激波在行星际介质中的能量耗散

导出激波下游介质相对上游介质能流通量增量公式，并由ＨｅｌｉｏｓＡ，Ｂ飞船太阳风观测资料得出不同流速太阳风流中各参量随日心距的幂律变化．以此作为背景值分别计算出磁能、内能、动能和总能在不同日心距离处的能量耗散率．结果指出激波后介质以动能增加为主，内能次之，磁能最少；总能耗率在近日处较大，但下降较快．从０．３—１．０ＡＵ，不同强度激波总能耗随初始Ａｌｆｖｅｎ激波数Ａ１０增大而增大，对Ａ１０从２．０—１０．０的计算结果与观测值一致．

银河系化学元素的丰度特征和合成图像(I):星际介质中轻元素丰度的观测及其特征

给出并解释了星际介质中轻元素D，3He，4He和Li的最新观测数据．星际介质中轻元素的丰度观测结果可以用来检验标准大爆炸核合成理论，因此对这些元素的丰度研究具有重要的天体物理意义．到目前为止，轻元素丰度的观测结果基本上支持开放宇宙的观点．根据最新的观测结果，在本地星际介质中D丰度可能存在小尺度不均匀性，而对类星体吸收云的观测表明不同观测者所获得的原初D丰度结果最大差别可达一个量级．如果观测是可靠的，那么在目前的标准大爆炸核合成理论和星系化学演化模型框架下还不能解释这种结果．另外种种迹象表明太阳系丰度可能不代表45亿年前本地星际介质的丰度．

星际介质PDR和XDR结构的微波谱线诊断

星际介质(ISM)的物理性质和化学平衡受多种加热和冷却过程的影响。光子主导区(PDR)和X射线主导区(XDR)是恒星形成过程中星际介质的两个主要结构。PDR和XDR区的主导能源机制不同,造成星际介质的物理性质和化学成分上有很大不同,反映在不同种类分子、同种分子不同跃迁能级之间以及分子同位素之间的谱线强度比有显著差异,因此可以利用分子谱线强度比作为区分PDR和XDR的示踪工具。PDR和XDR模型的数值模拟表明,分子谱线中HNC/HCN、HCN/HCO+以及HCN/CO谱线强度比可以有效地区分PDR区和XDR区。此外,CN/HCN、NO/CO以及HOC+/HCO+的柱密度比值也可以指示PDR和XDR区。PDR和XDR的微波分子谱线诊断技术已经应用在河外星系的物理和化学演化研究中,不仅证实了该技术的有效性,而且在PDR和XDR模型中引入机械能反馈机制后,使得模型能够更贴切地符合观测结果,为理解河外星系的演化打开了一扇新的窗口。

双成分星际介质的折射闪烁

本文用比较严格的理论讨论了由连续介质和散射薄屏组成的星际介质对河外射电源的折射闪烁．对折射闪烁引起的流量变化的结构函数Ｄ（τ）（τ为迟后时间）的计算表明，结构函数的幂律部份的指数Ｐ（Ｄ（τ）（∝τＰ）依赖于上述两个成份的相对散射强度，即在连续介质散射为主的情况下；而在薄屏散射为主的情况下；若两个成份的散射可相比较时，１＜Ｐ＜２．因此本模型可以用于解释在河外射电源和脉冲星中观测到的折射闪烁的结构函数具有不同幂指数的情形，特别是Ｐ～１．５的情形．

高红移亚毫米星系中星际介质的物理状态

随着亚毫米波望远镜的发展,利用这些新的探测设备,人们在亚毫米波段发现了一类高红移且富含尘埃的星系,将其称为亚毫米星系.这类星系的发现革新了我们对星系的演化以及极端条件下的恒星形成过程的认知.这些亚毫米星系是宇宙中最强的星暴星系,其中的恒星形成过程产生的能量接近爱丁顿极限.人们普遍认为这类星系正是近邻宇宙中那些大质量星系的前身天体.但是,很难解释其在高红移为何具有较高的数密度.它们其中非常少的一部分会被处于视线方向上的大质量星系通过引力透镜作用放大变亮.尽管这类处于引力透镜系统中的亚毫米星系十分稀少,但近来人们通过大视场河外巡天,发现了上百个此类天体,这为我们研究高红移亚毫米星系中的星际介质提供了一个令人振奋的新途径.

星际介质在星系形成数值模拟中的作用(英文)

通过对一百多个星系形成数值模拟和试验的分析,现在可以对引力的树结构算法和平滑粒子流体力学(Smoothed Particle Hydrodynamics,SPH)这两种数值模拟技术的准确性和可靠性做定量的估计。这些结果表明若给SPH方法中使用的平滑半径(h)固定一个下限值,可能会导致数值解的准确性严重下降。若随时调整h的值使得SPH方法计算粒子的邻近粒子数总和保持不变,则可以避免这种有害的影响,使准确性得到提高。结果还表明为了可以准确地模拟原星系的坍缩,小心地选取那些影响引力加速度准确性的参量尤其重要。

脉冲星PSR2217＋47的折射闪烁和星际介质电子密度的涨落谱

本文探讨脉冲星ＰＳＲ２２１７＋４７分米波段流量变化的星际折射闪烁解释。利用衍射闪烁测量所获得的星际介质参数和连续介质的折射闪烁理论，计算了多频率（０．３１，０．４２，０．６１和０．７５ＧＨｚ）上的折射闪烁结构函数，并与观测结构函数加以比较。结果表明，如果星际介质电子密度不均匀性具有幂律谱，那么幂律指数β＝４要比β＝１１／３（即Ｋｏｌｍｏｇｏｒｏｖ谱）能更好地符合观测。

利用电子碰撞模型诊断星际介质H II空间温度的理论模拟

本文利用离子和自由电子碰撞产生的激发和退激发模型,理论分析了星际介质等离子体的碰撞平衡条件,并且分析了在碰撞平衡条件下三能级等离子体的温度诊断的原理。以星际介质H II空间的S III离子为例,分析了碰撞平衡条件下根据谱线强度比诊断等离子体温度的原理和方法,并和常用的局域热平衡条件下的温度诊断进行了比较,得到了一些重要结论。本研究对空间等离子体温度诊断具有重要参考意义和价值。

测量脉冲双星J1748-2446A的星际介质效应

测量掩食脉冲星发生掩食时的电子密度变化对研究脉冲星的掩食机制,辐射机制有着重要的作用。线偏振辐射经过星际介质时产生的法拉第旋转效应可以用来测量相应介质的磁场,这种方法对测量掩食脉冲双星掩食介质的磁场同样适用。法拉第旋转量是电子密度和磁场的乘积在视线方向的线性积分,因此采用这种方法进行计算时候必须考虑掩食处介质的电子密度分布。首先使用TEMPO2得到了掩食处到达时间的延迟从而计算了掩食处掩食介质的电子密度分布以及RM,并通过线偏振位置角的变化计算了掩食介质的法拉第旋转效应。

Geminga TeV晕周围星际介质的湍动特性

空间功率谱分析是研究星际介质湍动特性的常用方法。以此方法利用GALFA HI巡天数据分析Geminga附近一块中性氢云的湍动特性,其21 cm谱线积分亮温度图的空间功率谱符合幂律分布,谱指数为-4.0±0.1。与银河系内本地星际介质的功率谱(谱指数大于-3.0)相比,该云的功率谱较陡。分析陡谱的成因,排除了中性氢云在视线方向所取的速度宽度不足、云周围存在垂直于视线方向的有序磁场、能量传递过程中有损失等因素的影响。这个结果暗示Geminga周围可能存在一个区域,其内部湍动特性与银河系其他区域的湍动特性不同,进而导致了Geminga TeV晕中较低的扩散系数。

星际湍流介质中二阶矩方程的数值差分方法及其应用

详细分析了湍流介质中二阶矩方程的数值差分方法。利用不同的波结构函数模型 ,计算了平面脉冲波在湍流介质中传播的双频互相关函数的实部和虚部 ,直接应用于脉冲展宽、脉冲强度等问题的计算中。为应用于脉冲波传播特性分析 ,提供必要的理论基础和方法。同时 ,也可以推广应用到处理复宗量函数的同类偏微分方程问题中。

从星系中星际介质（ISM）的观察到自一致模拟

2002年的“欧洲和国家联合天文学会议（JENAM）”在葡萄牙举行，会议的主题为：从星系中星际介质（ISM）的观察到自一致模拟，会议上的报告发表在2004年的《天体物理和空间科学》杂志289卷，3～4期，本书为该期的重新出版本。

大麦哲伦云超泡30 Doradus C研究进展

超泡是由OB星协中大质量恒星星风或/及超新星爆炸驱动而产生的带壳层的巨型泡状星际介质结构,在多个波段都有明显的发射特征,是研究天体辐射机制的重要场所。30 DorC是大麦哲伦云中唯一已观测到明显非热辐射的超泡,非热辐射覆盖了整个超泡区域且在壳层处最显著,是大麦哲伦云中结构最大的非热辐射源。回顾与总结了截至目前天文学界对30 DorC的研究成果,介绍了超泡内展源的基本情况,包括X射线热辐射、非热辐射以及其他波段的结果,同时对超泡内部已发现的点源信息做了整理,并讨论了超泡30 DorC内粒子加速的证据、可能的粒子加速机制、超泡形成原因等热点问题。

星际红外消光律

该文综述了星际尘埃在红外波段的消光律。现有的观测表明,在0.7μm≤λ≤5μm范围内的星际消光可以近似用幂律函数来拟合,而对5μm≤A≤8μm范围内的星际消光争论比较多,但现在已明确该范围内消光律是随视线方向的变化而变化,这与以往认为在整个0.7μm≤λ≤8μm范围内星际消光为各处一致的结论是相左的。在8μm≤λ≤30μm范围内的消光主要由硅酸盐在9.7μm和18μm处的吸收特征所决定,其中9.7μm处的吸收所引起的消光强度(相对可见光波段消光)在太阳邻近弥漫星云和银心方向上有较大变化,其原因仍有争论;同时,由脂肪族碳氢化合物的C-H键伸缩振动引起的在3.4μm处的谱特征强度也和9.7μm硅酸盐谱特征类似,在太阳邻近弥漫星云和银心方向有较大变化。在λ≥30μm以上的远红外范围,由于观测的限制,人们主要利用尘埃红外辐射理论来间接研究消光率,不同尘埃模型给出的红外辐射明显地不同,对λ≥30μm的红外观测将提高该范围内消光律的准确性。

星际^(26)Al核合成的研究进展

介绍了星际26Al衰变所发射1809keVγ射线的最新空间探测结果,综述了目前关于星际26Al起源的各种天体模型的研究进展。最后,简要阐述了14N(p,γ)15O反应截面的最新测量结果及其对26Al起源研究的影响,探讨了一种星际26Al合成的可能新途径。

猎户座分子云团中弥散电离介质的视向速度及线强度比分布

恒星形成区是研究恒星形成物理过程最重要的天体物理实验室.猎户座分子云团是研究各种质量恒星形成和相关年轻恒星性质的一个著名天区.通过对恒星形成区的光学光谱分析,可以获取其内部热电离气体的运动学和化学性质.基于国家大科学装置郭守敬望远镜(LAMOST)的光谱观测数据,从LAMOST I期光谱巡天数据中筛选出8个指向猎户座分子云团的观测面板,获取了1300多条针对猎户座分子云团内弥散电离介质的有效光谱.选取不受星际介质污染的背景天光光谱构建超级天光,对这些光谱数据做减天光处理,并进一步测量其发射线性质,包括Hα、[NⅡ]λ6584、[SⅡ]λλ6717和6731等发射线的中心波长和积分流量等.最后给出猎户座分子云团内弥散电离介质的视向速度和线强度比分布情况.

行星际磁云及其相关事件的综合研究(英文)

根据SOHO飞船上的LASCO和EIT探测器和GOES卫星的关于太阳活动的观测资料以及ACE和Wind飞船在地球轨道附近关于太阳风等离子体和行星际磁场的观测数据 ,分析了日冕物质抛射(CME)、行星际磁云和地磁暴的相关性 .包括具有地磁效应的晕状CME的日面源区位置分布 ,日冕物质抛射的中等周期分析 ,产生地磁暴的行星际参数的阈值等等 .作为行星际复杂抛射的一种 ,首次提出了多重磁云的概念 .通过分析观测事例 ,总结出了多重磁云的一些观测特征 ,并认为其具有潜在的强大的地磁效应 .此外 ,利用观测资料 ,研究了激波进入磁云并引起地磁暴的现象 .通过建立简单的理论模型 ,初步分析了激波在穿越磁云的过程中 。

大小麦哲伦云的星际消光

综述了大小麦哲伦云在紫外、可见光和红外波段的消光规律及其2D消光图,并讨论了其尘埃的性质。大麦哲伦云(LMC)可见光波段的平均色余E(B-V)约为0.13 mag,其RV一般取2.6,AV约为0.34 mag。小麦哲伦云(SMC)可见光波段的平均色余E(B-V)约为0.16mag,其RV一般取2.8,AV约为0.45 mag。从紫外消光的区域性变化来看,LMC的恒星形成区30Dor和LMC2超大气体壳层区属于比较致密的区域,都缺乏2175驼峰,消光在紫外上升比较快;但LMC中相对弥漫的区域却有比较明显的2175消光驼峰。SMC的bar区域几乎看不到2175驼峰,消光在紫外陡峭地上升;而wing区域则有较强的2175驼峰,消光在紫外上升的趋势也较缓。在红外波段,LMC的E(J-H)/E(H-K)大致在1.03～1.36之间,显著低于银河系的典型值1.73,说明LMC近红外消光律的幂律谱指数是明显小于银河系的;SMC的红外消光很小,测光和內禀色指数的微小误差都会带来较大不确定性,目前还没有一致的结论。总之,LMC和SMC的消光曲线不能简单地像银河系消光曲线那样,用仅含单参量RV的理论曲线来描述,而是需要适合其自身的尘埃模型以描述其消光规律。

脉冲星星际闪烁的研究进展

综述了脉冲星星际闪烁观测研究的进展。对脉冲星星际闪烁现象、星际介质中电子密度涨落谱、散射等离子体在银河系中的分布等方面的最新研究结果作了介绍。星际闪烁现象和星际介质的深入理解,使脉冲星星际闪烁已成为研究诸如脉冲星辐射区结构和脉冲星速度等脉冲星本身性质的重要工具。