行星形成方式的探讨

行星形成的方式,目前主要有两种见解:一种认为,行星是星子集聚而成,另一种认为,行星是由星云物质经过势井聚集为原行星而形成。笔者认为,角动量守恒定律,是认识太阳系起源和行星、卫星形成方式的重要钥匙。某一行星区的星云物质绕太阳转动的角动量总和(A_c)减去该区今日行星轨道角动量(A_p)应当等于该区行星自转角动量(A_r),即A_c-A_p=△A=A_r。但计算结果,A_c-A_p=△A>A_r。这就证明,行星是经过星云环形成的。文中计算了星云环内外边界的位置,即星云环的宽度,并提出一些新的看法,可能为行星形成方式的研究提供一些有益的线索。     

太阳系起源和演化理论的研究

通过角动量守恒计算,证明了原始星云角动量不足,单纯靠星云自转惯性离心力无法抗衡中心部位星云的吸引力,无法在星云赤道处形成星云盘.原始星云角动量不足,同时星云收缩时径向方向速度不等,内快外慢,结果中心部位星云形成太阳,外部赤道部位星云物质因赶不上内部星云物质收缩而掉队形成星云盘.再由星云盘分裂、掉队形成星云环;星云环形成行星、卫星.对太阳系一些主要特征,作了分析和说明.     

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．     

原行星盘的研究进展

原行星盘是环绕在年轻星天体(如T Tauri型星,HAe/Be星)周围的气体尘埃盘,是具有初始角动量的分子云核在塌缩形成恒星过程中的自然结果,是行星系统的起源地。原行星盘研究不仅是恒星形成理论的重要组成部分,而且是行星形成理论的基础。首先介绍了盘的形成与演化规律;然后介绍了年轻星天体的能谱分布,盘的模型和参数(质量吸积率、质量、尺度、温度、寿命);随后讨论了尘埃颗粒在盘中生长的观测证据以及行星在盘中形成的大致过程;最后对原行星盘研究的现状和未来做了总结与展望。     

星云中继假说: 星云中的原始生命和地球生命的起源

提出了关于地球生命起源的新模型---星云中继假说, 它是宇宙胚种论的修改版本. 在这个模型中, 作为宇宙``种子''的原始生命起源于太阳系的前身恒星系统中的生物化学过程, 并且在前身恒星死亡后充满整个原太阳星云. 地球生命的起源可以分为3个阶段: 太阳前身恒星的原始生命起源, 原太阳星云时期和太阳系形成与地球生命时期. 这个模型最主要的推论是原始生命(或其后裔)以及它们的化石存在于太阳系内各种天体之中.     

星云中继假说:星云中的原始生命和地球生命的起源（英文）

提出了关于地球生命起源的新模型—星云中继假说,它是宇宙胚种论的修改版本.在这个模型中,作为宇宙"种子"的原始生命起源于太阳系的前身恒星系统中的生物化学过程,并且在前身恒星死亡后充满整个原太阳星云.地球生命的起源可以分为3个阶段:太阳前身恒星的原始生命起源,原太阳星云时期和太阳系形成与地球生命时期.这个模型最主要的推论是原始生命(或其后裔)以及它们的化石存在于太阳系内各种天体之中.     

恒星形成的辐射流体(磁流体)数值模拟研究进展

恒星是宇宙中最重要的天体之一,恒星形成是天体物理学研究的重要课题。天文学家正致力于理解与恒星形成相关的一系列问题,如:大质量恒星和星团是如何形成的?什么样的物理过程决定了恒星形成区域的物理性质?初始质量函数由什么确定?恒星形成率由什么决定?近年来,恒星形成的数值模拟研究不断发展。主要介绍了辐射流体(磁流体)的数值研究在原恒星核坍缩、大质量恒星形成、星云破碎和坍缩、星团形成和初始质量函数等方面的模拟研究进展。     

星系探秘：恒星从何而来（2）

纷乱的气流和庞杂的星际尘埃,以及恒星形成时的猛烈星风,宇宙中所有最纷繁的元素仿佛都被凝聚于大质量恒星的“育婴室”,所以我们才能欣赏到像猎户座大星云和船底星云那样极尽奢华而又震撼人心的宇宙风景。但同时,混乱而繁杂的环境对天文学家们研究这些大个子恒星的身世之谜平添了诸多障碍。     

对行星状星云的深入研究

对于恒星的死亡过程,天文学家们已基本弄清楚了。但哈勃空间望远镜(ＨＳＴ)拍摄的许多行星状星云的照片所显示出的一些细节却给理论工作者带来了新的研究课题。当一颗几个太阳质量的类似于太阳的恒星到达其演化的晚期时,它便胀大成为一颗较冷(约2500Ｋ)的红巨星。这时,以太阳为例,其体积可扩大到将火星绕日轨道包括在它的边界以内,并以星风的形式失去质量,紧跟着就以超级星风(Ｓｕｐｅｒｗｉｎｄ)的形式更快地丢失质量。这些被抛射出去的星体总质量相当大的部分的物质便形成了行星状星云。与此同时,恒星的核心部分紧缩成一颗地球般大小、密…     

太阳系的角动量分佈

任何有关太阳系起源的学说都必须能够说明太阳系角动量分布的特殊性,这种特殊性首先由傅歇于1884年指出来.拉普拉斯的星云假说未能说明这种特殊性.本世纪开始以来,先后提出的各种学说都注意到这个问题,但是都未能满意地说明它.最近十多年来,有关行星和卫星的各种数据有了相当多的增添和改进,恒星和行星内部结构的研究有了很大的进展,使得有可能得出太阳和各个行星的自转角动量的较可靠的数值.本工作的目的就是利用最新的数据来计算太阳系各天体的角动量,为太阳系起源问题的研究提供资料.     

The Tilt between Acretion Disk and Stellar Disk

The orientations of the accretion disk of active galactic nuclei (AGN) and the stellar disk of its host galaxy are both determined by the angular momentum of their forming gas, but on very different physical environments and spatial scales. Here we show the evidence that the orientation of the stellar disk is correlated with the accretion disk by comparing the inclinations of the stellar disks of a large sample of Type 2 AGNs selected from Sloan Digital Sky Survey (SDSS, York et al. 2000) to a control galaxy sample. Given that the Type 2 AGN fraction is in the range of 70–90 percent for low luminosity AGNs as a priori, we find that the mean tilt between the accretion disk and stellar disk is ~ 30 degrees (Shen et al. 2010).     

Self-Collimated Stationary Disk Winds

In this contribution, we first review the theory of self-collimated jets launched from magnetized accretion disks (disk-winds originating from the first AUs). We show why it is crucial to solve in a self-consistent way the interplay between the resistive accretion disk and the ideal MHD jets. Indeed, this is the only way to get exact values for the disk ejection efficiency ξ (the jet mass load issue). Then, we show self-similar calculations of such accretion-ejection structures: first cold jets, then warm jets obtained in the presence of a hot disk chromosphere. Finally, we present for the first time an accretion-ejection flow crossing all three critical points.     

Simulations of Gas Flow from a Galactic Disk Towards the Black-Hole Accretion Disk

We report preliminary results of hydrodynamical modeling of gas flow in a galaxy potential towards a central massive black hole. We use a bar-like perturbation on the large scale in order to cause the initial inflow, and we concentrate our attention on the inner parts of the galaxy, where the potential becomes axisymmetric, or where it is dominated by an inner, secondary bar. Our high-resolution grid-based algorithm allows us to get a detailed picture of gas dynamics down to about 10 pc from the galaxy center, where the black hole becomes dominant. We find that inner bars may not increase the gas inflow, but for certain potential and gas parameters, gas flows to the center in a spiral shock. This revised version was published online in September 2006 with corrections to the Cover Date.     

Disk models for cataclysmic variables

This paper presents disk models for cataclysmic variables in which convection in the central layers has been included. The calculation of the vertical structure at different points is presented. The models have a central mass of 1M _⊙ and matter fluxes of 10^?9, 10^?8, and 10^?7 M _⊙ yr^?1. The corresponding luminosities are 1.86, 1.86×10 and 1.86×10² L _⊙.     

Disk Galaxies with Finite Thickness

The effect of finite thickness on the properties of disk galaxies is calculated on the basis of a rigorous mathematical treatment in terms of Green function and Bessel Fourier transformation. In our approach, the mass of the galactic halo is determined by fitting the observed rotation curve with a five-component model. We not only choose a bulge, a thin disk and a halobut also include a nuclear bulge (i.e. the Galactic Nucleus) and a thick disk. The effect of finite thickness of the disk on both the radial and vertical self-gravity is considered in detail. The vertical dynamics of this three-dimensional system is also investigated.     

Bulge Morphology of Disk Galaxies

1　ＩｎｔｒｏｄｕｃｔｉｏｎＢｕｌｇｅｉｓｏｎｅｏｆｔｈｅｍａｉｎｂｕｉｌｄｉｎｇｂｌｏｃｋｓｏｆｄｉｓｋｇａｌａｘｉｅｓ.Ｃｌａｓｓｉｃａｌｖｉｅｗｏｆｂｕｌｇｅｉｓｔｈａｔｉｔｈａｓｆｅａｔｕｒｅｌｅｓｓｓｔｒｕｃｔｕｒｅｌｉｋｅｓｃａｌｅ ｄｏｗｎｅｄｅｌｌｉｐｔｉｃａｌｗｈｏｓｅｌｕｍｉｎｏｓｉｔｙｄｉｓｔｒｉｂｕｔｉｏｎｉｓｗｅｌｌｄｅｓｃｒｉｂｅｄｂｙｒ1/4-ｌａｗ .Ｂｕｔ,ｒｅｃｅｎｔｇｒｏｕｎｄｂａｓｅｄｓｔｕｄｉｅｓｓｈｏｗｔｈａｔｍａｎｙｂｕｌｇｅｓａｒｅｄｉｓｋｙ (Ｋｏｒｍｅｎｄ…     

盘状星系的颜色星等关系

在Sloan数字巡天计划第二批释放的数据中选择了15257个面向的盘状星系,统计研究它们的颜色星等关系．结果表明3个颜色g-r、r-i、r-z均与r波段的绝对星等有紧密的相关关系,即:越亮的星系,颜色越红,而且色指数弥散越小．并且简单讨论了观测到的颜色星等关系对盘状星系的恒星形成历史的约束．     

星系盘厚度效应的研究

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。     

含电子-正电子对的双温吸积盘

本文研究包含正负电子对的双温吸积盘,正负电子对是通过非热的级联过程产生的.结果表明,对于轫致辐射盘和轫致辐射康普顿化盘,都存在一个临界吸积率.当吸积率小于临界吸积率时,盘结构有唯一的稳态解,大于临界吸积率则没有稳态解.我们求得了轫致辐射康普顿化盘的临界吸积率与α和ε_e的关系曲线.对于轫致辐射盘,电子对的影响可以忽略;而对于轫致辐射康普顿化盘,电子对的密度可达10~(-2)～10~3,电子对对盘的结构和光谱都有很大的影响.