系激波来解释星系的螺旋结构、恒星的扰动引力场并非必要条件.我们首先证明,即使扰动引力场为零,也可以存在局部的星系激波解.这种解要求|ω_η0|>α,而且只要气体的密度反差比较大,就只能用激波解来解释螺旋结构.用叠代的方法求出了星际气体的自引力激波宏图.对一种特定的扰动引力场模拟气体自引力,可以在速度平面上定性分析激波解的特性.初始原星系盘中的物质分布不均匀性,通过缠卷过程、不稳定性增长和波动叠加.可以发展成星系激波宏图.这样,对星系激波的起源,演化和维持给出一个完整的图象.利用这个图象,可以解释星系螺旋结构的大量观测结果和分类特性.     

Markarian 8在20cm波长上的射电性质

Markarian 8是一个块斑不规则星系(clumpy Irr.)。 我们使用“甚大天线阵”(VLA)在20cm波长上对该星系进行了观测。在20cm波长上,该星系的射电形态同光学形态相似。在20cm上的射电结构同6cm上的结构相似:三个主要块斑浸在弥漫的非热包层中。块斑的射电谱是平坦的,这同光学薄气体热谱相符合.这些块斑可能是些大质量的(10⁸M⊙)HII区,表明在该星系中有新近的大规模的恒星形成活动,即恒星形成爆发。     

星系螺旋结构起源和维持的气体理论

本文计算了自引力星际气体二维不定常运动的完整方程组,研究了原始星系气体坍缩成盘时物质分布的不规则性演化形成星系激波的过程。还计算和讨论了星际气体目引力星系激波的定常解的性质.由此,给出了星系螺旋结构演化过程的一种可能图象.这种星系螺旋结构的气体理论并不借助于恒星的扰动引力场,而可以解释螺旋结构的起源和演化.利用这种概念,还可以解释盘状星系的大量观测和演化的特征.     

三维旋涡星系的基态引力势

本文利用文献[1]所得扰动引力势的结果,通过积分变换,求得了基态引力势的积分表达式.文中采用Toomre的“星系旋转模型2”,求得了旋涡星系在z=0(盘对称面)上的基态引力势的严格解;若采用Toomre旋转模型“N”,可求得相应的基态引力势的近似解。并以银河系为例,算出了在r=10千秒差距处的引力势值,此值与观测值的结果很接近。     

活动星系核宽线区标准模型的谱线轮廓

在标准宽线区模型的框架下,根据光致电离理论,通过构造细致的发射线云团的辐射结构,计算了活动星系核光谱中,Lya和CIVλ1549两条重要紫外宽发射线的轮廓,并根据所得谱线轮廓的特征,讨论了宽线区模型中的两相介质理论和运动学状态等影响谱线发射和谱线轮廓的主要物理因素.主要结论是,如果宽线区的运动学状态是引力所主导的径向内流,则当宽线区中存在一定的热相介质(其粒子数密度n_h≈2×10⁵cm^-3)时,所得理论谱线轮廓与观测特征符合的较好;如果对宽线区尺度进行合理的截取,Lya和CIVλ1549的理论谱线轮廓都向蓝端有一定的峰移,这可以用来定性解释活动星系核的观测谱中,高电离谱线和低电离谱线有系统性红移差别的现象.     

并合形成的类星体丰度及其演化

大量的观测事实揭示了类星体现象与天体间强引力相互作用或并合之间的关联 .假定类星体是由大质量天体相互碰撞和进一步并合形成的 ,采用暗物质模型对其在不同红移处的空间数密度进行了估算 .功率谱指数n =1的标准CDM模型中 ,类星体寿命t_Q=2 - 4× 10⁸a的计算结果与最新的观测数据很好地符合.对于n <1的CDM模型和混合暗物质模型,高红移处生成的类星体数密度偏低.     

磁尾中性片处一种反常电阻机制

本文在平板模型近似下探讨了磁尾中性片非绝热离子逆磁漂移不稳定性及其反常电阻。该不稳定性是由非绝热离子逆磁漂移激发的,非绝热离子的轨道漂移共振大大增强了不稳定性强度。相应的反常电阻率为10⁴(Q·m)量级,与触发磁尾磁场重联所需电阻值相近。     

致密星系群的起源 *

致密星系群可以在很短的时间尺度内因多次并合而显著改变其结构 .据此判断其形成应很晚 .但小扰动因引力不稳定而形成天体的结构形成理论要求高密度天体形成较早 .通过对这一表观矛盾的分析 ,论证了若星系有冷暗物质暗晕 ,则暗晕的并合在致密星系群形成中起着关键作用 .它不仅推迟了致密星系群的形成 ,而且加大了星系群的密度 .     

分子氮络合物的化学键理论

文中用LCAO分子轨道理论对分子氮络合物的化学键作了处理,得到了能级、电荷密度和键序的表达式,根据能级,讨论了稳定性和金属价态、电子组态dⁿ的关系;指出单核低价络合物,d^4-6最稳定,高价络合物,d^0-2稳定,根据电荷密度和键序,分析了电子能谱和红外光谱数据,并讨论了还原的可能途径,文中指出单核高价态d^0-2络合物,较易于发生还原性的亲核反应;低价d^4-6络合物将发生亲电子反应,但必须借助EDA型配位体或光激发过程进一步提高N的负电荷密度,双核络合物与单核络合物,结论大致相仿。     

球状星团NGC6205的轨道研究

使用上海天文台佘山40 cm折射望远镜间隔73年拍摄的两期各3张球状星团NGC 6205底片,以5颗《Hipparcos星表》中恒星和38颗《Tycho-2星表》中恒星的位置和绝对自行为参考架,用中心重叠法进行天体测量归算,得到了这个星团中心附近70′×70′天区内264颗恒星的位置和绝对自行,并利用这些自行对成员概率进行估算,得到这个星团的赤经绝对自行为（1.49±0.36）mas·a^-1,赤纬绝对自行为（3.06±0.35）mas·a^-1.使用这组自行值,结合已知的NGC 6205的距离和视向速度,计算了这个星团在给定的银河系引力势中的运动轨道.     

低能电子与NⅣ共振散射的R矩阵计算

本文用R矩阵方法精确地计算了N IV的2s²¹S^e,2s2p³P^o和2p²³P^e,¹D^e,¹S^e靶态间的低能电子碰撞激发的碰撞强度和速率系数,并将这些结果与其他理论和实验结果进行了比较。     

恒星形成和星系密度波的维持机制

本文证明了恒星形成及其对星际气体的加热,能导致星系密度波模式的不稳定。这种不稳定性提供了激发并维持星系密度波的一种机制。我们采用Lin和Lau的气体动力学模型,但用有源的能量方程代替多方气体方程。在WKB近似下,对于单气盘模型以及双气盘模型都求得了色散关系,二者结果基本一致,振幅增长e倍的时间按数量级约为10~6/η年,只要星系中气体与恒星的密度之比η>10~(-3),就足以补偿Toomre所指出的波的耗散。此外,还确定了密度波整体解的量子条件。在小虚部近似下,给出了花样频率及增长率的具体表达式。     

自映射的扩张不变集

设M是一个光滑流形,f是M上的C¹自映射,Λ是f的紧致的扩张不变集。本文证明:f在Λ关于C⁰小扰动是半结构稳定的,关于C¹小扰动是结构稳定的。     

类星体宽发射线区模型

在类星体宽线区,通常的复合与碰撞激发发射线和Cerenkov 线三者并存。但是,由于“Cerenkov红移”使Cerenkov线光子避开了原子的共振吸收,从气体纵深处逃逸出来,即气体对Cerenkov线显得更为“透明”。对于光学厚的致密气体,只要有足够的相对论电子,Cerenkov线强就会超过通常的复合与碰撞激发线,成为主要机制。文中以 3C 273为例,表明只要Ne?10⁴—10⁶cm^-3,则计算的L_a线总光度即可与观测相符。     

云南宇宙射线站奇特事例的再分析

1972年云南宇宙射线站观测到的奇特事例有可能是1个高能重粒子和核子碰撞,产生3个带电粒子,其中有1个带单位正电荷的长寿命重粒子C⁺,如果碰撞后没有未被记录到的中性粒子,则C⁺的性质为:质量M₊>43GeV;寿命i>0.406×10^-9s.如果它不稳定,则应可以通过弱相互作用衰变到一个比它略轻的重中粒子C⁰和1对轻子,C⁺和C⁰的质量差小于0.270GeV.这个奇特事例可能来自冷暗物质宇宙线粒子和核子的碰撞.     

O5+离子与He原子碰撞引起的可见光发射

用光学方法测量了O⁵⁺离子(4.06～5.31 kev·amu^-1)与He原子碰撞引起的200～800nm波长范围的可见光发射谱。分析表明,在O⁵⁺与He碰撞中存在着入射离子的单电子俘获激发和双电子俘获激发以及靶原子直接激发过程,并且有较高nl态间的跃迁。经计算得到了各发射谱线的绝对发射截面,并探讨了这些发射截面与入射离子能量之间的依赖关系。     

无碰撞空间等离子体中的Kelvin-Helmholtz不稳定性

本文将无碰撞等离子体的宏观方程和带电粒子的引导中心近似相结合,发展了一种漂移动力学(DK)方法,导出了无碰撞等离子体低频MHD波的色散万程,进而研究了由宏观速度跃变引起的K-H不稳定性。计算表明,在无碰撞等离子体中温度各自异性对K-H不稳定性的激发有重要的影响;波-粒子作用可加热等离子体,降低增长率,但不能使不稳定性窒息。此外还比较了DK近似和传统的MHD近似下K-H不稳定波的特性。     

在一静态磁场中强电磁波束对引力波的谐振响应

给出了在一静态磁场中强电磁波束对一引力驻波谐振响应的具体形式,并得到了相应的扰动解和谐振条件.我们发现,扰动电磁场将包含3种新的频率成分：｜ω_g±ω_e｜和ω_g.在ω_e>>ω_g±的情况下,扰动电磁场表现为频率为ω_e±的电磁波束和频率为ω_g±的电磁驻波,前者和背景电磁波束具有相同的传播方向;而在ω_g±>>ω_e±的情况下,所有的扰动电磁场均表现为频率为ω_g±的电磁驻波.谐振响应只发生在ω_e±=ω_g±和ω_g±=ω_g±两种情况下,这时不仅可以产生与背景电磁波束同向和反向传播的一阶扰动电磁能流,而且还可以产生传播方向垂直于背景电磁波束的径向和切向一阶扰动电磁能流.这一效应可望为引力波的电磁探测提供一种新的途径.此外,还讨论了在单光子雪崩效应层次上并在典型实验室尺度范围内,显示由h=10 ^-33～10^-35 , λ_g=0.1m的引力驻波产生的扰动电磁效应的可能方案.     

年青恒星形成区ON1的物理特征

本文给出了波长1.3cm和2cm上,恒星形成区ON1的VLA连续辐射射电图。用壳模型计算获得氢Ⅱ区的电子数密度大约为10⁴/cm³量级,整个氢Ⅱ区的总质量为10^-3太阳质量,电离气体的中心很可能是一颗非常年青的B类恒星。详细分析了壳型氢Ⅱ区辐射的谱形态,并导出一组从谱分析获得氢Ⅱ区物理参量的方程。对于ON1,热星风扫积而成的壳层大约为0.005pc,电子数密度随径向分布的幂指数为2.6,壳层中的平均电子数密度为10⁴/cm³。我们认为对于那些不能分辨而又有壳型结构的氢Ⅱ区,谱分析可能是获得源结构讯息和物理性质的有效途径。     

一类自覆盖映射的单一化稳定性

本文证明:对紧连通不带边Riemann流形上的任一C¹自覆盖映射f,若f满足公理A,无环条件且Ω(f)具有s-c-u结构,则f的轨道空间的结构在C^O扰动下是半稳定的,在C¹扰动下是稳定的。对作者而言,把文献[1,2]的结果推广到自映射的情形似乎是很困难的,这也是Nitecki希望解决的问题,本文可视为在此方向上迈出的一步。