辐射压强的计算

辐射压强的计算是研究天体物理、宇宙形成等科学领域经常遇到的课题,因而十分重要,计算辐射压强的方法很多,本文只限于讨论用统计法来计算平衡辐射压强的几种方法。     

能不能用低分辨仪器实现高分辨观测

１观测方程和内禀分辨用仪器观测Ｎ个物理量ｆｉ得到Ｍ个数据ｄｋ的过程,可用观测方程（调制方程）描述：Ｎｉ＝１Ｐｋｉｆｉ＝ｄｋ（ｋ＝１,…,Ｍ）,ｐ为仪器的调制系数。观测方程可写为矩阵形式Ｐｆ＝ｄ（１）对于成像观测,被测量ｆ为对象强度分布,Ｐ为成像仪器...     

引发天体物理革命的埃德温·萨尔皮特（1924-2008）

杰出的天体物理学家、对理论物理产生巨大影响的埃德温·萨尔皮特（Edwin Salpeter．右图）于去年11月26日在其纽约的家中逝世，享年83岁。萨尔皮特是美国康乃尔大学物理系的J·G·怀特杰出教授，研究兴趣广泛。在超过半个世纪的研究生涯里，他一直钻研着物理学中最具挑战性的问题。     

京广第一次天体物理学术研讨会在我校召开

广州大学天体物理中心与北京大学天体物理中心联合举办的“京广第一次天体物理学术研讨会” ,于 2 0 0 3年 1月 2 3日至 2 6日在广州大学召开 .出席这次会议的有中国科学院院士陈建生和周又元 ,北京大学、中国科学院国家天文台及广州大学天体物理中心的 2 0多位天文学研究专家、学者 ,其中有杰出青年基金获得者 3位 ,长江学者、中国科学院百人计划学者 3位 ,还有 1 0多位博士生导师与教授 .与会学者就各自的研究成果及方法作了学术报告 ,报告内容涉及天体物理研究的许多方面 (包括星系和宇宙学、高能天体物理和活动星系核、恒星与恒星系统物…     

从星系中星际介质（ISM）的观察到自一致模拟

2002年的“欧洲和国家联合天文学会议（JENAM）”在葡萄牙举行，会议的主题为：从星系中星际介质（ISM）的观察到自一致模拟，会议上的报告发表在2004年的《天体物理和空间科学》杂志289卷，3～4期，本书为该期的重新出版本。     

脉冲星磁层中共振逆康普顿散射对次级粒子分布函数的影响

共振逆康普顿散射(RICS)已被证明在典型的脉冲星表面温度和磁场条件下,是次级粒子(洛仑兹因子低于104)主要的能量损失机制.次级粒子的分布函数也会因为共振逆康普顿而改变.文章重新计算了次级粒子最后稳定分布函数,并修正了Lyubarskii和Petrova(2000)一文中分布函数结果不满足次级粒子数目守恒的假设.就此结果在解释脉冲星射电谱拐折现象中的应用进行了讨论.     

惰性稀薄等离子体动理论

本书为施普林格出版社出版的原子、光学和等离子体系列丛书的第53卷，其内容为作者们在过去的三年期间为了回答几位天体物理同行提出的一些问题而做的一些工作得到的结果，这些同行们一直使用一些陈旧的和不能令人满意的输运系数值。作者们从惰性稀薄等离子体满足的完全Bohzmann方程出发，利用Hilbet-Chapman—Enskog方法求解了Knudsen参数的头两个近似值，在线性不可逆热力学框架内构造了系统的全部输运性质，其中还包括对所有可能的迭加效应以及著名的H-定理进行了系统研究，     

类地行星的形成模拟

用数值方法讨论了行星形成末期,即原恒星形成大约3Ma,气体盘消散后类地行星的形成.模型中考虑了2个大行星（“木星”和“土星”）的引力作用,并考虑了不同的“土星”质量、星子的初始偏心率以及星子之间的自引力对吸积的影响.结果显示,类地行星在大约50Ma的时间内形成,其质量吸积率在60%～80%之间.每个算例中在“木星”内侧有3～4颗类地行星形成,质量在（0.15～3.6）M⊕之间.在0.5～4AU之间,当星子的偏心率被激发后,星子可以在很大径向范围吸积物质.“可居住区”的类地行星富含丰富的“水物质”（或挥发性物质）可能来自这种吸积.两个大行星之间的星子在“土星”的质量适中时也会发生少量的吸积,在108a时间尺度上小质量天体在某些共振位置处可以稳定存在.形成的行星系统中轨道周期通约的现象较普遍,发现了一种“振动-循环”的3：2平运动共振构型.     

W UMa型相接双星V523 Cas测光研究

对V523 Cas(W Uma型)相接双星系统进行了测光观测,并通过IRAF软件经行了测光处理,获得了其自转周期,双星系统的掩食过程中主极小和次主极小红化分别为0m.07和0m.06;主极大与相随的次主极大在V和B波段分别相差0m.018和0m.022,V523 Cas为非对称的短周期W Uma型相接双星.