超新星坍缩与中微子泄漏

本文用简化的中微子泄漏模式代替输运方程，计算超新星坍缩过程中的中微子变化，通过调节模式中的参数可改变中微子的俘陷密度，使之达到较为合适的值，还讨论了在中微子俘陷密度到达之前，特定密度区段（10~(-10)－5×10~(11)g／cm~3）内使电子俘获率有显著变化的一种参数方法及研究结果。     

II型超新星瞬发爆炸模型的对流不稳定性

本研究ＩＩ型超新星瞬发爆炸模型中的铁星核在坍缩,反弹和激波传播过程中的对流不稳定性,发现在铁星核内区出现中的指状对流,外区出现Ｓｃｈｗａｒｚｓｃｈｉｌｄ对流,而在声速点和中微子俘陷球之间的过渡区出现Ｌｅｄｏｕｘ对流,在０．７４－０．９１Ｍ⊙间的区是对流不稳定的活跃区域。     

II型超新星瞬发爆炸模型的对流不稳定性

本文研究ＩＩ型超新星瞬发爆炸模型中的铁星核在坍缩、反弹和激波传播过程中的对流不稳定性．发现在铁星核内区出现中子指状对流,外区出现Ｓｃｈｗａｒｚｓｃｈｉｌｄ对流,而在声速点和中微子俘陷球之间的过渡区出现Ｌｅｄｏｕｘ对流．在０．７４－０．９１Ｍ间的区域是对流不稳定的活跃区域．     

强磁场对中子星壳层热核反应的影响

本通过考虑强磁场中电子的量子效应，分析了强磁下电子气体的Ｆｅｒｍｉ能，讨论了磁场对核的屏蔽势和核反应率的影响，进而计算了强磁场对天体物理中几个较重要的热核反应的影响。结果表明，相对于无磁场而言，在较低密度下，足够强的磁场使原子核的屏蔽势显增加，但在ρ／μｅ〉１０＾５ｍｏｌ．ｃｍ＾－３的密度下，中子星表面存在的强度为１０＾５～１０＾９Ｔ范围内的磁场对核反应率几乎没有影响。     

超新星核中的非奇异—奇异夸克物质相变

最近Ｇｅｎｔｉｌｅ等研究了超新星核区从核物质到夸克物质的一级相变，沿着他们的工作，本文研究从两味夸克物质到三味夸克物质的相变过程，我们发现相变时标小于１０＾－７秒，超新星的中心温度和核区的中微子总能量明显增大，这不仅会增加超新星爆发的成功机会，而且会提高复活激波的能量，同时会影响新生中子星的冷却，核区存在Ｓｃｈｗａｒｚｓｃｈｉｌｄ对流。     

从太阳硬X射线和微波爆发频谱推断总电子数

用非均匀模型,对１９８１年４月２７日０８００ＵＴ大耀斑进行了分析,从硬Ｘ射线和微波爆发的观测频谱出发,在假定周围离子密度ｎｉ＝３×１０＾１０／ｃｍ＾３的情况下,计算得到两的总电子数ＮＸ和ＮＲ是近似相等的。这表明,至少对这个耀斑,两的非热电子可能有同样的分布。此外,中也分析了ＮＲ提高了１０＾３－１０＾４倍的原因可能在于磁场的非均匀性和源中的磁场值较小。     

分子云浓核的密度和磁场

利用均匀磁化球模型，对ＯｒｉｏｎＢ云中的３９个分子云浓核，从它们观测的源半径和分子线线宽，推求它们的数密度和磁场，得到平均磁场１１０μＧ，平均密度为８×１０＾４／ｃｍ＾３，这些计算值与观测结果一致，对于Ｒ〉０．２ｐｃ的分子云浓核，利用均匀磁化球模型推求磁场和数密度的方法是一种可行的方法。     

激变双星的角动量损失机制和演化

本详细研究了激变双星系统的演化，发现磁制动机制导致的角动量损失要求星风的量级为１０＾－１１—１０＾－１２Ｍ⊙ｙｒ＾－１，这比太阳风强１０＾２－１０＾３倍，表明磁星风机制失效。作认为驱动双星系统演化的角动量损失是由来自致密星的吸积盘外边缘的物质溢出的惯性离心力所致。     

激光冷却和困禁中性原子

目前利用激光来冷却和困禁中性原子的技术已取得激动人心的进展，通过使用廉价的二极管激光器和蒸汽室收集器，有效地降低了困禁原子的复杂性和高成本，在零点的μＮ温度下，可得到１０＾１１个原子／ｃｍ＾３的原子密度，本文介绍了有关激光冷却与困禁技术，讨论了其现实应用，频率标准→基本物理性质研究。     

磁中子星的一维吸积柱模型

本给出了改进的一维吸积柱模型,探讨了在大吸积率下吸积柱的结构及物理性质,并理论推导吸积柱内下落物质的温度、密度及速度的变化。计算结果表明,它自上而下可以分为几个部分：冲击区（辐射压减速压）、理想气体压减速区、简并气体压减速区、外流区。作为例证,详细计算了吸积率Ｍ≈１０＾１７ｇ／ｓ,极区磁场强度Ｂｍ≈１０＾８Ｔ的中子星吸积柱。探讨了吸积柱内的热核反应,认为它可能与低质量Ｘ射线双星的低频ＱＰＯ（准周     

强磁场中e^＋eˉ→3γ过程的研究

强磁场中的电磁辐射过程与自由空间的过程有着很大的差别。本工作就是对强磁场中的ｅ＾＋ｅˉ→３γ过程严格的量子电动力学处理，得到了一般情形下的截面与湮灭率的表达式。对静止湮灭作了数值计算，并与ｅ＾＋ｅˉ→γ和ｅ＾＋ｅˉ→２γ过程作了比较。比较结果表明三光子过程在弱磁场（～１０＾８Ｔ，中子星表面磁场强度）中，对低能光子（硬Ｘ射线）的发射有着不可忽略的贡献。     

NDAF的中微子湮灭模型解释GRB 090510爆发

围绕着恒星级黑洞的中微子主导吸积盘可以通过盘上发出的中微子湮灭为伽玛暴提供能量。对于黑洞超吸积系统,吸积可能引起黑洞特征的极大演化,这会进一步引起中微子光度的演化。考虑不一样的平均吸积率和初始黑洞参数,通过吸积系统的演化分析中微子湮灭光度和总的中微子湮灭能量随时间的变化。同时计算了短暴GRB 090510的中微子湮灭能量并与理论预测的结果比对,发现中微子主导吸积盘的中微子湮灭能量的理论预测值远高于观测值,意味着这种模型可能提供GRB 090510爆发所需要的能量。     

年轻星团光度函数的演化

利用已发表的Ｔｒａｐｅｚｉｕｍ星团和ＩＣ３４８星团的Ｋ波段光度函数和作获得的ＮＧＣ６６３Ｉ波段的光度函数，将它分别与不同年龄一次形成或分批形成的模型计算结果作了比较，认为Ｔｒａｐｅｚｉｕｍ星团的年龄为５×１０＾５年，ＩＣ３４８则为４－６×１０＾６年，且它们的成员星可能是持续产生的，ＮＧＣ６６３的年龄据推算在１－３×１０＾７年之间。     

1993年10月2日太阳射电爆发事件的证认和分析

分析了１９９３－１０－０２ ０７３９．５－０７４５．０ＵＴ在２．８４０ＧＨｚ－２．５４５ＧＨｚ观测到的一次太阳射射电爆发事件，证认了这次爆发的一部分是微波类Ⅲ型爆发。计算结果表明，这次Ⅲ型爆发是由速度为１．０×１０＾８ｍ／ｓ的相对论性电子束所引起的，产生电子束的源区背景温度为Ｔ－３×１０＾７Ｋ，射电爆发亮温度Ｔｂ＝１０６１２Ｋ，爆发源区的悄度Ｌ－３．４×１０＾２ｋｍ。     

太阳中微子问题

文中从中微子物理学、太阳中微子的探测、标准太阳模型的建立等方面对太阳中微子问题的提出进行了回顾。各为太阳中微子探测器测量结果不同程度的偏低，以及不同类探测器测量结果之间的矛盾，使得人们对太阳中微子的研究表现出浓厚的兴趣。对太阳中微子问题可从粒子物理和天体物理两个方面进行研究。文中分别对这两个研究领域中提取的企图解决太阳中微子问题的模型作了简要评述。     

恒星内部核素~(56)Fe、~(56)Co、~(56)Ni和~(56)Mn电子俘获过程中微子能量损失高斯修正

采用高斯修正法,研究了核素~(56)Fe、~(56)Co、~(56)Ni和~(56)Mn电子俘获过程中微子能量损失.结果表明:对核素的Gamow-Teller(G-T)共振跃迁能级分布的高斯修正使中微子能量损失率增加.在低能跃迁电子俘获过程为主导地位的反应中,高斯修正对中微子能量损失的影响很小,而对高能G-T共振跃迁为主要的电子俘获过程的中微子能量损失的影响将大大增加.如核素~(56)Fe在密度ρ_7=100(ρ_7以10~7 mol·cm~(-3)为单位),高斯函数半宽度△=14.3,18.3,22.3 Mev时,修正差异大约达2个数量级,核素~(56)Ni在△=6.3,18.3Mev差异分别达60%和40%.     

小质量AGB星热脉冲阶段氟的核合成

本计算并讨论了当＾１３Ｃ以渐进注入方式进入氦燃烧壳层时，＾１９Ｆ在小质量ＡＧＢ星热脉冲中的核合成问题。采用小质量ＡＧＢ星热脉冲的氢氦混合燃烧模型，中子源为＾１３Ｃ（α，ｎ）＾１６Ｏ，质量则是脉冲开始时从氢燃烧壳层卷入的。对丰度的数值计算结果表明，在小质量ＡＧＢ星的热脉冲中，＾１９Ｆ是能够有效合成的，有效合成的温度Ｔ的范围为１．８≤Ｔｓ〈２．８（Ｔ８＝Ｔ／１０＾８Ｋ）。采用小质量ＡＧＢ星的挖掘模型     

太阳中微子流变化的周期性与太阳活动

本文对1970年到1979年的太阳中微子流和太阳活动(太阳黑子、耀斑和质子事件)的数据作最大熵谱分析,并求其互相关函数和初相,得到:太阳中微子流和太阳活动均有11年的长周期;太阳中微子流和太阳质子事件还有共同的近3年、2年和1年左右的周期。太阳中微子流的3年周期占支配地位,质子事件中的3年周期亦占有重要地位。二级以上的耀斑事件亦有近两年的周期。它们的互相关函数和初相表明:太阳中微子流与太阳活动有正相关;对近11年周期的数据,太阳黑子和太阳耀斑相对于太阳中微子均有延迟时间47个月,对质子事件有延迟时间41个月。对于约3年的周期,质子的延迟时间为10个月。结合他人的太阳半径和太阳磁场的测量与分析结果,得到一个符合标准太阳模型中物理过程的太阳中微子流变化与太阳活动间的因果关系,并对这个因果关系的可能机制进行了讨论。     

高能中微子天文学简介─—兼谈中微子应用

高能中微子天文学简介─—兼谈中微子应用许梅随着人们对中微子的许多性质与运动、变化规律日益加深的了解，以及更多中微子探测装置的建立，可以预见中微子天文学在２１世纪初将会有较大的发展。恒星（包括太阳）内部、超新星爆发过程、星系（包括银河系）核心、类星体以...     

宇宙磁场中的中微子

本文讨论了有质量的Dirac粒子在宇宙磁场中的演化。宇宙磁场使空间度规出现各向异性。通过求解Dirac方程,得到了中微子在宇宙磁场中的表观磁矩。