地球动力学扁率及其与岁差章动的关系

由岁差常数求得的日月岁差是天文学的重要参数之一,它和地球动力学扁率相联系。地球动力学扁率在章动理论的计算中也是一个重要的物理量。介绍了由不同的观测方法和模型给出的地球动力扁率值,并讨论了它也岁差的关系和对章动计算的影响。在刚体地球章动振幅的计算中,地球动力学扁率值起着尺度因子的作用,要改善刚体地球章动振幅的计算,需要修改目前的黄经总岁差值。非刚体地球章动的转换函数中所采用的简正模和常数都直接或间接地依赖地球动力学扁率值。在IAU1980章动理论中,计算刚体地球章动振幅所使用的地球动力学扁率值计算转换函数中简正模频率和常数所使用的地球动力学扁率值并不一致。随着观测和计算精度的提高,地球动力学扁率值的不一致将影响章动振幅的计算。在建立刚体地球章地动理论中,如何解释地球动力学扁率值的差异,如何选取地球动力学扁率值,还有待进一步的研究。     

表面边界位置对太阳ρ模本征振荡频率的影响

本文研究了表面边界位置对太阳ρ模绝热本征振荡频率的影响。数值计算结果表明，对于ｖ４０００μＨｚ的中低阶ｐ模，表面边界置于温度极小点所引起的本征振荡频率的计算误差随着ｖ和ｌ的增大，表面边界点位置对太阳理论振荡频率的影响增大，色球结构对太阳ｐ模振荡频率的影响已变得不可忽略。     

系外行星的形状与其内部结构

随着观测技术不断进步,已经有了很多对系外行星扁率和拱点进动的观测进展.行星的扁率是由行星的内部密度剖面与其自转决定的,勒夫数k_2与其核的大小存在明显的负相关.故扁率与k_2可以很好地限定系外行星的内部结构.从Lane-Emden方程出发,构建了不同多方指数下的行星模型.继而通过解算Wavre的积分微分方程得到其扁率,结果表明:多方指数越小,自转越快,扁率越大.从NASA(美国国家航空航天局)系外行星表中,挑选了469个同时具有质量、半径和轨道周期观测或估算值的系外行星,在两种不同自转周期假设下,计算了它们的扁率.结果表明:如果采用潮汐锁定假设,绝大多数系外行星的扁率非常小,约97%的行星小于0.01,难以被观测到;而在固定的10.55 h自转周期假设下,有28%的行星扁率大于0.1.通过解算Zharkov简化的2阶微分方程,得到了不同多方模型下的勒夫数,并讨论了k_2与核大小的关系.     

极移研究的历史和最新结果

自转使地球产生形变,形变反过来又引起一些复杂的自转现象。它们有:希勃切斯在二千一百年前发现的岁差,布雷德利在二百三十年前发现的章动,以及二百一十年前就被预言但当时尚先观测的极移。本文讨论极移,必须把它与岁差和章动严格区别开来。地球是一个扁球体,包含极轴的每一个截面是一个椭圆;在赤道部分隆起,内部各等密度层都是一些扁球。太阳和月亮通常位于地球的赤道面之外,它们的引力使旋转着的地球产生一个陀螺     

关于天球历书极的定义

本文讨论了1980 IAU章动理论中关于天球历书极的定义。由于液核地球具有近周日自由极移,所以不能认为天球历书极对于地固坐标系没有近周日运动。建议把天球历书极的定义改为: “参考极的选择使得这个极相对于空固坐标系没有自由章动,对于地固坐标系没有日月极移;即它是消除日月极移的地球角动量极。”     

对EOP(GSFC)96R01中极偏移序列的分析(英文)

分析了１９７９年８月至１９９６年１月之间由ＭａｒｋⅢＶＬＢＩ时延资料得到的ＩＡＵ１９８０章动模型在经度（δψ）和交角（δε）方向的偏移序列,得到了对ＩＡＵ１９８０章动模型中主项系数的改正,并检测了自由地核章动。计算步骤依照常规资料处理方法设计,并采用了一些分析技巧以便充分利用资料的整个时段和减小端部效应对参数解的影响。对拟合残差序列的进一步分析表明,自由地核章动是统计显著的,但其参数尤其是其振幅可能具有时变性质,表现为在经度和交角方向自１９８６至１９９５年的持续减弱。     

恒星类太阳和类长周期变星脉动激发机制的理论探讨

利用一种非局部和非定常的恒星对流理论,计算了0.6～3.0 M☉恒星演化模型的线性非绝热脉动.结果表明,赫罗图上脉动不稳定带右方的脉动不稳定的低温恒星可以分成2大类(群).一类由主序矮星、亚巨星和中低光度红巨星组成的类太阳振荡恒星,它们的中高阶(径向阶nr≥12)p模是脉动不稳定的,而低阶(nr≤ 5)模是脉动稳定的;另一类是由亮的红巨星和渐近巨星支星(AGB)组成的类长周期变星,它们的低阶模(nr≤5)是脉动不稳定的,而高阶模(nr≥12)却是脉动稳定的.能利用对流与脉动的耦合统一解释造父变星脉动不稳定带红边界、类太阳和类长周期变星脉动.对赫罗图右方的低温恒星的中低阶p模振荡,对流与脉动的耦合是主要的脉动激发和阻尼机制,而湍流的随机激发机制仅对类太阳振荡高阶p模重要.     

有核的转动多层球的平衡结构

本文用一阶微扰理论讨论了有核的转动多层球平衡结构,并给出数值解。结果表明,核的质量越大,多层球转动的临界中心角速度Ω_(ocrl)就越小。而在相同的中心自转角速度下,核的质量越大,旋转棉球的扁率ξ_a/ξ_p也越大。本文还讨论了较差转动参数b对有核多层球平衡结构的影响。     

对EOP（GSFC）96R 01中极偏移序列的分析

分析了１９７９年８月至１９９６年１月之间由ＭａｒｋⅢ ＶＬＢＩ时延资料得到的ＩＡＵ１９８０间动模型在经度（δψ）和交角（δψ）方向的偏移序列,得到了对ＩＡＵ１９８０章动模型中主项系数的改正,并检测了自由地核章动。计算步骤依照常规资料处理方法设计,并采用了一些分析技巧以便充分利用资料的整个时段和减小端部效应对参数解的影响。对拟合残差序列的进一步分析表明,自由地核章动是统计显著的,但其参数尤其是其振幅     

地球的较差转动及其天文动力学效应

文中首先探讨了地球存在较差转动的可能性,证明了即使对于地球这样小的行星,其内部仍然可能存在较差转动。然后对地球较差转动规律及可能引起的三种地球动力学效应进行了分析;这三种地球动力学效应是：地球自转速率的近十年变化,黄赤交角的非摄动长期变化以及液核和固核所引起的近周日自由摆动及其对章动的影响。对这三种地球动力学效应的研究将有助于另一角度了解地球内部的结构及其运动形态。     

地震位移场对极移的激发

本文讨论了地震位移场对极移的激发问题.与已有的文献中采用的液核静力方程不同,我们采用文[1]中提出改进的液核静力方程.这样核幔间的连续性条件都可以得到满足.本文所用的地震参数取自文[2]. 在微分方程求解过程中,把整个球体分成两部分:内部是球心附近的一个小球,外部为一球壳.在内部我们应用幂级数渐近解,外部采用Runge-Kutta数值解.这样可以避免数值解过程中球心处的奇异性问题.计算结果表明,虽然用同样的地震参数,由于液核方程的不同,我们的结果比文[2]的结果大三倍左右.这说明,不同的液核方程的影响是比较大的.     

月球物理天平动对环月轨道器运动的影响

月球物理天平动是月球赤道在空间真实的摆动，会导致月球引力场在空间坐标系中的变化，从而引起环月轨道器(以下称为月球卫星)的轨道变化，这与地球的岁差章动现象对地球卫星轨道的影响类似．采用类似对地球岁差章动的处理方法，讨论月球物理天平动对月球卫星轨道的影响，给出相应的引力位的变化及卫星轨道的摄动解，清楚地表明了月球卫星轨道的变化规律，并和数值解进行了比对，从定性和定量方面作一讨论．     

EMCCD附加噪声对天文高分辨成像的影响

讨论了电子倍增电荷耦合器件(Electron-Multiplying Charge-Coupled Device,EMCCD)附加噪声的产生机理及特性,通过模拟详细分析了EMCCD附加噪声对天文图像高分辨统计重建技术——斑点干涉术传递函数信噪比的影响,并和实验进行了对比,结果表明,在星体暗弱时,由附加噪声引入的偏差将使斑点干涉术重建的信噪比下降,严重影响重建的结果,必须加以改正.由实测数据重建结果可以看出,噪声偏差改正模型基本解决了EMCCD附加噪声对斑点干涉术在重建目标自相关或模时的影响.     

用Galerkin方法研究地球本征模

地球本征模在地球内部物理结构和动力学机制研究中一直是一个重要的课题,与地球物理学、地震学联系紧密.过去采用的方法都是由一组运动方程进行积分,然后在边界上判断是否符合各物理量的约束条件,从而得到地球本征模.提出了一个新的解算此问题的方法,即用Galerkin方法计算本征模和本征函数,相应的边界条件用Tau方法处理.结果表明:在研究地球自由振荡时,Galerkin方法是一种行之有效的方法;随着所采用的地球模型的逐步完善,计算的结果也与观测更加符合.对于三层地球模型,考虑地球自转的结果比不考虑自转的有所改善,但其改善效果不如仅将地幔更细致分层对结果的改善显著.     

内行星、卫星和密近双星的稳定性

本文从其中一个主星体具有扁率的圆型限制性三体问题出发,讨论了扁率对小天体处于Hill意义下稳定条件的影响.得到稳定范围(?)所满足的方程是:它可以根据各个系统的质量参数μ和扁率参数ν求出.将它应用到太阳系、地月系和双星系后得到的结果表明:在太阳系中所有内行星、绝大多数小行星和一些短周期彗星都是处于Hill稳定的;对于人造地球卫星,发射顺行轨道要比逆行轨道稳定一些;在双星系中,得到密近双星的二个子星不可能发生物质交换的范围和这种系统动力学演化的趋势.     

用INTEGRAL/IBIS卫星研究GX301-2中回旋共振散射线性质（英文）

利用INTEGRAL/IBIS卫星2003~2011年对X射线双星GX 301-2的观测数据,系统研究了GX 301-2在不同吸积光度和轨道相位的谱性质,得到GX 301-2的回旋吸收线的性质与X射线光度无关,其能量在35~47 ke V之间,且能量与光指数和截断能量正相关,回旋吸收线的深度与截断能量有弱正相关,这表明在吸积X射线脉冲星中,回旋共振散射线对截断能量有很大影响。而回旋吸收线宽度与能量比值和深度正相关,这表明在GX 301-2表面存在一个吸积柱。由GX 301-2的自旋周期得到表面磁场强度大约为2×1014Gs,与通过回旋吸收线得到的磁场强度不符,但可以用吸积柱模型很好地解释。     

极移的地震激发研究

本文采用Harvard目录中1977－1994年间的地震有关参数，及Dahlen计算的地震引起地球惯量矩的变化有关公式，得到由地震引起的极移要比观测值小2个量级．单个地震引起的极漂移呈现随机特性，但它的累积效应却表现出长期的变化，地震引起激发极的运动方向趋向于130—150°E，它与观测极漂移的方向相反．本文这一分析结果将随着观测技术的不断改进及观测精度的提高而得到证实．当考虑地球液核效应时，地震也可能对地球液核自由章动产生影响．我们的分析表明，大地震的这一影响与VLBI检测出的结果相比较，它在观测精度以下．     

金属丰度对球状星团动力学演化的影响

动力学过程和恒星演化及二者的互相影响都会对球状星团的演化产生重要影响.由于金属丰度会影响恒星的演化轨迹,与之相伴随的恒星质量损失率的变化也会对球状星团的动力学过程造成影响.通过一系列N体模拟研究金属丰度对球状星团的质量损失率、半径等的影响,并分析其原因,同时研究了大质量恒星以及星团初始数密度分布的影响.模拟中采用的球状星团模型初始成员星数目N=50000,运行于类银河系的引力势中并考虑成员星的演化.结果显示,由于低金属丰度恒星拥有较快的演化时标,所以贫金属球状星团在早期会拥有较高的质量损失,但与此同时它们的核塌缩时间会比后者显著推迟,因此在核塌缩之后其质量损失会被富金属星团反超.另外由于大质量恒星演化导致的质量损失较大,所以大质量星的存在会使金属丰度更加显著地影响球状星团早期的扩张以及随后的核塌缩过程,同时星团的初始数密度分布也对该效应有着不可忽视的影响.     

重子物质对暗物质晕形状和角动量的影响

利用高精度大样本的冷暗物质($\Lambda$ cold dark matter, $\Lambda$CDM)宇宙学数值模拟的数据, 对重子物质如何影响暗物质晕的形状和角动量进行了研究.使用了3种数值模拟数据, 纯暗物质模拟、含辐射冷却、恒星形成和动力学超新星反馈的模拟, 包含活动星系核反馈效应的恒星形成模拟. 对这3种模拟, 还进行了不同红移处的比较. 主要结果如下.重子物理过程会改变暗物质晕的质量分布, 特别是有活动星系核反馈机制的情况下.比如, 活动星系核反馈会减少大质量暗物质晕的形成.随着宇宙的演化, 暗物质晕的空间形态逐渐由扁变圆. 重子物质的存在会加速暗物质晕形状的变化过程, 而且会使暗物质晕形状变得更圆. 但是活动星系核的反馈会对这一加速效应产生抑制.重子物质对暗物质晕的影响与暗物质晕的质量和半径都存在一定的依赖性.暗物质晕的质量越大, 它会呈现更扁的形态. 同时, 重子物质对任意质量的暗物质晕或暗物质晕在任意半径处的变圆均有一定的促进作用,尽管活动星系核反馈会抑制这一促进作用.特别是对于暗物质晕在0.2--0.6倍维里半径处的形状, 重子物质的影响尤为明显.此外, 重子物质的存在会对暗物质晕的角动量产生显著影响, 它会增大暗物质的角动量. 暗物质晕的自旋参数与质量无相关性, 但是与暗物质晕的半径存在一定的相关性.     

粘滞对黑洞吸积盘的截断的影响

采用吸积盘-冕模型研究了粘滞对黑洞X射线双星和低光度活动星系核(LLAGN)中吸积盘的截断以及黑洞X射线双星中高低态转变的影响.以前的分析表明,冕的结构对粘滞的大小非常敏感.因此详细计算了一系列粘滞系数情况下冕的结构.为了便于与观测比较,将数值计算结果进行解析拟合得到最大蒸发率和粘滞系数a的关系,M/MEDD≈1.08a3.35;截断半径和粘滞系数的关系,R/Rs≈36.11a-1.94.这些结果可以用来解释光谱态的高低态的转换和截断半径的变化.并将这些结果应用到几个黑洞X射线双星XTE J118 480,GX 339-4,以及活动星系核NGC 4636中.