宇宙中无论是星系团还是星系中都存在着大量的热(其辐射主要在X射线波段)气体,因此研究这些热气体的性质有着重要的意义。首先,对于星系团,X射线观测(包括Chandra以及XMM-Newton等)表明大量弥散于星系团中的热气体其性质(如温度、密度等)随着离星系团中心的半径而变化。故热传导对于这样的系统的演化可能有着非常重要的作用,但是由于星系际介质(ICM)中湍流以及磁场的存在,导致理论上对热传导效率的限制变得非常困难。前人的研究表明星系团外区表现出的负温度梯度的性质可能会使得磁热不稳定性(MTI)在这些区域快速增长起来,从而驱动磁力线在外区主要沿着径向方向(r方向),进而极大提高径向的热传导效率。利用一系列球对称的数值模拟,我们研究了三个大质量星系团中热传导对其外区温度分布的影响,发现热传导极大地改变星系际介质的温度轮廓。在演化的3 Gyr时间内,处于半径0.3r500位置处的气体温度下降了 10%-20%(r500定义是在当地红移处在r500内包含的物质平均密度是宇宙的平均密度的500倍),并且处于0.3r500和r500之间的平均温度斜率下降了 30%-40%,这表明在我们讨论的热传导效率下,观测的ICM将不会处于一个长期稳定的状态。而X射线的观测表明大质量星系团的外区都有一个明显的温度随半径增大而下降的类似特征,这意味着它们是处于相当稳定的状态。因此,我们的研究表明径向热传导效率必然低于经典的Spitzer值的1/10以下,否则将有额外的热源来抵消热传导的冷却作用并维持观测的温度分布。我们的研究为kinetic mirror或者whistler不稳定性对热传导沿着磁力线的抑制作用提供了强有力的证据。对于星系,我们主要研究了银河系中热气体的冷却流问题。理论和观测都表明有大量的热的(106 K)弥散气体存在于我们的银河系中,但其总质量以及空间分布尚不明确。在这个工作中,我们提出了一个更普适的模型来描述星系晕中热气体的密度分布,利用一系列2维的数值模拟我们研究了辐射冷却下的热气体的演化。我们发现冷却流的质量内流率随着气体的金属丰度和总质量的增加而增加。对于固定的气体质量,气体的空间分布影响冷却灾难出现的时间,气体分布越中心聚集,冷却灾难就发生得越早,但空间分布并不影响最终的内流率。星系核以及星系盘对于气体的影响主要集中在内区,并且对气体最终的质量内流率的影响也很小。我们还研究了在文献中被广泛使用的几个模型的气体冷却流演化,以验证我们的结论,这些模型包括Navarro-Frenk-White(NFW)模型、cored-NFW模型、Maller&Bullock(MB)模型以及β模型。在我们的模拟中,典型的质量内流率介于～5M⊙ yr-1和～60M⊙ yr-1之间,比观测的银河系的恒星形成率高很多,这表明恒星反馈以及活动星系核反馈在银河系以及类银河系的演化中扮演着重要的角色。