열적으로 불안정한 강착원반의 비선형 유체역학적 모형에 기초하여 블랙홀 마이크로케이사의 광폭발 한계 순환주기에 대한 원반 질량의 시간적 진화 모형을 계산하였다. 블랙홀의 질량, 원반 크기 및 질량 유입률과 같은 물리적인 매개변수들은 블랙홀 X선 신성의 원형인 A0620-00에서 관측된 역사적인 1975 광폭발을 재현하도록 선택되었다. 중심부에서 원반으로 쪼여지는 조사(照射)의 시간에 따른 효과는 직접 조사와 원반위의 뜨거운 강착 흐름으로부터 굴절되어 원반에 쪼여지는 간접조사의 두 가지 방법이 고려되었다. 우리의 강착원반 열적 불안정성 모형은 광폭발의 순환과정 전반에 걸쳐 X-선 변광체들에서 관측된 광도의 전형적인 복사 광도를 설명할 수 있다. 강착원반의 최대질량 ∼4.03×1024g은 광폭발의 점화 때에 얻어지며, 최소질량 ∼8.54×1023g은 차가운 쇠퇴기와 정지기(靜止期) 때에 이루어진다. 원반의 질량은 광폭발 한계 순환주기에 걸쳐 약 5배 정도 변한다.

According to the star formation rate and metal enrichment rate given by the disk-halo model of Lee and Ann (1981), the two different forms of time-dependent initial mass function (IMF) and the present day mass function (PDMF) of nearby stars have been examined. It was shown that the constraint for the initial rapid metal enrichment requires the time-dependence of IMF at the very early phase ( t ≲ 5 × 10 8 yrs) of the solar neighborhood. The computed PDMF's show that the PDMF is nearly independent of any specific functional form of IMF as long as the latter includes a Gaussian distribution of log m. This result is due to the very small fractional mass ( × 5 of stars formed at the very early period during which the IMF is time-dependent. The computed PDMF suggests the presence of more numerous low mass stars than shown in Miller and Scalo's (1979) PDMF, supporting the possibility of the existence of low-velocity M dwarfs. According to the number distribution of stars with respect to [Fe/H], the mean age of these low mass star must be very old so as to yield the mean metal abundance ¯ [ F e / H ] ≈ − 0.15 for the stars in the solar neighborhood.