非平衡动力学中恒星结构稳定性研究

采用非平衡动力学方法研究由CNO循环决定的恒星结构稳定性,本文得出:CNO循环自身是稳定的;扩散效应不会改变处于稳定的恒星结构稳定性;对流效应对其稳定性有重要影响,波数小的扰动更容易激发不稳定性;巨大的温度梯度也能激发不稳定性。本文给出了稳定性条件和恒星结构保持稳定所允许的最小扰动波数。

关于宇宙锂丰度问题

本文对宇宙钾的丰度作了一简要评介。星族Ⅰ的太阳型恒星大气锂的丰度随恒星质量的减小和年龄的增大而迅速降低。恒星大气锂的衰减主要是发生在恒星进入主序后的阶段。似乎有迹象表明,恒星大气锂的衰减速率随恒星的年龄增大而减小。与星族Ⅰ恒星相反,贫金属的星族Ⅱ的F和早型G型矮星大气锂丰度弥散很小,且其丰度比年轻的星族Ⅰ恒星和星际介质锂的丰度约低一个量级。标准的大爆炸宇宙模型预期较低的原始宇宙锂丰度,它大致同极端贫金属星族ⅡF型矮星的大气锂丰度相合,但理论预期的重子密度却远小于从星系和星系团大尺度结构和动力学所推求的宇宙密度。

振动Kuzmin盘中恒星的运动性质

本文研究振动盘中恒星的运动性质．所采用的势模型为它由一种具简单径向振动模态的Kuzmin盘和一种对数晕共同产生．得到的主要结论是：（1）恒星存在稳定且有序的近圆轨道；（2）盘振动对角动量较小的恒星及远离近圆轨道的恒星影响较大；（3）盘中大部分恒星的运动是有序的；（4）远离近圆轨道的恒星一般作混沌运动，并且最终可能逃逸，但在一个Hubble时间内实际逃逸的恒星比例较小；（5）盘振动可能是振动Kurmin盘中某些星团形成并长期维持的机制之一，盘振动幅度越大，盘中星团数目可能越多；在同一个星系盘中，角动量越大的星团数目可能越少．

快速振荡的A型特殊星

快速振荡的Ap星(roAp),作为高阶P模式非径向脉动的主序星,已成为星震学研究的主要目标之一。通过对roAp星振荡的分析,可以获取磁Ap星有价值的、甚至唯一的资料。可以研究roAp星的半径、自转周期、演化态、大气结构,甚至恒星内部磁场等等。本文综述了roAp星的发现及其现有基本数据,介绍了Ap星的一般特点与倾斜转子模型,介绍了roAp星的一般特点与倾斜脉动模型。讨论了roAp星的激发机制以及最新的研究发展。

星系振动的动力学研究进展

概括地介绍了盘星系的运动学边缘弯曲现象、盘星系中心的HI发射线空洞和棒旋星系中核球的长轴和棒的长轴不互相平行也不互相垂直等星系振动的问接观测证据；综述了星系振动动力学的理论研究情况，主要介绍了利用非静态维里方程和N体数值模拟得到的有关结果；展望了该领域今后的发展趋势，指出了建立引力自治的星系振动模型的必要性。

动力分析与椭圆星系研究

对椭圆星系观测事实的解释经历了麦克劳林体、三轴椭球体及潮汐力作用下的旋转椭球体等不同模型的过程.这些模型的建立都是以力学分析为基础的.

一种改进的恒星辐射流体动力学方程

本文将本文作者发展的辐射流体动力学方程精细化了。在新的理论公式中，描述物质与辐射场的热力学变量被彻底分开了。这不仅使得理论自身内部更为一致，也给变星脉动理论计算带来方便。本文亦证明了新老理论是相容的。

恒星的非径向脉动和模式证认

介绍了恒星非径向脉动的一般特性和可观测特征．着重评述早型恒星非径向脉动研究的最新进展以及非径向脉动模式证认的各种方法．

星系动力学中的数值方法

本文概要介绍了星系动力学的基本内容和方程。对星系动力学中的数值方法和应用进行了综述。

从密度波理论看学科交叉的必要性

最近,我国香港邵逸夫先生决定出资设立邵逸夫奖(The Shaw Prise),从2004起颁发.这项大奖共有三个奖项:数字科学奖、天文学奖、生命科学和医学奖.每项资金每年100万美金,面向全世界,不分种族、国籍和宗教信仰,在这三个领域有突破性贡献的学者均可获得.

三维旋涡星系的动力学研究

在三维对数螺线型密度扰动的引力Poisson方程严格解基础上 ,导出了对称平面(z=0 )上三维混合盘密度波的色散关系 ,并以此讨论了对于不同类型扰动盘的局域稳定性 ,同时还计算了盘面上密度波的群速度 .数值计算表明 :对数螺线型密度扰动 ,能比较好地满足扰动密度与扰动势反相位的关系 ;厚度和旋臂数目的增加有利于盘的稳定 ,而气体成分将导致盘不稳定 ;考虑厚度效应 ,银河系密度波传播的动力学时标与Toomre估计的数值相比将大大延长 ,至少需要 4.1 7× 1 0 9年 ,约占宇宙年龄的三分之一 ,从而可使以往密度波理论中得出的群速度太大的问题得到缓解 .

一个恒星能量系统动力学模拟模型

本文运用类比法，建立一个恒星系统动力学模拟模型．运用Ｌｉａｐｕｎｏｖ

太阳邻域晕流的研究进展

来自银河系晕的恒星星流在流经太阳邻域时有可能被探测到,它们仍然保留着其诞生时的某些信息。研究太阳邻域的晕流对于理解银河系的形成和演化具有重要意义。简要回顾了太阳邻域晕流研究的发展历程,介绍了晕流探测及其成员星证认方法;总结了近年来晕流成员星观测及其起源的研究进展;详细介绍了如何利用数值模拟和化学丰度分析太阳邻域晕流的起源;最后讨论了LAMOST和GAIA在晕流研究方面的前景。

场星系的旋转矢量分布和内禀扁度

从北天亮星系星表严格挑选了220个场星系作为样本,我们运用Kolmogorow Smirnov检验法得出这些场星系旋转矢量分布是非各向同性的,并且其分布与星系的形态有关.本文还考虑了星系内禀扁度对场星系旋转矢量分布的影响.我们发现,当内禀扁度在0 2附近变化时并不影响上述的统计结论.

恒星对增长螺旋引力扰动的非线性响应及其对增长模式的致稳作用

本文计算了在增长的螺旋扰动引力场中恒星响应的非线性效应.结果表明,这一非线性效应会导致Q值的增加,从而降低增长率.对于振幅很小,增长率也较小的螺旋形模式,Q值增加较慢;对于振幅较大或增民率较大的模式,Q值也增加较快,从而有效地抑正振幅的增长.这一调节机制是使得由线性理论所得出的增长模式最终达到准稳状态的原因之一。

基于LAMOST和Gaia研究太阳邻域的多星族非对称漂移效应

基于LAMOST和Gaia巡天数据交叉匹配得到的约16000颗红团簇星和一个简化的动力学模型,对太阳邻域的非对称漂移效应作了统计分析。发现在径向距离R=[7,9]kpc,垂向距离Z=[-0.5,0.5]kpc的非对称漂移速度的平均值约为20.34 km·s^(-1),并且进一步揭示出在这个空间范围内多年龄星族的非对称漂移性质,详细讨论了R-Z、X-Y、l-b和[α/Fe]-[Fe/H]平面上的非对称漂移速度的特征。在R-Z平面上发现太阳位置附近的非对称漂移速度大小为16~22 km·s^(-1),并且随着R的增加,非对称漂移速度逐渐增大,但在Z平面上暂未探测到非对称漂移速度明显的特征。在X-Y平面上恒星的分布也展示出非对称漂移速度随着径向距离向外变化而逐渐增大的特征。在银经银纬平面上,Va在经度为150°~240°时较大,约为22 km·s^(-1)。最后,研究发现年龄为0~6 Gyr的恒星的非对称漂移速度和金属丰度的相关性相对更加明显。

晚期演化星辐射流量的简化计算模型

本文提出了计算AGB末期到PPN阶段恒星辐射流量的简化模型,并由此得出了包括散射在内的光谱流量的解析表达式。该模型可较为方便地分析晚型星光谱流量的现测数据并得到有关晚型星的物理结构和状态的一些特点和参数。作为本模型的一个例子,我们得出了源OH/IR 17.7-2.0具有双壳层结构的特点,其中一个尘埃壳层的温度约为800K(内壳层),另一个壳层的温度约为110K(外壳层)。

Mass-Temperature Relation of X-ray Clusters in Triaxial Halo

We investigate the mass-temperature relation of clusters for both the spherical NFW halo model and a concentric triaxial halo model. We study the temperature and density distributions of both an isothermal and a polytropic intra-cluster gas in hydrostatic equilibrium. We find that both the uncertainties in the concentration parameter and in the eccentricities (in case of the triaxial halo) lead to a greater scatter in the emission-weighted temperature at a given halo mass for less massive clusters. This may be helpful when determining the intrinsic statistical error of the σ8 normalization of the linear power spectrum from cluster abundance.