星风物质损失率对大中质量转动恒星演化的影响

文章采用四个不同星风物质损失率公式,计算了5M⊙和15M⊙转动恒星的演化。通过对演化结果的比较发现：星风物质损失率的大小对大质量转动恒星演化的影响比对中质量恒星的影响要大;星风作用越大,恒星在HR图中的演化轨迹向低光度方向移动;而且较大的物质损失率降低了恒星内部CNO循环的反应速率,从而延长了恒星的演化寿命,并影响到恒星内部的密度和温度等各个物理量。     

Ba星系统轨道参量的变化

考虑到δｒ≠０，用整个系统的角动量守恒条件代替切向动量守恒条件，推导了星风吸积质量及轨道参量变化方程，在此基础上计算了Ｂａ星系统在星风吸积过程中吸积的物质量和轨道参量的变化，并讨论了逃逸物质附加切向速度对各参量的影响。     

科学家首次观测到恒星风激烈碰撞

恒星风是恒星表面发出的物质流,是恒星质量流失的一种手段.恒星风在所有恒星中都普遍存在,但速度和强度有很大差别.太阳发出的星风通常称为太阳风,速度大约为每小时200～300km.从冕洞吹出的太阳风速度则要大一些,大约每小时700km.太阳通过星风损失质量的速率约为每年10-14倍太阳质量,在一生中通过星风大约会损失掉0.01%的质量,因此星风对其演化的影响可以忽略不计.     

Ba星系统的星风吸积及污染因子

用整个系统的角动量守恒条件代替切向动量守恒条件,且δr ≠ 0,考虑轨道偏心率的高次项,推导了星风吸积质量及轨道参量变化方程.在此基础上计算了 Ba星系统在星风吸积过程中吸积的物质量和轨道参量的变化,并讨论了影响Ba星污染因子的 因素.     

物态方程对初生中子星星风动力学的影响

初生中子星中微子驱动的星风被认为是r-过程和p-过程发生的场所之一.基于牛顿流体动力学方程组,我们讨论了3种不同物态方程（（i）严格物态方程;（ii）忽略正负电子对简并参数;（iii）忽略气体压强）对初生中子星中微子驱动星风动力学的影响.结果发现,忽略简并参数的物态方程是个很好的近似;忽略气体压强的物态方程会明显地降低星风的密度、温度,提高速度和核子熵,但电子丰度几乎不会改变.同时星风物质溢出率、动力学时标等影响核合成的重要参量都有明显的改变.对1.4M⊙的典型中子星模型,我们发现在反中微子光度为8×1051ergs1时,星风物质是富中子的,采用不同的物态方程可能使诞生的快中子俘获元素的平均质量数最大相差6;在反中微子光度为1×1051ergs1时,星风物质是富质子的,质子俘获重核的相对丰度可能相差一倍,因此考虑合适的物态方程是极为重要的.     

钡星星风吸积模型的检验

考虑δr≠0和偏心率e二次以上的高次项,采用星风质量吸积的角动量守恒模型,并根据由此模型推出的星风吸积质量及轨道参量变化方程,重新计算了ζCap系统在星风吸积过程中吸积的物质质量和轨道参量的变化,从而进一步证实在分离双星系统,钡星通过星风吸积模型与其伴星发生了质量传输.     

潮汐作用对Ba星系统轨道根数的影响

用整个系统的角动量守恒条件代替切向动量守恒条件，考虑轨道偏心率的二次以上的高次项和潮汐作用的影响，重新推导了星风质量吸积和轨道根数变化方程，在新的轨道根数变化方程的基础上计算了Ba星的星风质量吸积及轨道根数的变化，并和没有潮汐作用的情况作了比较。计算结果表明，潮汐作用使轨道周期较小的Ba星系统的能量减小，所以系统轨道的半长轴和轨道偏心率减小；潮汐作用对长周期的Ba星系统的影响很小；其大小依赖于恒星半径和2星距离的比。     

两个星风吸积模型的比较

利用KOMIYA和LIU的2个星风吸积模型计算了富碳极贫金属星(CEMP星)和CH星表面C丰度与轨道周期P终值的关系、污染因子R同轨道周期P终值的关系,以及轨道半长轴A随伴星质量M2的变化。从而对2个星风吸积模型进行了比较。从计算结果可以看出,2个星风吸积模型是一致的。     

三轴椭球体模型中星风物质损失率的分布

采用三轴椭球体模型和理论计算,数值模拟并分析了子星的星风物质损失率分布。结果表明三轴椭球体模型下受有效重力加速度和不透明度的影响,子星的星风物质损失率分布是非均匀的,在该分布和子星形变的共同影响下角动量损失率的分布也是非均匀的。     

质量损失对贫金属AGB星表面丰度的影响

在参数化热脉冲模型的基础上,加入星风质量损失,拟合了三颗铅星(HD187861、HD224959和HD196944)和两颗非铅星(LP625-44与LP706-7)的表面丰度,计算结果都能很好地重现观测数据.同时还发现:在考虑星风质量损失的情况下,三颗铅星的平均中子辐照量均超过2(mb)-1,富氮中间壳层中约80%的物质重复经历s-过程.而对于非铅星,星风质量损失的影响可忽略不计.     

利用反常粘滞研究吸积盘的脉动不稳定性

从磁流体动力学方程组出发,用微扰法得出含反常粘滞、反常阻抗、环向磁场和垂向磁场的吸积盘的色散方程。在弱磁场情况下,数值计算结果表明盘内区存在1种不稳定的单调模式和3种稳定的单调模式,磁场对单调不稳定性表现为非稳因素。随着磁场的增强,单调模式消失,盘内出现4种轴对称振荡模式,其中两种振荡模式是脉动稳定的,环向磁场对其表现为非稳因素,垂向磁场对其表现为致稳因素;另两种振荡模式在波数比较小时是不稳定的,随着波数的增大,这两种模式也是脉动稳定的,环向磁场和垂向磁场分别对他们表现为致稳因素和非稳因素。     

电磁流体力学的一类新的严格解

本文研究了方位方向外加磁场下不可压缩导电粘滞流体的定态管道流动,导出了确定速度分布和感应磁场分布的方程,藉此可以求出电磁流体力学的一类新的严格解。进而具体讨论了管壁为绝缘体的扇形截面管道流动,给出了速度分布和感应磁场分布的解析表达式,以及管道总流量对Hartmann数的依赖关系,并作了图解分析。     

微重力环境下横向旋转磁场对热表面张力流的影响

微重力环境下外加磁场可以有效地控制浮区法晶体生长中的热表面张力流,从而提高半导体晶体生长的质量。在比较相同强度（7 mT）的横向静态磁场与横向旋转磁场对热表面张力流影响的基础上,研究了外加横向旋转磁场（旋转频率50 Hz）对三维半浮区熔体热表面张力流的控制。结果表明：横向旋转磁场对熔体产生周向搅拌作用和轴向抑制作用,其有助于三维热表面张力流转变为二维轴对称流动。浮区法晶体生长中,横向旋转磁场是一种比较理想的熔体对流控制方法。     

Direct detection of a magnetic field in the innermost regions of an accretion disk

Models predict that magnetic fields play a crucial role in the physics of astrophysical accretion disks and their associated winds and jets. For example, the rotation of the disk twists around the rotation axis the initially vertical magnetic field, which responds by slowing down the plasma in the disk and by causing it to fall towards the central star. The magnetic energy flux produced in this process points away from the disk, pushing the surface plasma outwards, leading to a wind from the disk and sometimes a collimated jet. But these predictions have hitherto not been supported by observations. Here we report the direct detection of the magnetic field in the core of the protostellar accretion disk FU Orionis. The surface field reaches strengths of about 1 kG close to the centre of the disk, and it includes a significant azimuthal component, in good agreement with recent models. But we find that the field is very filamentary and slows down the disk plasma much more than models predict, which may explain why FU Ori fails to collimate its wind into a jet.     

恒稳磁场控制连铸结晶器内钢液流场热模拟实验

采用BiPbSn低熔点合金和硅油分别模拟钢液和保护渣,在实验连铸机上,对全幅双条恒稳磁场作用下的连铸结晶器水口区域的流场进行了热模拟实验研究·结果表明:电磁场对结晶器水口区域流场和水口出流流股的控制能力取决于磁感应强度和拉坯速度·磁感应强度大,拉坯速度高,控制效果好;反之,控制效果差·因此,结晶器流动控制技术更适合于高拉速的场合,而且磁感应强度不应低于某一定值     

压电磁材料中运动螺型位错与圆柱形刚性夹杂的干涉作用

运用复变函数方法研究了压电磁材料中圆柱形刚性夹杂附近运动螺型位错所激发的力场和电磁场。求得了位移、应力、应变、电场、电位移以及磁感和磁场的显式表达式。结果表明,运动位错速度以及夹杂对于电-磁-弹性场具有很大影响。本文退化结果与前人的结果完全吻合。     

减缩时域有限差分法在电磁干扰预测中的应用

对减缩时域有限差分(R-FDTD)法进行了改进，采用传统时域有限差分(FDTD)法计算导体和源网格处的电场，其余网格处的电场采用R-FDTD法计算．细导线附近网格上的磁场也采用传统FDTD法计算，这样可以消除直接利用R-FDTD法计算时长时间迭代后出现的不稳定性．用这种改进的R-FDTD方法分别对一个在导体壁上开有水平和垂直缝隙的矩形屏蔽外壳的电磁干扰进行了预测，得到了屏蔽外壳激励源的输出功率曲线和屏蔽外壳的泄漏功率曲线，所得的计算结果与文献报道的实验数据吻合．     

电极插入深度对电渣重熔过程影响的数模研究

以电渣重熔系统电极、渣池和钢锭为研究对象,利用有限元分析软件求得稳定电渣重熔过程电磁场和焦耳热场分布,并通过计算流体动力学软件模拟分析了耦合电磁场和焦耳热场的三维电渣重熔过程在不同电极插入深度下温度场、速度场和电磁场的变化.结果表明:当电极插入深度为15 mm时,渣池两侧的逆时针方向旋转涡流之间出现一个顺时针方向旋转涡流,其尺寸随着电极插入深度的增加而增加;电极插入深度每增加15 mm,湍流动能的降幅约为21%,而最大温度值的降幅约为1%.     

单Doppler雷达IVAP风场反演试验

单Doppler雷达风场反演技术对于扩大Doppler雷达在中尺度气象监测和预报中的应用范围具有重要的作用。通过采用"给定方位角内风场均匀假定"提出积分速度—方位处理技术IVAP(Integrating Velocity-azimuth Processing),克服了VAP技术在单多普勒雷达风场反演中对Doppler速度小尺度脉动过分敏感的缺点,及VAD(Velocity-azimuth Display,速度-方位显示)技术只能反演平均风矢量问题。利用2001-08-05上海特大暴雨时虹桥机场Doppler雷达速度资料进行中尺度风场反演试验。对均匀风方位角区间分别取9?,18?,45?和90?的反演结果的比较表明,采用较小的方位角区间可以反演出与这次暴雨有关的气旋式环流和中尺度辐合线。利用地面站实测风记录及风廓线数据对IVAP反演风的质量进行了评估。结果表明,反演风的风向和地面实测风的风向有很好的相关性,反演方位角区间越大,相关性越好。与20个时次同高度上风廓线仪探测的风速数据的对比表明,IVAP技术反演出的风速和它们也有很好的相关性,两者u、v分量均方误差在2m/s左右。由于IVAP技术风场反演无需事先对Doppler雷达原始的速度资料进行人为的滤波或平滑处理,所以具有较强的客观性,便于在气象雷达预报业务中应用。     

旋拧射流的线性稳定性研究

用Chebyshev谱配置法求解柱坐标下线化不可压缩Navier-Stokes方程,分析喷管出口附近粘性旋摈射流的线性稳定性,为了研究离心不稳定对线性增长率的影响,本研究中基本流的周向速度可以是离心稳定的,也可以是离心不稳定的,结果表明在一定参数下旋摈能增强扰动的线性增长率,且对于离心不稳定的剖面增长率升高更大,对于离心稳定的速度型,有旋拧时轴对和我模态的增长率轻微下降,而负周向波数扰动的增长率明显上升,对于离心不稳定的速度型,可以观察到优势模态由低波数量的Kelvin-Helmholtz(K-H)不稳定波转换到高波数时的离心不稳定。