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本文对W40(G28.8 3.5)中分子云的主要能量交换过程进行了研究。利用~(12)CO、~(13)CO分子谱线及红外观测资料,估算了W40中分子云的基本物理参数,并进而计算了它的气体冷却率、气体加热率、尘埃冷却率和尘埃加热率。并且通过对计算结果的分析,讨论了W40中分子云的气体、尘埃及嵌入红外源三者之间的能量制约关系。 相似文献
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利用紫金山天文台青海观测站13.7米射电望远镜对源IRAS053910217和IRAS065720742进行了12COJ=1-0观测,获得了气体的相应参数;用IRAS及其他红外观测资料,获得了尘埃热结构;探讨了云中气体的热平衡.对于IRAS053910217中由远红外得出的Td<Tk的情形,考虑了几种可能的加热机制.光电加热对该云可能是比较重要的;激波可能是另一种加热途径. 相似文献
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电子是太阳风粒子中最为重要的组分之一,它可以通过多种机制对太阳风产生影响.太阳风中的电子通常具有温度各向异性和束流两种非热平衡分布特征,这些偏离热平衡分布的特征可以通过波粒相互作用激发电子不稳定性和等离子体波动,激发的等离子体波动又可以通过波粒相互作用调制太阳风粒子的分布,从而加热太阳风中的背景粒子.因此电子动力学不稳定性在太阳风的演化过程中扮演了极为重要的角色.详细介绍了太阳风中常见的电子动力学不稳定性,并基于等离子体动力论,详细介绍太阳风传播过程中所出现的各种不稳定性,尤其是在近日球层和太阳大气区域所出现的电子声热流不稳定性以及低混杂热流不稳定性,并分析其波粒相互作用机制,以便更加深入地研究太阳风传播过程中的电子分布函数演化. 相似文献
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徐兰平 《中国天文和天体物理学报》1987,(1)
利用暗星云L134的光学观测及分子谱线观测的结果,估算了它的某些基本物理参数,讨论了该星云的稳定性及能量问题。 发现在L134的演化过程中,热压力及转动在制约其自引力坍缩中起一定作用,但不是重要因素,而磁场的支撑作用可能是比较重要的,L134不是在自由下落时间尺度t_(ff)上引力坍缩,而可能是在一个比较长的双极扩散时间尺度t_D上收缩。 本文还计算了L134的冷却率及加热率,表明引力克服热压力作功不是暗星云L134的有效加热源;宇宙线是L134的一个加热源,它能提供所需能量的~20%;磁场通过双极扩散释放能量可能为L134提供了一个重要的加热源。 相似文献
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我们认为存在于太阳高层大气中的一种稳定的物质交换,可以起到冷却日冕和加热色球一日冕过渡区的热机作用。还考虑到来自日冕的热传导和过渡区的辐射损失,计算了太阳过渡区的温度、密度和速度分布。并对物质流通量及速度边值与太阳过渡区厚度之间的关系作了讨论。 相似文献
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本文提出用切仑科夫射电谱线发射机制解释分子云的非热发射谱线。相对论电子在某种粒子数反转布居的分子云中穿行时,可以产生具有反常强度比的微波发射谱线。对与超新星遗迹成协的Ⅱ_(?)类OH源的非热平衡发射谱线所作的计算表明,这种非热辐射机制可能成为解决天体脉塞理论困难的一种有希望的途径。 相似文献
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近年来在大气温度与太阳活动的相关性研究中发现了QBO的调制作用,由于大气温度与太阳相关系数的高度剖面交替地呈现出正相关与负相关,且其相间距离与行星波的垂直结构大体一致,致使人们提出大气加热存在两个相互竞争的来源即太阳紫外幅射加热与上行的行星波的动力学加热。上行的行星波不仅会加热大气也应该会调制潮汐风并通过电离层发电机效应导致电场与电流的行星波周期的振荡或起伏,而当此电场沿磁 相似文献
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E.M.Sion 《中国科学院上海天文台年刊》1998,(19):200-224
仅在过去的10年中,由于采用了地面和空同时的光谱观测激变变星中正处于吸积过程的白矮星,在激变变星(CV)的研究方面出现了全新的途径。这些光谱探测开拓了恒星包层、角动量团儿CV演化中吸积物理学研究的新前没中。这篇评论包括了激变变星中的白矮星研究的方方面面:(1)表面温度;(2)吸积加热和冷却的不;(3)在高度倾斜的CV中吸收幕帘(盘的上面的大气)的影响和特点;(4)白矮星光球的化学丰度;(6)吸积带;(7)吸积的模拟。 相似文献
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星际气体是星系中重子物质的重要组成部分,其中的分子气体(主要是分子氢H2)以及原子气体(主要是中性氢HI)对于星系中发生的各个物理过程至关重要。本文在前人的星系形成和演化的半解析模型基础上,加入了描述星系盘中分子气体和原子气体成分的物理模型,来研究分子气体和原子气体对于星系形成和演化所起的作用。我们主要使用了马普天体物理所Munich Group的L-Galaxies半解析星系形成模型,并借鉴了星系化学演化模型的方法,把半解析模型中的每一个星系盘分成了多个同心圆圈,然后在每个圈中分别追踪气体下落、分子气体和原子气体转化、恒星形成、金属增丰、超新星爆发加热冷气体等发生在星系盘上的物理过程,并且每个同心圈都是独立演化的。在我们的模型中,一个基本假设是每个时间步内气体都是以指数形式下落到星系盘上,并且直接叠加在已有的气体径向面密度轮廓之上,其中指数盘的标长rd正比于星系所在暗物质晕的维里半径rvir与旋转参量λ的乘积。我们的模型使用了两种描述分子气体形成的模型:一种是基于Krumholz等人解析模型的结果,其中分子气体的比例与局域气体面密度以及局域气体金属丰度相关;另一种是分子气体比例与星际压强相关的模型,根据Obreschkow等人的近似,分子气体的比例与气体面密度以及恒星质量面密度相关。由于恒星形成过程发生在星际巨分子云之中,并且根据Leroy等人的观测结果,恒星形成率面密度近似正比于分子气体的面密度,因此我们在模型中使用了与分子气体面密度相关的恒星形成规律。 相似文献
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日冕加热是太阳物理中一个基本问题。随着一批高性能仪器(如TRACE、SOHO、Yohkoh)投入观测,作为太阳日冕中一种基本结构的冕环,其观测资料日益丰富。冕环加热是日冕加热的一个重要组成部分,越来越得到人们的重视。在简要介绍冕环最新观测和研究进展后,以其一维模型为基础,着重讨论了现有冕环加热结构和加热机制的研究进展。 相似文献
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傅承启 《中国科学院上海天文台年刊》2002,(1)
根据银心区的CO谱线观测 ,对 30 0pc气体分子环提出了一种开普勒模型 :气体分子分布在一个膨胀或收缩的椭圆环上 ,环上的气体分子按开普勒定律绕银心转动。在这样一种模型下 ,气体分子的辐射可以产生类似CO谱线观测的图形。简单讨论了各种模型参数对图形的可能影响 相似文献
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扼要地介绍了色球和日冕加热问题的研究历史。随着空间太阳观测技术的进步,人们认识到色球和日冕加热机制主要与MHD过程有关。因此,在本文中着重介绍四种MHD色球和日冕加热机制:(1)阿尔芬波;(2)MHD湍动;(3)场向电流;(4)磁重联。由于这四种加热机制的有效性都需要通过高分辨率观测来判定,所以空间太阳观测对于研究色球和日冕加热问题具有重大意义。 相似文献
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傅承启 《中国科学院上海天文台年刊》2002,(23):52-60
根据银心区的CO谱线观测,对300pc气体分子环提出了一种开普勒模型;气体分子分布在一个膨胀或收缩的椭圆环上,环上的气候分子按开普勒定律绕银心转动,在这样一种模型下,气体分子的辐射可以产生类似CO谱线观测的图形,简单讨论了各种模型参数对图形的可能影响。 相似文献
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罗绍光 《中国天文和天体物理学报》1995,(2)
对恒星形成区CepOB4的IRAS观测结果的详细分析和研究表明,与年轻星团Be59相联系的分子云物质的原始分布是高度成块的。Be59诞生于一个平均密度为100─200cm(-3)云的背向太阳一侧。强烈的电离辐射以及星风已经在其诞生地产生了一个半径大约为5pc的"水泡型(Blister)"电离氢区及与之相关的红外源。电离辐射也穿过云际介质到达与母云分离的另两个云的表面,形成了从侧面看到的电离波前及被压缩和加热的中性物质壳。在这个恒星形成区中,虽然有大量年轻恒星存在,但大质量恒星的形成已经停止。红外发射主要起源于标准尘埃粒子的热平衡发射。但在主激发星团Be59附近的HII区中25μm发射的显著增强可能与某种与电离气体相混合的新型尘埃粒子有关。 相似文献
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扼要地介绍了色球和日冕加热问题的研究历史。随着空间太阳观测技术的进步,人们认识到色球和日冕加热机制主要与MHD过程有关。因此,在本文中着重介绍四种MHD色球和日冕加热机制:(1)阿尔芬波;(2)MHD波动;(3)场向电流;(4)磁重联。由于这四种加热机制的有效性都需要通过高分辨率观测来判定,所以空间太阳 相似文献