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1.
唐泽眉 《中国天文和天体物理学报》1981,(2)
本文从二维气体动力学和泊松方程出发,研究星际气体激波和线性恒星密度波自洽的密度波理论,求出准稳、紧卷、双臂的线性恒星密度波和星际气体激波的总合自洽解。所得结果表明,在采用不完全的流体力学线性方程组及全局的引力方程的条件下,得到的是收敛的自洽解,该解给出了与局部渐近解相同的色散关系、非谐波形式的总密度分布及总引力分布,所得结果还表明,若采用完全的流体力学线性化方程组,将得出不稳定的线性恒星密度波。 相似文献
2.
本文讨论旋涡星系中星际气体所起的作用,采用双气盘模型模拟盘状星系。由分析可知:1.由于星际气体与恒星具有不同的速度弥散度,因此恒星臂必然与气体臂分离。2.这样的分离导致密度波的旋涡模式的不稳定性。3.为使密度波得以长期维持,星系中气体密度与恒星密度之比η应小于某一值。4.系数η越小,则旋臂越紧卷。 相似文献
3.
本文从气体动力学的基本方程出发,讨论了在银河系的恒星和气体的总合引力场作用下,星际气体的大尺度三维结构.求出了星际气体空间分布的精确解,用此结果讨论了盘状星系中气体的峰值分布问题.分析了星系翼的一般特征,并具体地计算了银河系中星际气体的等密度曲线,提出了银河翼结构的一些可能趋势. 相似文献
4.
星系盘厚度效应的研究 总被引：1，自引：0，他引：1
在三维引力Poisson方程严格解基础上，探讨了有限厚星系盘基盘的动力学性质，并进一步讨论了盘的厚度效应对银河系所需晕质量的影响。研究了扰动盘的动力学性质，通过将扰动引力势Poisson方程的严格解与林家翘、徐遐生提出的自维持密度波理论相结合，建立了三维旋涡星系有限厚盘上密度波的色散关系。在此色散关系的基础上讨论了盘的局域稳定性，研究了旋涡星系旋臂的形态、三维盘状星系密度波的群速度。研究表明厚度是星系盘研究中不容忽略的重要参量。另外在有限厚盘星系密度波色散关系的基础上还探讨了一种确定星系厚度的新方法。 相似文献
5.
本文是在一个特殊模式下,对于有限厚度旋涡星系物质密度螺旋形扰动的三维引力势Poisson方程,用速变相法求出了一级渐近解。 为了解释旋涡星系的螺旋结构,林家翘等[1][2]曾求出引力势Poisson方程的渐近解。这一渐近解对于应用密度波的概念去解释旋涡形式星系的理论起着重要的作用。但是,这一渐近解是把星系中的物质近似地看成集中于星盘平面上,求解二维Poisson方程得到的。所以,不能用它讨论物质的垂直分布与垂直运动对螺旋结构的影响。后来,徐遐生[3]研究了星系盘有限厚度效应,但是他没有解出引力势的三维Poisson方程。我们根据旋涡星系中物质分布的实际情况,求出了三维Poisson方程在一个特殊模式下的解。 相似文献
6.
星际气体是星系中重子物质的重要组成部分,其中的分子气体（主要是分子氢H2）以及原子气体（主要是中性氢HI）对于星系中发生的各个物理过程至关重要。本文在前人的星系形成和演化的半解析模型基础上,加入了描述星系盘中分子气体和原子气体成分的物理模型,来研究分子气体和原子气体对于星系形成和演化所起的作用。我们主要使用了马普天体物理所Munich Group的L-Galaxies半解析星系形成模型,并借鉴了星系化学演化模型的方法,把半解析模型中的每一个星系盘分成了多个同心圆圈,然后在每个圈中分别追踪气体下落、分子气体和原子气体转化、恒星形成、金属增丰、超新星爆发加热冷气体等发生在星系盘上的物理过程,并且每个同心圈都是独立演化的。在我们的模型中,一个基本假设是每个时间步内气体都是以指数形式下落到星系盘上,并且直接叠加在已有的气体径向面密度轮廓之上,其中指数盘的标长rd正比于星系所在暗物质晕的维里半径rvir与旋转参量λ的乘积。我们的模型使用了两种描述分子气体形成的模型:一种是基于Krumholz等人解析模型的结果,其中分子气体的比例与局域气体面密度以及局域气体金属丰度相关;另一种是分子气体比例与星际压强相关的模型,根据Obreschkow等人的近似,分子气体的比例与气体面密度以及恒星质量面密度相关。由于恒星形成过程发生在星际巨分子云之中,并且根据Leroy等人的观测结果,恒星形成率面密度近似正比于分子气体的面密度,因此我们在模型中使用了与分子气体面密度相关的恒星形成规律。 相似文献
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8.
徐璺 《中国天文和天体物理学报》1995,(2)
在类似于原星系里的高温等离子体介质中，热传导具有很高的效率。当超新星爆发时，可以存在一个以纯热传导为主的能量传播阶段。本文解析地讨论了能量从持续点状源向外热传播的自模问题，得到成团超新星爆发的热自模解。作为热波传播的力学后果，热波自然地以强激波为终结。作为应用，本文分析了矮星系并合形成大星系这一模型中成团超新星爆发时能量传播的各个阶段。结论是，热传导可传播的距离与星系尺度上能量所需输运的距离是同量级的。 相似文献
9.
10.
胡文瑞 《中国天文和天体物理学报》1984,(3)
本文分析中子星的吸积流动,其中磁轴与自转轴重合.吸积盘内缘区域的波阻将使盘内的角速度偏离开普勒速度而减小,引力势能使流体加热和加速.吸积盘中有两类流动.完全亚声速流动的引力势能主要使吸积流加热.另一种流动有跨声速过渡和激波.这两种流动都表明,吸积盘的高温区域都位于过渡区中,而外部区域中气体温度不高.还计算了中子星磁层中的吸积流动.在极区距几个中子星半径处,气体被急剧加热,产生X射线辐射,形成热斑.这些结果与中子星吸积流动的主要特征一致. 相似文献
11.
本文讨论在考虑恒星速度椭球分布情形下旋涡星系的性质。由分析可知:旋涡星系的运动是恒星“气流”的紧卷旋涡式轴对称基本运动与密度波扰动的迭加,也即既有物质运动也有波的传播。当旋涡星系的旋臂为曳式时,它是旋闭的,并且恒星速度的椭球分布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,得以使且系旋臂长期维持。 相似文献
12.
13.
本文采用计算流体力学中的高分辨率ＰＰＭ格式，数值模拟了多方气体球的引力坍缩、激波形成和传播，物态方程取成Ｐ＝Ｋ（ｓ）ργ，γ为密度的分段函数，通过绝热指数γ的不同取法对三个模型分别进行了计算，并对引力坍缩、反弹激波形成和传播等三个过程以及不同模型之间计算结果上的一些差异做了比较仔细的分析，得到了一些初步结论。 相似文献
14.
星际介质中的分子气体(主要是分子氢H2)和原子气体(主要是中性氢HI)成分是星系中重子物质的重要组成部分,它们对于星系中的各种物理过程至关重要。近年来随着观测技术的提高,分子气体和原子气体的观测结果越来越多,其中中性氢主要依靠21 cn氢原子射电辐射和DLA吸收体来观测,分子氢则通过一氧化碳作为示踪分子来探测。在这些观测结果基础上,理论工作者建立了一系列模型来解释和研究星际分子原子气体的转换,分子气体与恒星形成,分子气体和原子气体在星系形成和演化中所起的作用等,并为将来更进一步的观测提供了指导和预言。 相似文献
15.
近年来红外望远镜的发展使得研究人员可以利用红外光谱数据探测到H_2的旋转谱线。这些谱线来源于"温"的分子气体。首先介绍关于H_2辐射的研究现状以及目前的研究热点,然后着重讨论在中红外波段观测到的H_2辐射与恒星形成以及与总分子气体质量之间的关系。对使用不同方法和不同数据的工作进行数据和方法的交叉检验后发现:在恒星形成星系中,H_2在中红外波段的辐射与恒星形成相关,而在活动星系核中是由激波激发,与恒星形成无关;另外,星系中的总分子气体质量可由H_2在中红外波段的辐射通过建模推出。从不同类型的星系推出的总分子气体质量与H_2辐射的相关性不明显,但总分子气体表面密度与H_2辐射有一定的相关性。从几个方面对这一结果进行解释。最后,对全文进行了总结并对未来的研究做出展望。 相似文献
16.
本文采用计算流体力学中的高分辨率ＰＰＭ格式，数值模拟了多方气体球的引力坍缩、激波形成和传播。物态方程取成ｐ＝Ｋ（ｓ）ρ＾γ，γ为密度的分段函数，通过绝热指数γ的不同取法对三个模型分别进行了计算，并对引力坍缩、反弹激波形成和传播等三个过程及不型之间计算结果的一些差异做了比较仔细的分析，得到了一些初步结论。 相似文献
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李中元 《中国天文和天体物理学报》1990,(3)
本文对十多次等离子体彗尾扭折的资料进行了测算,由此分析了行星际激波的某些特性。由太阳事件导致的行星际激波,不仅时空尺度很大、而且强度也很高;但是由别的原因导致的行星际骚扰,一般产生的,则是时空尺度较小的弱激波。根据彗尾扭折效应的分析,文章给出了行星际激波波面前后的速度差值,其大致范围在100—500km/s。 相似文献
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本文用两种介质以相对论的速度相互碰撞的模式,根据相对论理想流体的激波理论,详细计算了射电子源形成初期的主要参数,包括分离速度和激波传播速度.对热斑从星系内过渡到星系际空间准稳定状态的演化过程作了定性的一般讨论.然后用强激波关系对准稳态子源的有关参数进行了近似计算.所得结果与观测数据大体相符. 相似文献