含αR~2+γR_(μν)R~(μν)项的宇宙暴涨

我们利用含αR~2+γR_(μv)R~(μv)项的宇宙理论同带有一个标量场φ的Einstein理论之间的等价性,讨论了该宇宙的暴涨行为.结果表明,在D维空时(D>2)中,存在指数型的暴涨解.     

天鹅座NML Cyg OH 1612 MHz脉塞辐射研究

本文在对NML Cyg OH 1612MHz脉塞辐射的Masheder等长基线干涉仪观测结果的分析中,引进了红移分量和蓝移分量在不同拱星包层壳层中发生的新观念,得到了NML Cyg拱星包层的球形外流场模型.并讨论了质量流失、相干长度和抽运机制等问题,结论与观测符合.这在红超巨星脉塞源长基线干涉仪观测结果的分析中,还是首次获得成功.由本文的结论可看到,SiO非脉塞辐射(v=0、J=2-1)是红外星视向速度和包层流场的好的指示器.     

迴旋同步加速辐射的一些特性

本文给出了不同能谱指数Γ的非热电子,在不同传播方向的迴旋同步加速辐射的发射因子h_(1,2)(s,θ)的详细结果。其结果表明,对同一谐波数s而言,h_(1,2)(s,θ)随着θ值(波矢量k与磁场方向Η的夹角)的增加或Γ值的下降而增加,而对同一θ和Γ值而言,h_(1,2)(s,θ)还随着s 的增加而迅速下降,而当Γ=1时,h_(1,2)(s,π/2)随着s的增加而下降的程度十分缓慢,表明在横传播条件下,非热电子具有比似纵传播高得多的发射能力,其相应的辐射流量密度要比似纵传播高出几倍。 采用 Sturrock 的耀斑爆发源模型,计算了θ=π/2情况下的迴旋同步加速辐射的射电爆发谱。我们发现对具有Γ=1的非热电子的低次谐波辐射,分别在Ⅳ型爆发的300MHz和9000MHz附近有个峰值,而在他们的高频端的低次谐波的迴旋同步加速辐射遭到强烈的迴旋共振吸收而使辐射迅速下降,从而形成两峰一谷的U型射电爆发谱。 计算表明,1972年8月4日的大爆发,很可能是一团具有能谱指数为1.5,总数为10~(32)—10~(34)的非热电子,在横传播条件下的迴旋同步加速辐射和热电子的迴旋共振吸收机制产生的。     

脉冲星磁偶极辐射模型的修正

本文讨论了脉冲星磁偶极辐射模型所取得的成就和存在的困难，针对不足之处对磁偶极模型进行修正。从统计上得到修正因子与周期变率的幂律关系。由修正后的磁场强度得出其衰减时标大于１０８年，这与有关的理论研究结果一致。修正后的磁偶极模型给出周期变率和周期的新关系为р∝Ｐ－３，这恰好和р－Ｐ图中加速线以上的资料的统计拟合方程一致。     

脉冲星磁偶极辐射模型的修正

本讨论了脉冲星磁偶极辐射模型所取得的成就和存在的困难，针对不足之处对磁偶极模型进行修正。从统计上得到修正因子与周期变率的幂律关系。由修正后的磁场强度得出其衰减时标大于１０＾８年，这与有关的理论研究结果一致。修正后的磁偶极模型给出周期变率和周期的新关系为Ｐ∝Ｐ＾－３图中加速线以上的资料的统计拟合方程一致。     

速度分布和银盘厚度效应对正常脉冲星Z向分布的影响

基于彭秋和等1978年得到的无扰动有限厚盘引力势,根据两个引力势参数(h_(z1)= 0．001kpc,h_(z2)=0．325 kpc)和两个速度分布参数(σ_(v1)=115km/s,σ_(v2)=200 km/s)组合的4种情况,对4×10~5颗脉冲星做了三维蒙特卡洛模拟．4×10~5颗脉冲星按着10~8年间隔被分成20组,计算了每组“逃逸”脉冲星所占比例．对每组中“未逃逸”脉冲星,分别在0＜r＜25kpc和5＜r＜11kpc两个区域中对|z|分布做了统计,研究了“未逃逸”脉冲星在这两个区域中的分段标高和累积标高的演化特征．“未逃逸”脉冲星的分段标高在一定空间范围内的变化不规则,但累积标高的变化却比较平滑．在相对长的时间里(＞10~8年),银盘厚度对脉冲星累积标高演化有显著的复杂影响；在相对短的时间中(＜2×10~7年),这种效应很小,而且累积标高对时间的依赖关系是线性的．在长时间里,初始速度分布对累积标高也有显著影响．在引力势h_(z2)=0．325 kpc的条件下,在径向范围5＜r＜11kpc和时间t=9．22×10~6年以及σ_(v2)=200km/s的情况下,模拟的累积标高是0．596±0．005 kpc．     

标量场的动量与宇宙波函数

我们用有限维超空间模型分析了标量场的动量对宇宙波函数的影响。指出经典禁戒区的范围与动量值密切相关;在一定的条件下,在α～0附近区域内会出现经典允许区;波函数的行为与算符顺序因子p有关。使用Vilenkin边条件,我们得出α一定时波函数随标量场φ的分布几率不依赖φ,这与忽略标量场的动量时算出的分布几率不同,因此对于剧胀宇宙的初条件的推断也不同。最后,我们把所得的结果与经典剧胀理论进行了比较。     

a值在0.5到1之间的谱线吸收系数

具有多普勒效应的线吸收系数,如所熟知,可以写成下列形状:其中A=原子量,m_0=氢原子质量,c=光速,k=玻耳茲曼常数,a为辐射半宽对多普勒半宽之比,k(v)为频率在v处的吸收系数,k_0为线心吸收系数。此吸收系数在不同v即不同v处的数值,有许多人对不同参数a计算过,如a在0到0.1之间有赫亭的精密到小数点下三位的值,在0.1和0.5之间也有他的精密到两位的值。在a=0.5,1,2,10时也有玻恩的表,而对于小的a值,最近来又有哈里斯(D. L. Harris)将它展开成为a的升幂的表。然而在a=0.5和a=1之间,玻恩的表因为在此范围的两端,内插不够精密,而哈     

宇宙微波背景辐射极化的近似解析公式

在宇宙早期的退耦过程中，光子与电子发生Thompson散射．光子气体空间分布的各向异性通过Thompson散射而产生宇宙微波背景辐射的极化，并为最近WMAP观测到．从光子气体的Boltzmann方程出发，采用一般的光深函数，分别积分给出原初密度扰动和残余引力波产生的微波背景辐射极化的近似解析解，结果适用于一般的复合过程．密度扰动FS所产生极化的近似解析解为βS≌-CFs(Td)ΔTd，其中Td和△Td分别为退耦时刻和退耦宽度，系数C≌(0．08—0．12)，明显依赖于复合模型．残余引力波扰动FT产生极化的积分稍微复杂，在长波近似下我们对原初扰动按波数进行幂级数展开，保留到两项FT≌FT^(1) FT(2)，分别积分，给出近似解析解βT≌-[CFT^(1)(Td) DFT^(2)(Td)]ΔTd.第一项的极化与密度扰动类似，结论也相同；但第二项的系数D≌(0．22—0．32)，远大于系数C，我们的近似解析解有助于理解背景辐射的温度一极化交叉关联和检测残余引力波对背景辐射各向异性的贡献．     

太阳常数和大气外太阳分光辐照

太阳辐射的肉眼可见波段很窄,约3500～7500A,太阳辐射能量按波长的分布是不同的,但主要集中在一个并不太宽的波长范围内,在0.217μ<λ<10.94μ的波长区间里能量就占了太阳总辐射能量的99.9％,在0.3μ<λ<3.0μ的区间约占97％(图 2)。可见与红外辐射能(约10~(33)尔格/秒)随太阳活动(如大耀斑爆发,其能量约10~(29)尔格/秒)的变化量是很小的,粒子辐射、X射线,紫外辐射和无线电辐射的能量则随太阳活动有急剧变化,但因这些辐射的总能量只占太阳辐射总能量的2％,所以太阳辐射总量基本不     

H(z)数据对相互作用暗能量模型的观测研究

结合最新的哈勃参量H(z)观测数据、重子声学振荡(BAO)数据与普朗克卫星观测得到的宇宙微波背景辐射(CMB)数据,利用马尔柯夫链蒙特卡洛算法(MCMC)对一种相互作用暗能量模型进行了观测限制.这3种数据联合限制得到的各参数的最佳拟合值及1σ误差范围分别为:物质能量密度参数?m=0.266+0.028-0.028,相互作用因子γ=0.090+0.100-0.098,暗能量状态方程参数wX=-1.307+0.263-0.269,哈勃常数H0=74.20+4.66-4.56.相互作用耦合参数γ0表明能量正在从暗物质转移到暗能量.然而,宇宙学常数模型中的巧合性问题在1σ误差范围内依然可以轻微缓解.为了更好地做出比较,还利用BAO+CMB组合数据及单独的H(z)数据对该模型进行了考察,得到的结果如下:(1)H(z)数据能对相互作用参数γ给出更好的限制结果;(2)ΛCDM模型仍然是与观测数据符合得最好的模型,耦合参数γ与其它模型参数(?m,H0)相互关联;(3)在考虑了暗能量与暗物质间的相互作用之后,超新星局域距离阶梯测量与普朗克观测对H0限制结果的冲突问题能够得到一定程度的缓解.     

关于太阳系起源过程中尘层的厚度和演化

本文讨论了在尘层沉降后期的一些动力学过程。假定在沉降后期由于湍流的阻碍而出现缓慢沉降(准平衡),求出了开始产生径向引力不稳定性的临界厚度,并给出三种尺度之间的确定的数值关系 <|Z|>_c:h_*:λ_r=0.02107:0.1592:1,其中<|Z|>_c为开始产生径向引力不稳定时尘粒的平均高度,h_*的定义是:当半厚度等于h_*时,在Z=h_*处尘层自引力恰等于太阳引力的Z分量,λ_r则为尘层发生环形不稳定扰动的最大波长。本文并计算了尘层成环所需的时间尺度,结果表明,成环时间远远短于沉降时间。     

Virgo星系团的Virial质量和运动学分析

本文利用由Binggeli、Sandage和Tammann提供的Virgo团天区星系视向速度所确定的6°核区域的352个成员星系,得出团的Virial质量为μv=2.7×10~(14)μ。总光度L_B=2.0×10~(12)L,质光比μv/L_B=136,以及光度质量μ_L=4.1×10~(13)μ,Virgo团有着和Coma团类似的速度弥散度轮廓,近团中心部分的星系速度弥散度有减小的趋势。团星系呈现明显的形态分层,早型星系较之晚型星系明显向团中心聚集,速度弥散度较小(615:827公里·秒~(-1))。分析表明,Virgo团所经历的动力学演化过程很短,质量分层效应很不显著,是一个年轻的不规则星系团。     

地极周年运动的多年变化与大气环流多年振动的关系

本文讨论了地极周年运动多年变化与大气环流多年振动的关系,得到以下主要结果:(1)周年极运动多年变化与大气环流多年振动有关,(2)在太阳活动11年的偶周期内,周年极运动振幅和位相基本呈现单周期变化;而在奇周期内,似乎出现双周期变化现象;(3)太阳活动可能是引起周年极运动多年变化的扰动因子.     

Li-Paczyński新新星的研究进展(Ⅱ):观测

在Li-Paczynski新星(LP新星)模型被提出以及短暴的余辉被确认后,人们就积极地在短暴的光学(或光学-近红外)对应体中寻找LP新星存在的证据。第2章总结2013年之前的观测结果。第3、4章分别介绍短暴GRB 130603B、GRB 060614的基本性质与它们的近红外对应体的解释,它们的近红外超可能是LP新星存在的信号。第5章介绍短暴GRB 080503的基本性质以及它的光学对应体与X射线对应体的解释,它的光学与X射线光变曲线的晚期再增亮被解释为中子星并合之后的磁星加热的喷射物辐射(Merger-Nova辐射)。如果对于以上短暴伴随的光学-近红外对应物的解释正确,那么它们就给出了短暴与一些特殊的长暴来自致密星并合的第一批证据。除产生LP新星(与Merger-Novae)外,致密星并合之前的高速轨道运动与并合自身都将产生强烈的引力波暴(Gravitational-Wave Bursts,GWBs)。随着引力波时代的到来,致密星并合对应的各种电磁波现象的理论研究与观测受到更加密集的关注。由于引力波暴定位的不确定性较大,因此伴随引力波暴的LP新星可以作为引力波暴精确定位的最佳候选者之一。正在快速发展的高频度宽场光学-近红外巡天将对LP新星等现象进行富有成效的探索,并与引力波探测研究互相影响。因此,我们在最后介绍未来探测LP新星的方法及其多信使探测的前景。     

时空的圆舞曲引力波

2015年9月14日,美国激光干涉引力波天文台(LIGO)捕捉到了距离地球13亿光年外的一对双黑洞并合产生的引力波信号(GW150914)。经过长达数月的数据分析,LIGO团队确证了激光干涉仪在该引力波信号穿过时产生的大约是一亿亿分之一厘米尺度的振荡变化,并于2016年2月11日对外公布了这项惊人发现。这是人类首次直接探测到爱因斯坦广义相对论预言的引力波信号,并证实了双黑洞的存在。引力波探测器为探测宇宙提供了不同于电磁波(光)的全新方法,现在我们不仅能用望远镜“看”缤纷多彩的宇宙,还能用引力波探测器“听”波澜壮阔的宇宙。2017年的诺贝尔物理学奖也因此颁给了对引力波探测作出杰出贡献的三位物理学家:雷纳·韦斯(Rainer Weiss)、基普·索恩(Kip Stephen Thorne)和巴里·巴里什(Barry Clark Barish)。     

类星体3C279和双类星体0957 561A、B的红移和质量

本文提供一种新方法、以求某天体的引力红移、速度红移和质量,只要事先知道它的红移观测值和偏转角观测值(指的是它的发射线掠过折射天体如太阳所弯曲的角度或者引力透镜中的有关数据)。 所要用的基本公式如下:(一)光线弯曲与光谱频移关系式式中φ为偏转角,GM/c~2R为折射天体无量纲表面引力势,z_(v1)和z_(v2)分别为射线掠过折射天体之前和之后的引力红移。(二)引力红移相加法则 z_v=z_(v1) z_(v2) z_(v1)·z_(v2)。式中Z_r为总的引力红移。(三)引力红移变换式△c/c=z_λ z_v z_λ·z_v。式中△c/c为光速变化率,只要它为已知,则引力红移的两种表示式z_λ和z_v可以相互交换得到。通过这种变换,式(二)可以变成z_λ=z_(λ1) z_(λ2) z_(λ1)·z_(λ2),而形式完全相同.我们叫它为引力红移相加法则是变换不变的。(四)光速变化率。它是根据广义相对论的公式c=c_0(1-2U)(1 2U)~(-1)推得的。式中c_0为真空中光速,c_A、c_C和U_A、U_C分别为场中A、C两点的光速和无量纲引力势。(五)引力红移和速度红移相加法则。Z_λ=z_(λ0) z_λ z_(λ0)·z_λ 式中z_(λ0)为速度红移,Z_λ为红移观测值。我认为波λ和频率v在描述自然规律方面应有同等作用,即通过类似的红移变换,此红移相加法则的形式仍然不变。     

含辐射和扁率的圆型限制性三体问题的轨道稳定性研究

基于最小二乘法原理的速度因子方法是保流形结构算法中效率最高、稳定性最好、应用最广的方法.利用速度因子方法讨论了主星为辐射源,伴星为扁球的平面圆型限制性三体问题的稳定性问题.数值研究表明:(1)仅考虑扁状摄动项时,系统混沌运动的轨道数量会增多;(2)仅考虑辐射项时,系统有序运动的轨道数量会增多;(3)同时存在辐射和扁状摄动时,辐射占主导作用,系统有序运动的几率会增加.     

脉冲星减速研究与电磁和引力波辐射

脉冲星具有极强的磁场,由于其磁轴与自转轴并不完全重合,这使脉冲星存在电磁辐射.脉冲星靠消耗自转能来弥补辐射出去的能量,从而导致自旋速度的逐渐放慢.根据理论推导,对蟹状星云脉冲星(Crab)的初始周期进行预测,并推导出在未来任意时刻,在电磁辐射的影响下,其脉冲星自旋周期的演化规律.由于脉冲星的质量分布可能存在四极矩,引力波辐射也会使得脉冲星的旋转速度减小,因此进一步分析Crab脉冲星在引力波影响下自旋周期的变化.最后将两种辐射机制模型结合,对脉冲星在两种辐射机制共同作用下自旋周期的演化进行分析.     

彗木相撞中的惯性引力波

苏梅克-列维9号彗星(SL9)与木星相撞后，在木星上观测到的以常速度(～450m／s)向外扩展的圆环意味着这是碰撞在木星大气中引起的线性波动．我们选取：非旋转、无粘性、密度分层、不可压缩的木星大气模型，而且木星大气以水平速度U=b az运动；给出初始扰动压力P(r；0)作为碰撞的初始条件，用流体力学方程组求解了彗木相撞中的惯性引力波．结果表明：当木星大气以速度U=U0(～170m／s)运动时，彗星碎片的大部分能量都用来产生内波，同时还得到彗星碎片的撞击深度H与水平相速Vp的关系式．当木星大气以速度为U=b az运动时，木星大气的扰动能量不再是在动能和势能间均分。