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。     

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。     

外赋AGB星星风吸积的轨道参量变化方程

用整个系统的角动量守恒条件代替切向动量守恒条件,将星风吸积与盘吸积两种质量吸积一起来,考虑双星系统的轨道偏心率ｅ的二次以上的高次项,重新推导了吸积质量及轨道参量变化方程。     

外赋AGB星质量吸积的角动量守恒模型：方程的推导

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，将星风吸积与盘吸积两种质量机结合起来考虑，推导了吸积质量及轨道参量的变化方程。     

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。     

钡星s-元素丰度的研究

采用角动量守恒的星风吸积模型,计算了5颗钡星的重元素丰度,并和观测结果作了比较.探讨了钡星的形成机制和中子俘获在重元素核合成方面所起的主导作用,及金属丰度对强钡星和弱钡星形成的影响.     

强钡星和弱钡星的比较

利用星风吸积模型,计算了钡星的初始质量和AGB伴星的金属丰度对弱钡星和强钡星超丰因子的影响,计算了弱钡星和强钡星重元素(Y,Nd)丰度随轨道周期终值的变化,并和观测值作了比较.由此得出结论:强钡星和弱钡星的区别主要是金属丰度不同(即年代不同),而不是轨道距离;弱钡星和强钡星相比,属于较年轻、质量较大、金属丰度较丰富的星族;这就意味,s-元素的核合成在低金属丰度星族更有效产生.     

再生AGB星重核素丰度演化

以１３Ｃ（α，ｎ）１６Ｏ及２２Ｎｅ（α，ｎ）２５Ｍｇ作为双脉冲中子源，对于低质量ＡＧＢ星，采用无分叉ｓ－过程反应通道，结合最近恒星演化的计算结果，在各物理参量合理取值范围内，计算了ＡＧＢ星Ｈｅ壳层内、表面重核素的丰度，在此基础上将星风吸积模型同内禀ＡＧＢ星核合成模型结合起来计算外赋ＡＧＢ星重元素的超丰；以此为丰度初始条件，计算了再生ＡＧＢ星重核素的丰度的演化     

利用星风吸积模型计算钡星的重元素丰度

为进一步探讨钡星的形成机制,采用了Yutaka Komiya(2007)建立的双星星风吸积模型,计算了4颗钡星的s-元素丰度,并和观测结果作了比较.结果发现,中子辐照量在重元素核合成方面起主导作用,同时检验了Yutaka Komiya模型的合理性.     

CM天体引力场中试验粒子测地线方程的后牛顿算法

从后牛顿展开形式的度规张量出发,采用后牛顿近似方法讨论了具有磁荷和磁矩(CM)天体引力场中试验粒子的测地线方程,当略去磁矩和磁荷部分的影响时,方程回到Schwarzschild场的测地线方程。这套方程对于研究试验粒子轨道的长期演变对星系演化的影响有重要意义。     

J2项摄动对分布式天基雷达波束形成的影响

分布式天基雷达小卫星不可避免地要受到摄动的影响,摄动不仅对卫星编队有影响,对雷达稀疏阵列的波束形成也会产生很大的影响。从卫星相对运动方程出发,利用轨道摄动方程,并引入编队构型参数,根据分布式天基雷达对各成员卫星间距小而稳定的要求,对采用空间圆编队的分布式天基雷达卫星编队进行了仿真。利用在J2项摄动影响下的分布式天基雷达卫星编队的仿真结果,进行了分布式天基雷达波束形成的仿真,分析了J2项摄动影响下波束指向的偏移量,为研究分布式天基雷达波束形成技术提供了重要的参考依据。     

组合KdV方程孤立波解的轨道稳定性

组合KdV方程在物理学的许多领域都有应用,例如等离子体磁流波、离子声波等。粒子在传输过程中需要刻画其稳定性。本文主要通过平移变换,将研究带有非零渐近值的孤立波解的轨道稳定性,转化为研究具有零渐进值孤立波解的轨道稳定性,给出了稳定性的判定定理,应用Grillakis-Shatah-Strauss提出的轨道稳定性理论与谱分析理论得到了组合KdV方程的几种孤立波解的轨道稳定性结论。     

广义对称正则长波方程孤波解的轨道稳定性

研究具两个非线性项的广义对称正则长波方程孤波解的轨道稳定性.利用方程的两个精确孤波解,推出了判别它们轨道稳定的显式表达式.进一步利用分析方法,给出了较为容易判别这两个孤波解轨道稳定的若干充分条件.     

行星轨道的相对论方程

应用Hamilton原理,找到引力场中自由粒子的拉格朗日函数,同时考虑史瓦西度规和拉格朗日方程,推导出行星绕太阳运动的轨道方程。     

广义Boussinesq方程孤波解的轨道稳定性

应用Grillakis-Shatah-Strauss提出的轨道稳定性理论,研究了具有两个非线性项的广义Boussinesq方程孤波解的轨道稳定性与不稳定性,得到了判断该方程孤波解轨道稳定性的一般性结论.进一步根据方程的两个精确钟状孤波解,推出了它们的轨道稳定判别式的显式表达式,从而具体给出了使这两个孤波解轨道稳定的波速变化区间.另外,分析了方程中两个非线性项作用的大小对这两个孤波解轨道稳定波速变化区间的影响,给出了使这两个孤波解轨道稳定的最大波速变化范围.     

长短波方程共振方程的孤立波轨道稳定性的另一种证明

文章用M.Grillakis等[1,2]提出的抽象的轨道稳定性理论,利用谱分析,证明了长短波共振方程iεt εxx=nε α｜ε｜2εnt=(｜ε｜2)x的孤立波解是轨道稳定的。     

球状星团轨道参数分布的统计模拟

选用29个累积光谱型为F型的银河系球状星团作为样本，利用Monte Carlo方法，结合两种不同的银河系引力势模型对样本的轨道参数进行统计模型，并画出轨道参数分布图，讨论这些参数的分布形态对初始观测数据及不同引力热模型的依赖性。     

颅内压血液动力学模型的稳定性研究

在脑血管疾病的临床实践中可以知道颅内压的变化和血液动力学的参数有着密切的关系．在颅内压脑血管动力学集中参数模型的基础上。对模型控制方程的数值解法进行改进。在计算量变化较小的情况下，得到近似解的局部截断误差估计。实现步长的自适应调整．使用矩阵特征方程分析微分方程的稳定性，通过在实际生理范围内变化模型参数。得到矩阵特征值的随参数的变化关系，指出数学模型的不足之处．还讨论了控制方程的稳定性对数值方法的重要影响，并得到步长的取值范围．通过理论分析，发现控制方程的解随时间的发展是不稳定的，解的变化和具体生理参数的选取相关．