引力N—体问题的数值模拟计算概况

本文对引力 N—体问题的数值模拟计算所采用的主要方法、应用范围及进展情况作了较为详细的介绍,并为开展这方面的工作提供一些基本资料。     

基于深度学习的无碰撞引力N体数值模拟的可行性研究

提出了用深度神经网络代替快速傅里叶变换法求解无碰撞引力N体数值模拟方法PM-Tree(Partical Mesh Tree)中的势能,以提升PM-Tree方法的效率,验证深度学习方法加速无碰撞引力N体数值模拟的可行性.无碰撞引力N体数值模拟对研究星系、暗物质晕以及宇宙大尺度结构的形成和演化有重要意义.无碰撞引力N体数值...     

星系形成和冷暗物质模型——(Ⅱ)有偏袒的冷暗物质模型

这是文章的第二部分,介绍了冷暗物质模型和星系有偏袒形成的概念,详细介绍了N体模拟的结果和与观测的比较,并简单介绍了有关重子物质与暗物质分离过程的初步研究进展。     

小行星主带上单个行星的质量上限

介绍了N体模拟的Hermite算法,并利用该算法研究了不同质量行星在小行星主带上轨道的演化情况．采用的演化模型是太阳系N体模型(N=7),即把水星、金星、地球的质量加到太阳上,忽略冥王星,同时在小行星主带附近增加一个假想行星,系统演化时间为1亿年．数值模拟显示能够稳定存在于小行星主带上的单个天体的质量上限其量级为10~(25)kg．模拟同时还显示在某些情况下,假想行星与木星之间的低阶共振可以增强系统的稳定性．     

1988年4月AR4990活动区耀斑前后磁场和速度场的初步分析(英文)

这群黑子于1988年4月13日出现在日面的东边缘。怀柔编号:88037; Boulder编号4990。日面位置N22,L314。其磁场极性较为复杂,17日在后随主黑子的右上方爆发一次较大的耀斑,尔后在18日、20日和21日在前导与后随之间又不断有些小的耀斑爆发.在此期间,怀柔太阳磁场望远镜取得了光球纵向磁场、光球5324A的单色象、H_β的耀斑单色像和H_β视向磁场的大量资料。 16日后随主黑子右上方有一分立的小黑子(S极),17日,耀斑就产生在它们之间(图1中的圆圈表示耀斑发生的位置)。从图2a、b可以看到,这里的极性复杂,异极性磁区互相挤压。耀斑发生在B_(11)=0的磁场中性线一侧,同样是避开了黑子的本影。这与已有的结论是相一致的。对比16日(图2a)和17日(图2b)的纵场磁图,可以看到在标有1和2的地方分别有一N极在向S极挤压。17日N极把S极分割开来。在2处,N极本来是互相连接的,但其临近的S极亦不断向其挤压渗透,耀斑前,S极把N极给断开了。在这些地方,17日UT0423时,爆发了耀斑,UT0430时,耀斑达到极大,可以看出,耀斑的亮核位于异极区挤压的前峰。耀斑发生的位置的纵场梯度为0.18G/Km。后随黑子的右上方,耀斑爆发前(图2a)其最大磁场强度为640G,爆发后(图2c)最大磁场强度为160G。这表明爆发的过程也是能量释放的过程。 虽然耀斑的单     

搜寻第一代恒星

多远算远？如何知道何时会到达？ 这不是谜语,是天文学家必须面对的终极前线。科学家正站在能看到宇宙边缘处恒星和星系的门口。但从天文学的角度来说,这些问题更确切的是：多年轻算年轻？你怎么知道看到的天体就是宇宙中的第一代天体。这两个问题是相关的,因为看得越远,我们就越深入过去。     

AR5278活动区的磁场演化(英文)

太阳磁场历来被视为太阳物理一个重要量。在1988年12月15日至12月25日,全国对日面活动区88184(怀柔)进行了联测,这是一个S型黑子。我们利用太阳磁场望远镜取得了纵向磁场图,视向速度场和一系列照片。从Fig.1我们可以看到黑子群的三个暗核(用F1、F2、F3表示)。17日另一个小黑子F4出现并于19日消失,F2向左移动并离开F1。由图2可以看出其磁场非常复杂,三个主要核是S极并被N极围住,在B和C附近有一个孤岛结构,19日它与B联结。 在观测中我们还看到在耀斑期间暗条的破裂和耀斑后暗条重建的过程。     

双地下物质变化区参数解算方法研究

经典天体测量仪器以铅垂线为基准测量本地的天文经纬度,因而能探测到本地铅垂线的偏转.本地铅垂线的偏转代表着测站周围重力场的变化,而这一变化与地下物质的再分布相关,由此有望帮助了解地下物质变化的情况.将本地的铅垂线偏转(Plumb Line Variation, PLV)与地下物质变化联系起来,建立了双质量体模型.在97°E–107°E和21°N–29°N范围内,考虑了3480个包含正、负质量变化(相对地质背景)的质量体组合算例,并利用差分进化(Differential Evolutionary, DE)算法进行了解算.解算得到的质量体相对于模拟值的位置误差小于米量级,质量误差小于10¹¹kg,结果精度较高.     

第六届国际天文和天体物理奥林匹克竞赛理论试题答案（续）

试题原文请参见《天文爱好者》2012年第10期“奥赛专版”丨丨、长问题1．1、答案：如图所示,tana≈a≈sina≈2R/D,△m=mB-mA=-2.5logFB/FA。天文学家看到的亮度（FA）应是距离他为D的N颗绝对星等为M0（光度为L0）的成员星发出的光,即FA=NL0/4πD2。     

旋涡星系中恒星形成对旋涡结构的影响

本文利用N体数值模拟方法,讨论了旋涡星系中恒星形成对旋涡结构的维持作用。在假定恒星是在一定密度区域中形成以及恒星诞生率为1.0M_⊙/年的情况下,模拟结果表明,旋涡图象的维持时间是未考虑恒星形成模型的2.3倍。     

追寻太阳神之旅

今年3月29日发生的日全食,从巴西开始延伸到大西洋、北非、中亚,直到蒙古北部都可看到这特殊的天象,这条狭长的地带全长为4500千米,覆盖了近半个地球。这次非洲北部2/3的地区、欧洲和中亚看到日偏食。利比亚、埃及和土耳其是最佳观测点。能看到日全食是不容易的,对一般的地点而言,平均要一二百年才能发生一次日全食。中国科学院科普网络委员会组织了一个赴埃及考察团,我有幸参加了该团,由此有机会来到这个古老文明的埃及,这是个愉快,而收获丰盛的旅行。我看到了埃及名胜古迹,自然奇观,领略了埃及人民淳朴民情和友好。全程10天,非常难忘。     

用强引力透镜研究暗晕中心的物质分布

对矮星系和晚型LSB星系的最新高分辨率自转曲线进行观测,揭示出由CDM主导的物质密度分布中心具有常数密度核。在ΛCDM宇宙学框架下,纯CDM宇宙学N体模拟给出普适的、带尖点的NFW模型,解决尖点-核问题的最佳方案是考虑暗晕中心重子物理过程对暗晕密度分布的影响。到目前为止,考虑重子物理过程后,不管是解析模型还是数值模拟,给出的暗晕密度分布都能很好地符合自转曲线的观测结果,但是却不能通过强引力透镜观测的检验。最后,对基于这两种观测到底能不能用一个统一的暗晕密度分布模型来描述作了简要的讨论,并认为需要更多的强引力透镜样本和分辨率更高的数值模拟,以解决上述问题。     

何时欣赏银河最好?

“仰望晴朗的夜空,可以看到一条朦胧的光带横贯天空,这就是银河”。在很多文学作品中,甚至是科学教材上,都可以看到类似的描述。可是,许多小朋友却觉得自己受骗了,因为他们曾经在家长的带领下仰望晴朗的夜空,却没看到银河。这是什么原因呢?我们看到的银河是银河系的局部在夜空中的投影,有明亮的部分,也有暗淡的部分。而且它如同其他恒星一样,在我们看来它也是“运动”的,所以只有在观测时,它明亮的部分正好出现在视野范围之内,我们才能看到灿烂的银河。     

火星山崩威势惊人

几周前,“火星勘探者”捕捉到了威势惊人的火星北极区域的山崩照片,这些崩塌与过去看到的山崩痕迹不同,这是人们第一次看到山崩的现场图像,为理解火星地质活动提供了宝贵资料。这一崩坍沿着北极区域的一个悬崖发生,在其中能看到火星表面的冰块和碎石。悬崖高度超过700米,坡度超过60度。冰块、岩石和尘土组成的混合体都被冰冻在一起,它们顺着悬崖落下时,碎裂开来,飞扬的尘土四处测射,形成了180多米宽的尘埃团。     

一部全面介绍行星科学的专著

近日,笔者有幸看到了一本新书—《行星科学》,既阅之,如入新园,目不暇接。行星是什么？在半个多世纪以前,这主要是天文学家们关心的问题,而且是猜想多于实测。自进入空间时代以来,航天器已能穿越到地球的大气层之外进行观测,还有众多的飞船对那些行星和不少小天体进行了近距探测,有的甚至还着陆到行星的表面作实地考察。     

AR5629:1989年8月16、17日的耀斑活动及其特征

本文主要介绍了1989年8月16、17日用本台太阳光谱仪的狭缝监视装置拍摄的AR5629活动区边缘Hα色球局部放大像系列资料概况。 16日拍摄到2N级耀斑的初相、极大以及耀斑冲浪,冲浪以50—180km/s的速度将物质抛出日面之外。随着耀斑面积增大,其形状也随着变化,可以看到有多层次环状     

Aquila Rift区域年轻星候选体的搜寻

使用德国Th(u|¨)ringer Landessternwarte Tautenburg(TLS)的2 m望远镜对Aquila Rift的16个区域进行了Hα、R和I共3个波段的成像观测.这些观测区域大约覆盖了Aquila Rift 7平方度的天区.除去3个数据质量不高的天区,对其余的13个区域进行了测光分析,从中证认出点源,并利用双色图的方法最终证认出7颗Hα发射线星候选体.这7个候选体是从5个观测区域中选出的,其中3颗位于银道面区域,4颗位于银纬高于4°的区域.对于这5个天区,证认了其中点源的2MASS对应体,并利用双色图的方法进一步分析了7个Hα发射线星候选体的性质.这些Hα发射线星候选体的近红外辐射并没有明显的红外超现象,有一颗还落在了主序分支上.这也说明有Hα发射的年轻星并不都伴随有红外超现象.Hα发射线观测和红外超观测的结果是相互补充的.如果将这7颗Hα发射线星候选体作为年轻星候选体,则Aquila Rift区域的年轻星数目是较少的.对于这些候选体的进一步证认还需要后续的光谱观测.     

2月深空指南

M41M41是个明亮的疏散星团,位于天狼星正南方约4度的地方,亮度约5等,视力好的人在野外黑暗环境下肉眼都能看到它。这是个比较松散的疏散星团,包含了约100颗恒星,使用20×80双筒望远镜可以看到它零散的恒星。     

非同一般的天文奥赛

2010年3月13日,全国十多个考点同时进行了全国中学生天文奥林匹克竞赛。怀着对天文的强烈兴趣,BoJone也赶赴广州参加了这一次竞赛。这是我第一次参加全国性的天文竞赛,所以感触甚多。特别是看到众多的天文牛人,心中甚是激动……不过,最让我铭记于心的,是天文奥赛那非同一般的意义。     

星星到底有多运（10）：尺度距离

成功的科学研究需要正确的科学思想,以及取得必须的科学实验（观测）资料,而要依据科学思想和观测资料得出科学成果,必然离不开合理、有效的科学方法,任何科学学科概莫能外,在有关天体距离测定的问题中,我们已经充分地看到了这一点。另一方面,在正确科学思想的指导下,观测资料的取得和科学方法的提出这两者之间具有互动性。