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.     

扭曲气体盘的演化与星系薄盘的形成

本文研究扭曲的原星系盘的粘滞演化和盘中气体形成恒星的过程。结果表明,气体盘会在粘滞时间尺度上变成平展,而恒星形成也应在同一时间尺度上完成。这个结果可以用来比较完整地解释旋涡星系和透镜状星系中薄盘的基本观测特征。     

星系密度波的维持和恒星臂与气体臂间的相移

在旋涡星系中,一般恒星旋臂与气体旋臂之间存在相移.Lin等曾用激波机制解释这个现象,无论在理论上以及和观测的对比上,都是有困难的.本文用恒星动力学方法,重新处理了文献[1]中所讨论的恒星形成对密度波的维持机制.用这种非中性密度波模式,能很好地解释相移的全部基本特性,即:1.存在相移,2.气体臂在恒星臂的内侧,3.对刚性星系盘(v_k=0),则相移为零.文中还对相差大小作了定量估计,也与现有的观测结果相符合.     

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。     

紧卷密度波的非线性自洽理论

本文用自引力气盘模拟星盘,给出紧卷密度波的弱非线性自洽解,得出波剖面形状和色散关系,分析了自洽力场与非自洽力场的本质差异,讨论了星系激波的产生机制和存在条件,指出气体与恒星的面密度比γ_σ必须大于某一临界值,而音速比γ_α必须小于某一与γ_σ有关的临界值[见文中(128),(129)式],才能产生星系激波。     

带激波的一维非定常两相流动的数值模拟

本文将处理带激波的单相气体非定常流动问题的两种高分辨数值方法(随机取样法和二阶GRP有限差分法)推广应用于气固悬浮体(亦称含灰气体)两相情况,计算了含灰气体激波管中两相激波特性、波后流场结构及气固两相流动参数随时间的变化.数值结果表明:这两种方法均能给出带有尖锐间断阵面的两相激波松弛结构.二阶GRP方法在计算精度和机时耗用等方面优于随机取样法.     

热不稳定性与球状星团的矮星系并合形成模型

本文在冷暗物质星系偏袒形成机制的框架下,提出了一个可能的球状星团形成模型。在此模型中,原星系尺度内迭加的小尺度扰动将先期形成矮星系,它们的星际介质具有多相并存的性质,其热稳定且引力临界稳定的温相(10⁴K)云体可能是球状星团的前身,具有适当的质量、适量的金属丰度和金属丰度(氵弥)散度。在原星系Virial化过程中这些矮星系将获得动能,从而发生矮星系间的碰撞。作为强烈的外部扰动,这种碰撞过程将激发温云的热不稳定性,使其快速冷却,并进而激发其引力不稳定性,最终使其完成向球状星团的转化。     

开闭磁场位形中慢激波的传播 *

用一个二维MHD数值模型 ,数值模拟研究了慢激波在近太阳子午面内开磁场和闭磁场中的传播 .结果表明 :开磁场中的慢激波可以保持其慢激波的特性传向行星际空间 ,但闭场中的慢激波在通过盔形电流片向开放形磁场传播时可以转化为中间激波 .     

星系密度波的幅度与长期维持机理

许多盘状星系中观测到的旋涡结构,已为密度波理论成功地作了解释,还需要解决的主要问题是密度波图案的起源与长期维持的机理。本文从盘状星系气体动力学方程出发,通过二级渐近近似一致有效解,求出了密度波的幅度分布,从而建立了整个气体盘的密度波的模式,提供了密度波长期维持的一种机理。     

关于耀斑-激波非对称传播的统计研究

本文根据耀斑活动所引起的地球物理效应(地磁扰动和宇宙线Forbush下降)、空间飞船的直接观测和射电源的行星际闪烁(IPS)观测的综合研究,得到了有关耀斑-激波在行星际空间传播的一些新认识.要点是:耀斑-激波相对耀斑法线常表现为非对称传播,最快的传播方向于经度上趋向行星际螺旋形磁场一边,纬度上接近太阳电流片方向;激波的东南部是高动力学参数(V,P,N,T)和高等离子体β参数区,其西北部则相反;磁场则是激波东南部较弱而西北部最强,与动力学参数的分布截然相反;激波东南部的能量高于西北部.在上述结果的基础上提出了关于耀斑-激波非对称传播的三维物理模型.该模型和新近根据大量飞船观测所进行的统计研究结果一致,能统一而自然地解释耀斑-地球物理效应随源耀斑分布的非对称性.耀斑-激波的三维非对称性传播和结构可能是其“效应”的非对称性分布的基本起源.     

Chaplygin气体Euler方程组Riemann问题解的结构稳定性（英文）

研究了Chaplygin气体Euler方程组Riemann解的结构稳定性.当修正Chaplygin气体的压力趋于Chaplygin气体压力时,可压Euler方程组Riemann解的结构是稳定的.特别地,当修正Chaplygin气体的压力趋于Chaplygin气体压力时,Chaplygin气体Euler方程组Riemann问题的δ激波解是由后向激波和前向激波形成的Riemann解的极限.     

一种在双驱动激波管和激波风洞中实现运动激波与头激波斜相互作用的新方法

本文在讨论和分析了国外现有的运动激波与头激波斜相互作用的两大类实验方案的基础上,提出并实现了在双驱动激波管和激波风洞中形成运动激波与头激波斜相互作用的新方法.这种方法不仅可以获得双波(指运动激波与头激波,下同.)斜相互作用所需要的平面的运动激波,而且可以同时得到双波斜相互作用条件下试验模型表面瞬态压力曲线和流场照片.这种方法还可以用于研究在运动激波前有气流情况下,运动激波在尖劈或尖锥表面规则反射(Regular Reflection)与Mach反射(Mach Reflection)之间的转变.在测试技术方面,本文还提出了一种改进方法,用于测量运动激波的激波Mach数.     

旋涡星系的演化和旋臂结构

考虑到星系演化与旋臂结构间可能的相互影响,在本文中讨论了缓慢演化着的星系中的密度波理论,文中以轴对称不稳定基态代替通常的稳定基态,求出了在星系盘中旋涡状密度波列的色散关系、波作用守恒方程和波能量方程。本文着重阐明了以下几点:1.密度波与星盘的较差运动交换能量。2.从理论上可把导波和曳波区分开来,由星系演化的趋势、膨胀或收缩,确定星系中是曳波还是导波占优势。3.对于只能观测到曳行臂的星系,星系的演化特征是膨胀。4.对于银河系,在太阳附近的膨胀速度12公里/秒,演化时标10~9年。     

星系密度波的线性增长

本文以线性密度波局部渐近解为初值,求解二维非定常流体力学方程组和泊松方程,研究星系密度波的线性增长.数值计算结果表明,线性密度波将在几千万年时间内增长到与基态同量级,形成在中心区域具有棒形结构的螺旋图样.螺旋结构的图样速度及扰动密度的增长率随空间位置及时间变化.讨论了准稳螺旋结构假设的近似性.     

自引力场中非定态二维流体力学方程组的数值解

本艾以林家翘的线性密度波为初值,在自封闭边界的条件下,求得了自引力场中的非定态二维流体力学方程组的数值解.初始为基态5%的扰动密度,在10年的时间内会发展到与基态同量级.这表明,至少在气体盘模拟盘状星系时,星系密度波理论的准稳螺旋结构假设(Qsss 假设)需要作更进一步的考虑.     

太阳风中的Alfvén孤波和中间激波 *

提出中间激波由动力Alfv啨ｎ波经波形连续变陡演化而成 .由动力Alfv啨ｎ波的色散作用形成Alfv啨ｎ孤波再进而演化成为激波 .由导出的非线性自治方程组计算出各种稳态结构 .它们分别对应中间激波(I_b 类) ,Switch-on激波和Alfvén孤波 .另有一类由稀疏孤波演化成的稀疏型间断面 .由于方程中没有强耗散机制 ,所得到的激波峰面上残留着孤波系列 .     

基于映射函数的三阶WENO改进格式及其应用

低耗散、高分辨率激波捕捉格式对含激波流场的数值模拟具有重要意义.在传统三阶WENO格式（WENO-JS3）和三阶WENO Z格式（WENO-Z3）基础上,基于映射函数,给出WENO-M3、WENO MZ3格式.选用Sod激波管、激波与熵波相互作用、双爆轰波碰撞及双Mach(马赫)反射等经典算例,考察上述格式的计算性能.数值结果表明,WENO-MZ3格式相较其他格式具有耗散低、对流场结构分辨率高的特性.为了进一步扩展WENO-MZ3格式的应用范围,采用该格式数值研究封闭方形舱室内柱形高压、高密度气体爆炸波传播过程,波系演化规律以及壁面典型测点压力载荷.数值计算结果表明WENO-MZ3格式能够较好地模拟包含高压比、高密度比的爆炸波且给出数值耗散较小的壁面压力载荷.     

星系密度波的维持问题以及Waser机制的进一步数值研究

本文着眼于星系螺旋结构的维持问题,采用一种简化的星系模型,以数值解方法研究了密度波的各种有关的动力学特性。结果还进一步证实了作者用渐近分析方法所得到的Waser开关特性和共转圈势垒上的隧道效应。     

行星际起伏跨越地球弓激波后的变化

MHD波通过快激波的Snell透射模型不能处理临界角以外的透射问题,考虑行星际起伏从一切方向同地球弓激波相碰,本文介绍研究这种最普遍情形下的MHD波同地球弓激波相互作用的模型。结果表明,行星际起伏跨越地球弓激波后其状态经历了重要的变化,无论是起伏的幅度还是各向异性都增加,计箅得到的起伏的概率分布函数同根据磁鞘观测数据所构成的概率分布函数一致。对弓激波后起伏状态的空间分布模拟研究进一步揭示:行星际太阳风状态的变化对地球弓激波后起伏状态有着直接的控制作用。当行星际背景磁场位于黄道面附近时,磁鞘区起伏活动将呈现明显的晨侧高于昏侧的晨-昏不对称性;当行星际背景磁场转南(或转北)时,起伏活动景高的区域将从低纬区移向北半球(或南半球)高纬区,从而出现两种相反的南-北不对称性。磁鞘区起伏活动的这种非对称性有可能是某些磁层活动过程的起因之一。本文结果和已有的观测研究结果符合很好。     

星系螺旋结构三维密度波的流体动力学理论——整体模式解及厚度效应

本文求解了有限厚星系盘密度波的传播方程,得出了一致有效渐近解及色散方程,在此基础上,我们分析了盘厚、旋臂倾角以及共转圈上其它物理参数对螺旋图象的影响.结果表明:在其它条件不变时,盘越厚,模式解的增长率越低.由此推出对比较厚的透镜状星系,椭圆星系不可能存在螺旋结构.