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熊大闰（1938年9月16日—），祖籍江西南昌，生于江西吉安，天体物理学家、中国科学院紫金山天文台研究员、国家攀登计划项目“天体剧烈活动的多波段观测和研究”首席科学家、中国科学院院士（学部委员）。[1][2]
熊大闰出生于书香世家，其祖父熊育锡和叔祖父熊元锷一起创办了南昌心远中学，熊家子孙亦大多从事教育科技工作。解放后，熊大闰父亲调任外县任教，收入骤降，生活日益困难，母亲靠着变卖家具杂物以及亲友的支援养活熊大闰兄妹4人。少年时期，熊大闰就读于实验小学和南昌第一中学，均为当时南昌最好的学校，他最喜爱数学，在课余时间也热爱运动和看小说，阅读潜移默化地影响了他的立身处世。1956年，熊大闰考入北京大学物理系，毕业后分配到中国科学院紫金山天文台恒星研究室。[3]他于1978年晋升为助理研究员，1980年任副研究员，[4]1986年晋升为研究员，1991年当选为中国科学院院士。[5]
在恒星对流理论以及与之有关的恒星结构、演化和脉动稳定性问题的研究中，熊大闰摒弃了传统的混合长[注1]的对流理论，发展了一种独立的非定常恒星对流的统计理论和一种非局部对流的统计理论，并成功地将它们用于变星脉动和大质量恒星演化的理论计算，解释了变星脉动不稳定区红端边界，克服了传统理论在大质量恒星演化计算中著名的所谓半对流区的理论困难。较之传统理论，新理论得到与观测更为相合的结果。[6]他的理论受到国际同行的高度重视，被称为“熊氏对流理论”，获得广泛的引用和高度的评价。[7]他的研究成果先后获得首届江苏省重大科技成果二等奖、首届中国科学院自然科学一等奖、首届王丹萍科学奖、何梁何利基金科学与技术进步奖等荣誉。[3]
早年经历
熊大闰祖籍江西南昌，因战乱举家向赣南撤逃，南逃路上他于1938年9月16日在江西吉安出生。熊大闰的祖父熊育锡和叔祖父熊元锷一起创办了南昌心远中学，其父亲在心远中学教体育，熊家子孙亦大多从事教育科技工作。抗日战争结束后，熊大闰举家返回南昌，因家庭经济状况恶化，生活日益艰难。解放后，熊大闰父亲调往外县任教，收入骤降，母亲靠着变卖家具杂物以及亲友的支援养活熊大闰兄妹4人。[3]
求学经历
少年时期，熊大闰就读于实验小学和南昌第一中学，均为当时南昌最好的学校。彼时他最喜爱数学，但在课余时间也热爱运动和看小说，屠格涅夫、普希金、莱蒙托夫、雨果等作者的小说对其立身处世起到了潜移默化的影响。1956年，熊大闰考入北京大学物理系。[3]
工作经历
1962年，熊大闰自北京大学毕业分配到中国科学院紫金山天文台恒星研究室，从事变星光电测光的观测研究，工作至今。熊大闰刚工作时，经过一段时间的学习和调研，提出了3个研究课题和方向：白矮星的脉动性质是怎样的；利用多色测光和偏振测光研究天体的辐射性质和从事星际介质物理的研究；恒星对流对变星脉动有何影响。[3]
1964年前后，熊大闰完成了钱德拉塞卡完全电子简并白矮星模型（钱德拉塞卡该项工作在20世纪80年代获诺贝尔物理奖）的脉动理论计算，原本投稿《天文学报》，后因遇到“文化大革命”，《天文学报》停刊未发表。在这期间，熊大闰提出一个课题，认为为定量处理对流与脉动的耦合，就需要发展一种非定常的恒星对流理论。但因“文化大革命”，这一理论直到1975年前后才得以重新开始研究。1977年，熊大闰提出一种非定常湍动对流的统计理论，随后将它用于变星脉动理论计算，成功解释了造父变星和天琴座RR型变星脉动不稳定区低温（红）边界存在的理论难题。[3]
熊大闰于1978年晋升为助理研究员，1980年任副研究员，[4]1986年晋升为研究员，1991年当选为中国科学院院士。[5]而自1979年起，熊大闰的研究成果先后获得首届江苏省重大科技成果二等奖、首届中国科学院自然科学一等奖、首届王丹萍科学奖、何梁何利基金科学与技术进步奖等荣誉。[3]
2002年7月，国际天文联合会第210号会议（IAU Symposium 210）“恒星大气模型”在瑞典大学城乌普沙拉市举行，熊大闰在会上作了题为“对流与恒星结构、演化和振荡”的特邀报告。[8]
恒星对流理论的研究
熊大闰摒弃了传统的唯象的混合长理论，发展了一种湍动对流的统计理论，将恒星对流理论建立在流体力学方程和湍流理论基础之上，因此它具有更坚实的物理基础，能更准确地描述湍动对流的动力学行为。1977年他提出一种非定常对流的统计理论，1979年又提出一种非局部对流的统计理论，尔后又将其推广到化学不均匀的恒星组态，从而可以用来处理恒星演化过程中化学元素的非局部对流混合。为精确地研究变星脉动与对流的耦合，1989年他将Unno-Spiegel的辐射流体动力学方程推广到包含对流的更一般情况。无论是对光学厚还是光学薄的情况，都能较为精确地处理辐射、对流与恒星脉动三者的耦合。[9]
熊大闰用湍流的统计理论来描述对流的物理过程，这就使恒星对流理论建立在湍流理论和流体力学的基础上，因而比国际上其它天文学家运用唯象理论造一个模型的方法要精确得多，有更坚实的物理基础。熊大闰把这个理论运用到变星脉动理论中去，对天琴座RR型变星和造父变星的振动进行了详尽的理论计算，成功地解释了为什么在所谓变星脉动不稳定带之外的温度较低的恒星不能振荡的原因。在当时，这是国际上变星脉动理论的一个重要的未解决的难题。熊大闰是国际上最早探索并解决此难题的天文学家之一。[10]
太阳对流区结构的研究
熊大闰和他的合作者利用他的非局部对流理论，计算得到第一个太阳的非局部对流模型。他们模型的内部温度-压力结构以及太阳大气湍流速度-温度场分布同观测符合得很好，并且正确预言了通过对流区边界，湍流速度和温度关联改变符号的观测事实。此外，他们还正确指出，所谓日震学探测到的太阳对流区底部温度的突然升高并不是通常人们所认为的不透明度的突然增高或氦丰度的突变而致，相反它正是非局部对流贯穿效应的自然结果。[9]K. G. Petrovay曾称它是现存最好的太阳对流区模型。[7]
恒星演化的研究
对流和质量损失是大质量恒星演化研究中两个最主要的未获解决的理论困难。熊大闰很早就意识到，大质量恒星演化计算中出现的所谓半对流理论矛盾实际上是由对流的局部处理造成的，假若恢复对流的非局部处理，半对流的理论矛盾将自行消失。1985年他利用自己发展的化学非均匀的非局部对流理论，计算了大质量恒星的演化。证实了他的理论预言，半对流矛盾的确自行消失了。此外在H-R图上，非局部对流的恒星演化迹具有更高的光度，主序带也更宽。这将有利于缓和亮星在H-R图上分布观测与理论间的矛盾，同时也可以用来解释著名的所谓造父变星质量矛盾。[9]
变星脉动的理论研究
熊大闰指出对流与脉动的动力学耦合（湍流压和湍流黏滞性）对变星脉动具有同等重要性。为了正确处理变星脉动与对流的耦合，熊大闰发展了一种非局部非定常的恒星对流理论。利用该理论，他和他的合作者对几类具代表性的脉动变星进行了理论计算。不仅从理论上得到一个与观测较好符合的天琴座RR型变星和盾牌座8型变星脉动不稳定带红端边界，而且解释了在经典的造父变星脉动不稳定带之外的低温区还存在Mira（长周期）变星脉动不稳定区。在H-R图上不同区域脉动变星的不同脉动性质，也可以从热对流、湍流压与湍流黏滞性作用的相对大小随恒星的结构与脉动模式而变化加以解释。总的倾向是巨星和超巨星倾向基音和低阶泛音上脉动；而矮星倾向高阶泛音脉动。[9]
主要著作
| 发表时间 | 论著名称 | 收录期刊、报纸 |
|---|---|---|
| 1964年 | 天猫座SZ星光变周期的变化（与贺天健合作） | 天文学报 |
| 1976年 | 一九七五年天鹅座新星的偏振测光（与苏洪钧、黄长春合作） | 天文学报 |
| 1977年 | 脉动变星中的湍动对流的统计理论 | 天文学报 |
| 1979年 | 非局部对流理论 | 天文学报 |
| 1980年 | 湍动对流与变星脉动稳定性 | 中国科学 |
| 1981年 | 化学不均匀恒星中的非局部对流的统计理论 | 中国科学 |
| 1981年 | 天琴座RR型变星脉动不稳定区红端边界 | 天文学报 |
| 1984年 | 推广的依赖时间的对流理论 | 天文学报 |
| 1984年 | 非局部对流理论一计算恒星结构的一种新方案 | 中国科学 |
| 1985年 | Solar Convective Zone Given by Nonlocal Mixing-length Theory | Pub. Astron. Soc. Japan |
| 1986年 | The Evolution of Massive Stars Using A Non-local Theory of Convection | Astron. Astrophys |
| 1988年 | 日震学 | 天文学进展 |
| 1989年 | Radiation-Hydrodynamic Equations for Stellar Oscillations | Astron. Astrophys |
| 1989年 | Numerical Simulations of Nonlocal Convection | Astron. Astrophys |
| 1990年 | The Model of Convective Envelope of B-F Stars | Astron. Astrophys |
| 1991年 | 太阳大气锂和铍的衰减 | 天文学报 |
| 1992年 | A Nonlocal Convection Model of The Solar Convective Envelope | Astron. Astrophys |
社会任职
荣誉奖项
相关评价
中国人民政治协商会议南京市鼓楼区委员会评价：熊大闰在恒星对流理论以及与之有关的恒星结构、演化和脉动稳定性问题这一研究领域，提出独立的“熊氏对流理论"，解决了20世纪70年代到80年代该领域内诸多国际性难题。[3]
日本天文学家海野和三郎在一篇关于恒星对流理论的国际学术讨论会的评述性报告中评价：在现今所有的具有较坚实流体力学基础的恒星对流理论中，从其简洁性和正确性来看，熊氏理论看来是最好的一个。[14]
人物关系
| 关系 | 姓名 | 简介 |
|---|---|---|
| 祖父 | 熊育锡 | “中体西用”论者，于1991年与弟弟熊元锷一起创办南昌心远中学[3] |
| 叔祖父 | 熊元锷 | 熊育锡弟弟，于1991年与哥哥熊育锡一起创办南昌心远中学[3] |
| 父亲 | 不详 | 在心远中学教体育[3] |
人物故事
参考资料 15
- 紫台概况 — 中国科学院紫金山天文台
- 参考 2
- 参考 3
- 参考 4
- 参考 5
- 参考 6
- 参考 7
- 熊大闰院士在国际天文联合会会议上作报告 — 中国科学院
- 参考 9
- 参考 10
- 参考 11
- 《概况--中国科学院紫金山天文台》 — 中国科学院紫金山天文台
- 《导师介绍》 — 中国科学技术大学天文与空间科学学院
- 参考 14
- 《中科院院士熊大闰一行到坭美乡调研扶贫项目进展》 — 汉源县人民政府
注释
- 混合长度理论（Mixing Length Theory，简称MLT）是一种半经验的湍流理论，由德国学者Ludwig Prandtl于1925年提出。这个理论假设流体中的湍流涡团在运动过程中保持其起始位置的平均物理属性，直到它们移动了一段称为混合长度的距离后，才与周围流体混合，从而改变其物理属性。