电荷屏蔽对Ⅱ型超新星瞬时爆发能量的影响

讨论了电荷屏蔽效应对WS15M_⊙前身星模型瞬时爆发能量的影响,对电子俘获率的计算基于平均重核模型,数值模拟表明电荷屏蔽降低了电子俘获率,延长了爆发时间,使中微子泄漏的总能量增加,从而导致激波的能量略微降低.给出的方法可以适用于其他考虑电荷屏蔽效应的超新星数值模拟. 关键词： 超新星 瞬时爆发 数值模拟 电荷屏蔽     

等梯度加速结构瞬时束流负载效应的计算

本文从能量守恒定律出发,对应于等梯度加速结构,推导出瞬时束流负载一般解的解析表达式.特别对应于热阴极微波枪做为注入器的情形,此时脉冲内电流随时间线性增加,首次给出这时的束负载效应的解析公式.对北京自由电子激光器的加速器系统,给出数值计算结果,可以看到由于脉内电流的增长导致脉内束能量下降的程度.     

超新星

超新星爆发是一种非常壮观的景象.不久前观测到的大麦哲仑云中的超新星SN1987A仅仅是一颗比较暗的超新星,而它发出的光却是太阳的一亿倍.但超新星的数量不多,在我们银河系观测到的最后一颗是在1604年爆发的.所以为了研究超新星,从1930年开始,人们就去系统地搜寻河外星系中的超新星.从几百颗超新星的光谱和光变曲线,人们把它们分为两大类,分别称为Ⅰ型超新星和Ⅱ型超新星.Ⅰ型超新星爆发是由密近双星中的白矮星吸积其伴星的物质,使得其质量增加到超过简并电子气压强所能承受的引力,即钱德塞卡质量时,星体发生塌缩而引起的爆发.而Ⅱ型超新星…     

等离子体湍流能量传输的尺度相关性

对于空间环境中近乎无碰撞的等离子体,可采用Vlasov方程进行理论描述,基于Vlasov方程,讨论了等离子体湍流能量传输和耗散的过程:由亚格子应力引起的尺度间的能量传输,电场做功,压强张量做功(压强张量与速度梯度张量的相互作用).通过混合Vlasov-Maxwell(HVM)数值模拟,进一步研究了能量传输通道之间的联系...     

超新星研究的科学意义

 恒星(变星)渡过它漫长的一生到晚期临终时,不是默默无闻的,而往往要发生一次巨大的自我爆发,爆发时把大量物质抛向星际空间,释放出大量能量,而它的亮度会骤然增加几千万倍,甚至几十亿倍,随后又慢慢暗淡下去(一般用肉眼观察亮度持续时间在6个月以上)。宇宙中这种壮观无比的爆发恒星称为超新星。超新星是恒星世界中活动最剧烈的星体,也是物理学和天文学研究的重要前沿课题之一。     

完全变光滑长度SPH法及其实现

提出完全变光滑长度SPH法及其算法实现.方程组基于对称形式核函数近似,SPH密度演化方程与变光滑长度方程隐式关联;在Springel提出的全守恒SPH方程组基础上,通过将分散核近似形式改进为对称核近似形式得到SPH动量方程和能量方程.采用迭代求解密度演化方程和变光滑长度方程,显式求解SPH动量方程和能量方程,增加的计算量相对很少.给出三个1D激波管算例和2D Sedov算例验证方法的有效性.数值结果表明,算法保持动量和能量的守恒律,解决了传统SPH法中由于变光滑长度影响带来的计算误差,且在模拟2DSedov问题时能得到比Springel方法更准确的压强峰值位置和中心压强值.特别适合于模拟爆炸与冲击、大变形大扭曲等密度梯度和光滑长度梯度剧烈变化的问题.     

恒星演化和超新星爆发理论中某些重要问题的核物理问题

首先 ,在第 1节中我们依次介绍了各种不同质量的恒星演化进程中各个主要热核燃烧的点火条件 ,致密物质中自由电子系统的简并性对星体热核燃烧的主导作用以及爆炸性核燃烧条件。其次 ,在第 2节中我们讨论了导致恒星核心不稳定坍缩的物理因素和条件。此后 ,在本文第 3节中我们评述了Ⅰa 型超新星爆发理论尚在争论中的核物理和固体物理的问题。在第 4节中我们评述了Ⅱ型 (以及Ib 型 )超新星爆发理论中的严重困难 ,并且介绍了我们 (南京大学研究小组 )就超新星中微子延缓爆发机制的关键问题 (强大的中微子暴如何产生 ?)的物理机制提出的具体过程 :这中微子暴的强大中微子流量是从刚刚坍缩的高温高密核心通过核物质——— (u ,d)夸克系统——— (u ,d ,s)系统的相变过程在不到 1微秒的时间内很快地产生出来的的。而且 ,这个过程导致核心区域的负熵梯度 ,引起核心区域大规模对流 ,它将这强大的中微子流量很快地向外输送到中微子球的表面。在第 5节中本文还介绍了我们就超新星核心高密条件下电荷屏蔽对电子俘获过程的影响所作的探讨研究以及讨论了它对超新星坍缩核心质量 (它对超新星瞬时爆发机制成功与否起着关键作用 )的可能影响。     

压强梯度对托卡马克等离子体有理面上由磁场曲率驱动的漂移模的稳定效应

在流体模型内，我们导出了一个托卡马克等离子体内环形漂移模的色散关系，该色散关系包含了离子压强梯度、磁场梯度与曲率。一方面，磁场梯度与曲率驱动有理面上的不稳定性。另一方面，压强梯度使这些不稳定性稳定。通过解析和数值两种方法，我们获得了把不稳定性增长率压缩到零的临界压强梯度阈值。     

恒星演化和超生爆发理论中某些重要问题的核物理问题

首先,在第1节中我们依次介绍了各种不同质量的恒星演化进程中各个主要热核燃烧的点火条件,致密物质中自由电子系统的简并性对星体热核燃烧的主导作用以及爆炸性核燃烧条件。其次,在第2节中我们讨论了导致恒星核心不稳定坍缩的物理因素和条件。此后,在本第3节中我们评述了Ia型超新星爆发理论尚在急论中的核物理和固体物理的问题。在第4节中我们评述了Ⅱ型（以及Ib型）超新星爆发理论中的严重困难,并且介绍了我们（南京大学研究小组）就超新星中微子延缓爆发机制的关键问题（强大的中微子暴如何产生？）的物理机制提出的具体过程：这中微子暴的强大中微子流量是从刚刚坍缩的高温高密核心通过核物质－－（u,d）夸克系统－－（u,d,s)系统的相变过程在不到1微秒的时间内很快地产生出来的。而且,这个过程导致核心区域的负熵梯度,引起核心区域大规模对流,它将这强大的中微子流量很快地向外输送到中微子球的表面。在第5节中本还介绍了我们就超新星核心高密条件下电荷屏蔽对电子俘获过程的影响所作的探讨研究以及讨论了它对超新星坍缩核心质量（它对超新星瞬时爆发机制成功与否起着关键作用）的可能影响。     

环境压强对空泡脉动特性的影响

基于空泡生长和溃灭理论分析不同环境压强对空泡膨胀的最大泡半径、收缩的最小泡半径、膨胀与收缩速度的影响.同时,利用高功率激光与液体物质相互作用产生空泡,采用高速照相机、高频测量水听器实验研究不同环境压强下液体中空泡运动规律,并将实验结果与计算结果进行对比.结果表明:环境压强对空泡脉动特性有较大影响.相同激光能量击穿液体介质时,随着外界环境压强的增加,空泡脉动周期呈现递减趋势;空泡第一次脉动的最大泡半径同脉动周期的变化趋势一致,且数值由快到慢递减;随着外界压强的增加,空泡溃灭的速度越快.随着压强的增大,空泡膨胀与收缩更为剧烈,持续时间更短.     

纳秒激光在铜靶材中诱导冲击波的实验研究

基于聚偏二氟乙烯压电传感器, 对铜靶材中纳秒激光脉冲诱导的冲击波传播过程进行了实验研究, 给出了铜靶材内冲击压强随激光脉冲能量和靶材厚度的变化规律. 实验结果表明: 500 mJ激光脉冲能量作用到2 mm厚的铜靶材产生的冲击压强达到2.1 MPa; 激光脉冲能量从200 mJ 增加到500 mJ, 在铜靶材厚度为2和4 mm条件下, 冲击压强分别增加了162%和231%; 而当铜靶材厚度从2 mm增加到6 mm时, 在400和500 mJ激光脉冲能量作用下, 铜靶材内冲击压强分别降低了32%和49%.     

超新星核中的夸克相变及夸克质量效应

分别基于组夸克质量模型和流夸克质量模型, 讨论了超新星核心区两味夸克物质到更稳定的三味夸克物质的相变过程. 结果表明, 两种质量模型下相变的特征时标都短于10^-8s, 且质量越小的流夸克质量模型的相变速率越快;组分夸克质量模型下所得到的超新星核区的s夸克丰度, 中微子丰度及中微子总能量(除温度)相比前人的结果有轻微的增加, 而流夸克质量模型下所得到的这些参量的增加更为明显, 采用流夸克质量模型更有利于超新星的中微子延迟爆发机理的成功. 关键词： 夸克相变 组分夸克质量 流夸克质量 超新星     

反场构型等离子体中Grad-Shafranov方程的数值解

基于反场构型(field-reversed configuration)渐近理论,编写了反场构型等离子体中二维Grad-Shafranov方程的数值模拟代码,研究了不同拉长形状的反场构型剖面.通过模拟,得到了磁面坐标系中反场构型等离子体压强及梯度分布,同时求解了大拉长比、不同分界面(separatrix)类型的磁通量分布.研究结果表明,等离子体压强梯度随着磁通量呈线性增长,在分界面处发生突变;分界面处的等离子体压强越高,分界面内部的压强会更高,即具有更高的等离子体β值,反映了反场构型较好的约束效果.     

航天新材料金属锆的压缩行为

在密度泛函理论的基础上,运用局域密度近似(LDA)和广义梯度近似(GGA)两种方法,并通过第一性原理等方法对锆晶体在0～50 GPa下的物理性质进行了深入、系统的研究.结果表明,相比于广义梯度近似的计算结果而言,局域密度近似的计算结果和实验值更接近,但两者相差不是很大.并通过经典方法对锆晶体模拟计算了高压下的结构性质,得到的结果表明,在讨论的压强范围内,晶格参数与晶胞体积发生了非线性的变化,然而晶胞能量却随压强线性变化.通过对其相应的弹性性质的分析,发现随着压强的增大,锆晶体获得较好的延展性以及力学的稳定性.同时还得到了关于金属锆的能带结构特性及其光学性质,证实压强的改变对金属锆电子性质不会带来太大影响.     

从粒子到宇宙

 从超新星１９８７Ａ谈起１９８７年２月２３日,在地球上探测到远离它１７万光年的大麦哲伦星云发生的一次能量为１０２７倍的氢弹爆炸能量的超新星爆发,这次爆发后来被称为１９８７Ａ．这是自１６０４年开普勒探测到的这类爆发以来人类第一次可由肉眼观察到的超新星爆发．由于核燃料的耗尽,在自身强大引力的作用下,星体在几秒钟的时间内坍缩,并释放出成百倍于我们太阳在它现存的时间内发出的全部能量．在加拿大天文学家在智利的山上注意到超新星１９８７Ａ之前,就传来了中微子在美国和日本的两个巨大的地下粒子探测器被记录的消息．这些探测器均由几千吨非常纯净的水组成,并配以光电倍增管和电子学．     

中子星相关的暂现事件

<正>1.致密星的摇篮：超新星古人把夜空中忽然出现的“不速之客”称为客星,由于无法对距离进行精确地测量,古人记载的客星实际包括现代天文学所谓的彗星、新星、超新星等现象。区别于普通的新星,超新星具有更亮的光度,其瞬时光度可达太阳的几百亿甚至千亿倍。人类历史最早记录在册的超新星事件可追溯到185年（1）,《后汉书·天文志》载：“中平二年十月癸亥,     

大麦哲仑云超新星爆发后的一年

１９８７年 ２月 ２３日，银河系之外的大麦哲仑云中出现了一个超新星，定名为超新星 １９８７ Ａ．它是１６０９年天文望远镜发明以来第一个长时间肉眼看得见的超新星，还是二十世纪最重要的天象之一． 本文叙述超新星爆发后一年内，在可见光、红外、紫外、射电、Ｘ射线和ｒ射线各个波段取得的观测资料．介绍爆发之初的中微子事件以及对爆发前天体的研究结论．通过这一天象的研究，获得了许多新知识，也提出了许多新课题．     

SKLOF:一种新的超新星候选范围约减算法

超新星是宇宙学中的"标准烛光",其在星系中爆发的概率很低,是一种特殊、稀少的天体,只有在大量观测的星系数据中才有机会遇到,而正处于爆发期的超新星会照亮其整个星系从而在观测获得的星系光谱中具有较明显的特征。但是,目前已发现的超新星数量相对于大量的天体而言又是非常稀少的,搜寻它们所用的计算时间成为能否进行后续观测的关键,因此需要寻找高效率的超新星搜寻方法。对超新星候选范围进行约减的LOF算法的时间复杂度较高,计算量大,不适用于大规模数据集。为此通过对LOF算法进行改进,提出了一种在海量星系光谱中快速约减超新星候范围的新方法(SKLOF)。首先对光谱数据集中离中心点近的数据点进行数据剪枝,剪掉那些肯定不是超新星候选体的光谱数据对象,然后利用改进的LOF算法计算剩余的光谱数据的孤立性因子并降序排列进行离群搜索,最后获得超新星候选体的较小的搜索范围以便进行后续的证认。实验结果表明,该算法十分有效,不仅在精确度上有所提高,而且相比于LOF算法还进一步缩短了算法的运行时间,提高了算法的执行效率。     

电子回旋共振等离子体密度均匀性的数值研究

基于漂移扩散近似,在轴对称假设下,对电子回旋共振等离子体源腔室内的等离子体建立了二维流体模型.采用有限差分法对所建立的模型进行了自洽数值模拟,得到了等离子体密度均匀性随时间演化的数值结果.通过对数值结果的分析,研究了背景气体压强、微波功率和磁场线圈电流对等离子体密度均匀性的影响.研究表明,在电离初期,电子密度的均匀性好于离子密度的均匀性.在电离后期,离子密度的均匀性好于电子密度的均匀性.随着背景气体压强的增大,电子密度和离子密度的均匀性都在增加,且离子密度的均匀性增加的更快.随着微波功率的增大,电子密度和 关键词： 等离子体密度均匀性 背景气体压强 微波功率 磁场线圈电流     

浅谈超新星爆发

 超新星(Supernova)是恒星演化到最终阶段中子星之前时产生的一次最强大猛烈的爆发。爆发时恒星的光度突然增到原来的1000万倍以上,在超新星的亮度极大时,常常与它所在的星系的总亮度一样亮或者更亮,亮度变化幅度很大并且具有特殊的光谱。