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[硕士论文] 何治宏
计算机应用技术 青海师范大学 2017(学位年度)
摘要:HSVMT27是位于银河系第二象限中心坐标为( l, b)=(153°,37°)的分子云,自1993年被Heitahausen等人用CfA1.2m望远镜探测到以来,并未作更深入的观测。在本文中,使用德令哈13.7 m望远镜,在上述中心坐标方向、共计5.25 deg2的范围内,观测得到2.84 deg2的CO辐射,与1993年的巡天观测相比,德令哈13.7m望远镜将观测图像的空间分辨率提高了近10倍,并且,在本文中认证了26个13CO致密云核;此外,通过分析12CO的谱线信息,本文得到分子云的激发温度是4K到11K,整个HSVMT27的分子质量约为840M⊙。
  除此之外,在观测工作中,还探测到了多条 C18O谱线,它们的主波束温度都在0.4 K以下,由于这条谱线在HSVMT27中发射太弱,因此不能很好地成图。在最致密的分子云核中对HCO+(J=1-0)的发射作了观测,但并没有找到这条谱线,这说明,它很可能并未处于塌缩状态之中。总而言之,本文认为在这块冷的、稀薄的分子云中,没有证据表明目前和接下来一段时间会有恒星形成活动。
  过去二十多年来,国际上一直在对高银纬分子云进行距离的研究,在HSVMT27所在的Ursa Major区域,分子云的距离存在很大不确定性,过去的工作中往往通过消光和测光两种不同方法来估算距离,根据2014年国际上对高银纬分子云的测光距离表,本文采纳d=350 pc为HSVMT27的距离,本文讨论了距离误差对结果的影响,主要存在于分子云核的旋转速度估算上。
  巡天工作发现,HSVMT27所在的区域拥有原子气体和尘埃,在视向速度上,前者与本文中观测到的分子气体成协。此外,HSVMT27中存在-47 km s-1的CO谱线,这表明在银河系第二象限是存在中速分子气体的,并且这些气体处在英仙臂之上,银道标高在1 kpc左右。然而,由于距离太远,观测数据中并未检测出分子气体中有高速气体存在。
[博士论文] 冯中文
凝聚态物理 电子科技大学 2017(学位年度)
摘要:黑洞是爱因斯坦的广义相对论预言的产物。近40年来,人们对黑洞的研究有了长足的发展,这些工作和研究涉及到物理学的各个方面,它们可以揭示出物理学的一些本质特征。目前,在黑洞的研究中依然有许多问题没有得到很好的解释,同时一些研究也不完整,基于这些考虑,本文将根据作者在博士研究生期间所取得的相关研究成果,研究两方面的内容。第一个方面为黑洞的演化,其中包括黑洞的霍金辐射和似正规模的研究;第二个方面的研究内容是与引力波相关的问题。
  本文研究的内容涉及前沿热点课题,取得了一系列创新性的研究成果。论文主要研究内容及结果如下:
  1.利用一种新的广义乌龟坐标变换研究了标量粒子和费米子在高维动态Vaidya-de Sitter黑洞事件视界面上的隧穿率,并得出高维动态Vaidya-de Sitter黑洞的霍金温度。然后推广了克鲁格洛夫的理论,研究了旋转的Kerr-de Sitter黑洞和五维时空中矢量粒子的隧穿特征。结果显示,黑洞的隧穿率和霍金温度只与黑洞的时空背景有关,其辐射谱为纯热谱,所以,该结果属于经典的结果,这必将导致黑洞信息丢失疑难和裸奇点问题。同时,本文还从克莱因-高登方程、普罗卡方程和狄拉克方程中推导出了哈密顿-雅克比方程,这一结果与前人的预测一致,说明哈密顿-雅克比方程是一个研究黑洞霍金辐射的基本动力学方程。
  2.使用了量子引力理论中的广义不确定原理来研究高维 Schwarzschild-Tangherlini黑洞的热力学演化过程。利用广义不确定原理,我们推导出一个既可以描述自旋为0的标量粒子运动行为又可以描述自旋为1/2费米子运动行为的修正哈密顿-雅可比方程,然后利用这个方程对Schwarzschild-Tangherlini黑洞事件视界面上粒子的量子隧穿行为进行讨论,并得到了广义不确定原理修正的高维Schwarzschild-Tangherlini黑洞的霍金温度、熵以及比热容。其结果显示,在考虑到量子引力效应后,修正后的霍金温度比原始的霍金温度低,其值不仅依赖于高维Schwarzschild-Tangherlini黑洞的质量和维度D,还与隧穿粒子的性质和量子引力效应项β有关。同时,还可以发现量子引力效应使得修正霍金温度不能无限增大,当其上升到一定值后就会在广义不确定原理的作用下降低。当黑洞质量演化到普朗克尺度时,黑洞的温度无限趋近于零,这意味着黑洞将产生残余。为了确定黑洞会有残余产生,还对修正的比热容进行了分析,结果表明修正的比热容在大质量尺度下与经典情况相似,而随着黑洞质量减少,修正比热容会偏离经典情况。修正比热容的值会在 Mcr点从负变为正并发生相变,当黑洞质量减少到Mmin点时,修正的比热容为零,这表明高维Schwarzschild-Tangherlini黑洞无法与周围的环境交换能量。因此可以确定广义不确定原理会使得黑洞在普朗克尺度产生残余。黑洞残余的存在意味着黑洞不会完全蒸发消失,这就不会导致黑洞信息丢失疑难以及裸奇点问题的出现。此外,利用黑洞残余质量公式还可以计算出在强子对撞机中产生黑洞所需要的最低能量,可以看出,计算得到的理论值大于现在强子对撞机所能达到的能量上限,因此要想在强子对撞机中制造黑洞必须对高强子对撞机进行升级。
  3.使用WKB近似方法对Reissner-Nordstr?m-de Sitter Quintessence黑洞的似正规模情况进行了数值计算,其结果显示该黑洞在无质量标量场的微扰下将保持稳定,而有效势能和似正规模的变化与黑洞的背景时空有关。在与Reissner-Nordstr?m黑洞的似正规模结果对比后,还可以发现精质能量项和宇宙学常数项会使得Reissner-Nordstr?m-de Sitter Quintessence黑洞的有效势能和似正规模的频谱降低。
  4.对引力波事件GW150914的数据进行了分析,其结果显示引力子的观测速度小于理论值,而本章创新性的使用广义不确定原理来对这个矛盾进行解释。通过研究可以发现广义不确定原理能明显地降低引力子的传播速度。同时,本文首次使用引力波事件 GW150914的数据对两种广义不确定性原理进行约束,其结表明引力波事件 GW150914对 Ali-Das-Vagenas提出的广义不确定性原理模型约束更强。因此该广义不确定性原理模型更适合用于研究引力波的性质。
  5.分析和总结了超高速星的形成机制和国内外对超高速星的观测情况。其结果表明大多数超高速星都是被银河系核心区中的超大质量黑洞弹射出来的,利用这些超高速星的观测数据人们可以更好地研究银河系的结构。同时,通过分析还发现少数超高速星的形成机制并不明确,因此,这可以成为今后的研究方向。
[硕士论文] 陈海霖
粒子物理与原子核物理 四川师范大学 2017(学位年度)
摘要:本文研究了狭义相对论中的变形色散关系,得到了Lorentz破缺和光速变化的关系,分析了量子引力放大效应作用下光速的变化。另外,根据修正色散关系计算了白矮星的半径-质量关系式。Camelia等人指出白矮星半径的变化可能存在一些观测效应,但他们并没有讨论这些效应的物理根源,本文中结果表明在放大效应或极高密度情况时,白矮星半径的改变才比较明显。暗物质是天体物理与粒子物理中的重要研究课题,本文对一类新的暗物质—Q泡暗物质进行研究。通过能量和动量的修正色散关系计算了Q泡在稳定状态下的能量和半径,讨论了量子时空效应下Q泡能级的跃迁。另外,还分析和比较了扰动情况下Q泡的能级分布和粒子释放。在广义相对论和弦引力模型框架中,研究了不同类型的Kerr中子星的表面温度的分布,即Kerr-Newman-Kasuya,Kerr-Newman-VGM以及Kerr-Sen中子星的极/赤温度比。本文分别计算了转动较慢和较快中子星的表面温差,并分析和比较了温度分布的物理规律。结果发现这些Kerr型中子星的表面温度分布有一定差别,本文的研究为进一步的天文观测提供了一种新的思路和方法。本论文中具有创新性工作如下:
  1、根据修正的相对论色散关系计算了白矮星半径的量子引力修正,分析了不同质量和放大指数白矮星半径的变化。
  2、研究了量子时空背景下Q泡暗物质的能量分布,计算了能量修正和动量修正下Q泡的能级分布,还分析了扰动情况下的Q泡能级和粒子释放。
  3、研究了Kerr-型中子星的表面温度分布,计算了K-N-K中子星、K-N-VGM中子星以及K-Sen中子星赤/极的温差,分析和比较了不同中子星的温度分布规律。
[硕士论文] 王代美
理论物理 贵州大学 2017(学位年度)
摘要:根据已有的对食双星的研究分析,晚型恒星一般情况下处于主序阶段,在这样的阶段,晚型食双星诸多特性引起了研究者们的注意,包括轨道周期小(一般低于一天),易于观测到完整的周期,比较活跃,黑子活动,物质转移等。再加上现在更加先进的望远镜和测光与分光手段的使用,我们本文的研究内容也是食双星,而且主要利用到国内与国外小口径地面望远镜以及地面与太空的巡天数据。
  本研究主要内容包括:⑴V441Lac是一颗周期为0.3089天的食双星,Agerer等人2001年只获得了白光观测的光变曲线,为了更好的研究 V441 Lac的物理参数和相关性质,在2013年利用中国科学院兴隆基地85cm光学望远镜对WUma型食双星 V441 Lac第一次进行多波段观测研究,获得完整的BVRI四个波段的光变曲线,同时计算出三个新的极小时刻,更新了它的轨道周期为0.30891501天,而且周期呈现增加的趋势,周期增加率为+5.67(0.35)×107d/year,利用 Wilson& Devinney程序第一次求解出它的测光轨道参数(质量比、轨道倾角、温度、表面势等)。我们还做了另一个W Uma型食双星GR Boo,在之前Zhang等人已经利用VRI三个滤光片数据对GR Boo进行观测研究,在光变曲线上没发现两极大不等高现象,所以我们对 GR Boo进行 B、V、R、I四个波段的观测,通过仔细对比,我们发现了O‘Connell效应(即两极大不等高),通过在主星上增加一个恒星黑子,我们拟合出更准确的光变曲线,求出了黑子的物理参数,同时也为GR Boo增加了6个极小时刻值,在 O-C与周期数的关系中,这6个极小时刻值更加认证了GR Boo的轨道周期呈即减小趋势,周期减小率为-2.36×10-7d/year。我们通过对这两颗晚型食双星的研究分析,认为在宇宙中还存在着一个庞大的活动食双星群体等着我们去发现与研究。⑵为了寻找更多的具有活动的食双星,利用大样本数据,即现在运用比较广泛的巡天大数据。作为现在仍处于世界领先水平的LAMOST(郭守敬望远镜)光谱观测仪,所知道的它所观测到的大量的目标星光谱型存在较大的偏差,在文章中,我们就对其中的870个目标星光谱型进行了修正;又将这870颗目标星和 NASA搜寻系外行星的Kepler太空望远镜所观测的同样的目标星进行结合证认,通过 LAMOST的光谱与 Kepler的流量变化曲线的互相证认,我们在LAMOST的870颗食双星中发现了16颗的流量变化曲线具有活动性。
[硕士论文] 钟树清
粒子物理与原子核物理 广西大学 2017(学位年度)
摘要:本人整个硕士阶段的研究工作主要是报道第一手伽玛暴光学观测和探究伽玛暴喷流组分和暴周环境的性质。方法是基于马尔科夫链蒙特卡罗模拟算法,通过标准正向激波模型拟合余辉光变来限制模型参数,并给出参数的分布和参数之间的相关性,最后基于这些结果讨论伽玛暴的性质。详细结果如下:
  对于GRB110530A,它的R波段光学余辉光变显示早期有一个奇特的宽鼓包,后接着一个延迟平台;其他光学波段和X射线也展示了类似的行为。整个余辉光变可以用标准正向激波模型并考虑延迟能量注入来拟合。我们的模型分析结果显示这个暴的辐射效率和磁化参数都很低,由此推断它的喷流无论是在瞬时辐射阶段还是余辉阶段应该都是物质主导的。而延迟能量注入可能来自于超新星爆发前星体壳层物质的回落吸积。
  对于GRB140629A,它的光学余辉光变可用简单的标准正向激波模型拟合。它的辐射效率也非常低,所以它的喷流应该也是物质主导的。它非常符合Lp,iso-E'p-Γ0三参量关系。
  对于标准正向激波拟合24个光学和X射线余辉光变的系统性工作,我们给出9个参数——激波能转化为磁能的比例εB、激波能转化为电子能的比例εe、各向同性动能EK,iso、初始洛仑兹因子Γ0、介质密度n、电子谱指数p、辐射效率ηγ、磁场强度B、磁化参数σ的最可几分布。对它们之间的相关性分析得到磁场强度和磁化参数都与辐射效率有一定的正相关,这意味着喷流在余辉阶段的磁性特征是与在瞬时辐射阶段的磁性特征一定程度上正相关的,无论中间经历了多复杂的耗散过程。而更重要的结果是:根据辐射效率和磁化参数的分析结果显示大多数伽玛暴的喷流无论是在瞬时辐射阶段还是余辉阶段应该都是物质主导的。
[硕士论文] 陈双琴
理论物理 山西大学 2017(学位年度)
摘要:由相对论简并电子和非相对论离子所构成的等离子体称为相对论简并等离子体。相对论简并等离子体存在的真实物理环境之一就是以白矮星、中子星为代表的致密
  天体。由于对电子数密度的苛刻要求,在很长一段时间里关于相对论简并等离子体的研究都限于上述极端天体物理环境。基于“天体物理现象和过程的机制与等离子体中的波动和不稳定性有关”的出发点,本论文在相对论量子力学框架下建立描述致密天体等离子体的动理学和磁流体动力学模型,通过研究线性波在致密天体等离子体中的传播特性来考察相对论效应、简并压力、Bohm势对致密天体等离子体基本物理过程的影响,揭示致密天体等离子体的相对论量子物理本质,明确相对论量子等离子体存在的真实物理环境。
  本文主要工作如下:
  首先,利用非相对论量子磁流体模型研究磁化量子等离子体中线性波的传播特性,考察量子效应对等离子体基本物理过程的影响。结果发现,不论有无磁场,不论波矢量与磁场方向平行还是垂直,量子效应都会影响静电波在等离子体中的传播特性。对电磁波而言,量子效应只影响垂直于磁场传播的非寻常波的色散关系,不影响寻常波、左旋波、右旋波的传播特性。
  其次,利用基于协变Wigner函数方法的相对论量子磁流体动力学模型研究致密天体等离子体中线性波的传播特性。研究发现相对论效应和量子效应对线性波在致密天体等离子体中传播的色散关系有修正,当选取脉冲星磁层等离子体特征参数做数量级估算时,相对论量子修正项比较显著。
  本论文研究课题是等离子体物理领域一项前沿性的研究工作,是对现阶段量子等离子体研究的有效完善,对研究白矮星、脉冲星、磁星等致密天体有一定的理论指导意义。
[硕士论文] 王利
天体物理 湖南师范大学 2017(学位年度)
摘要:致密星体的物态方程是相对论天体物理学中的重大研究课题。我们的研究指出,从初生中子星的准正则模的演化可以判断星的物态方程(EOS)。本文主要研究了不同的真实物态方程(即,用微观物理理论计算得到的表格形式的状态方程)的初生中子星在冷却过程中的l=0和l=2的微扰振动模的频率随温度的演化。对于l=0的基态模,我们用四种物态方程(即,Hempels EOS,SHenEOS,Lattimer-Swesty EOS,Banik EOS)的初生中子星,研究了它们的基态模的频率随温度的演化。
  本研究主要内容包括:⑴Hempels EOS和SHen EOS的初生中子星,在冷却过程中有可能形成稳定中子星,也可能发生塌缩形成黑洞,这取决于初生中子星的静止质量。而Lattimer-Swesty EOS和Banik EOS的初生中子星,在冷却过程中不会发生塌缩,能够形成稳定的中子星。⑵通过观测得到的中子星的质量能够推测中子星初生时的最大温度。对于l=2的基态模,我们研究了上述四种物态方程的初生中子星的准正则模(quasi-normal modes)的频率随温度的演化,研究发现:Lattimer-Swesty EOS和Banik EOS的初生中子星的准正则模频率随温度的演化的行为相似。初生中子星随着温度降低,其准正则模频率先降低后增加,在50MeV附近达到最小值。当温度降至5MeV时,准正则模的频率趋于稳定;Hempels EOS和SHen EOS的初生中子星,在冷却过程中其准正则模频率随温度演化总体上也是先减小后增大。但当M≥2.394M☉时,HempelsEOS初生中子星的准正则模频率会出现突增的现象。M≥2.467M☉时,SHenEOS也会有突增的现象;同一物态方程的初生中子星,静止质量越大的星的准正则模频率越大。
[硕士论文] 鲍敏
物理学;理论物理 南京师范大学 2017(学位年度)
摘要:近年来,大规模的光谱巡天计划已获得了大量低红移、大质量发射线星系的光谱。后续的大样本光谱分析表明,星系的恒星质量、金属丰度和恒星形成率之间存在着紧密的联系,比如质量-恒星形成率关系(即主序关系)、质量-金属丰度关系(MZR)、基本金属丰度关系(FMR),为我们理解星系中的恒星形成过程提供了重要的观测制约。这些关系对于更高红移、更低质量和更贫金属丰度的星系是否依然成立?这是理解星系形成和演化图像的关键问题。
  本论文利用SDSS-Ⅳ的eBOSS光谱巡天数据库(v5.10.0),在红移区间0.6<z<0.9中挑选出44个具有[OⅢ]λ4363发射线的恒星形成星系(SFG),用Te直接方法测定了这些星系的气态金属丰度,并定量估计了这些星系的恒星质量和恒星形成率。主要研究结果如下:
  (1)我们的[OⅢ]λ4363样本仅包含贫金属星系,样本的金属丰度(12+log(O/H))均值为7.9,相当于1/6Z☉。样本中包含9个极贫金属星系,其金属丰度低于1/10Z☉。其中最贫SFG的金属丰度为7.25±0.09,大约是太阳金属丰度的1/25。
  (2)与正常金属丰度的z~1SFGs相比,我们样本中的贫金属SFGs整体上具有更加剧烈的恒星形成活动。与本地MZR(Andrews&Martini2013,简称AM13)[4]相比,我们的0.6<z<0.9贫金属SFG样本处在本地MZR的下方,整体偏离了2σ。结合DEEP2、SDF巡天的[OⅢ]λ4363样本,随红移增加,MZR会整体朝金属丰度更低的方向演化。
  (3)将样本按比恒星形成率(sSFR)一分为二,发现低sSFR子样本的金属丰度整体上偏小一些。相对于AM13中的本地MZR[4],两个子样本的金属丰度偏差分布依然完全不同,低sSFR子样本的金属丰度分布具有更显著的向下偏离,而高sSFR子样本则具有更高的气态金属丰度。
  (4)与DEEP2、SDF的[OⅢ]λ4363样本一样,我们的高sSFR子样本能较好地符合AM13中的本地FMR(平均偏离值为-0.11±0.24dex),验证了FMR在红移范围0.6<z<0.9的普适性。低sSFR子样本相对于本地FMR存在一定程度的偏离。
[硕士论文] 曹金娇
物理学;理论物理 南京师范大学 2017(学位年度)
摘要:暗物质和μ子反常磁矩是人们寻找超出标准模型的新物理时经常讨论的问题。当暗物质湮灭成标准模型费米子对时,容易遇到运动学的手征压低,而有文献指出通过引入一个矢量粒子,在它诱导的s-道暗物质湮灭过程中,再辐射一个Higgs粒子,就能显著改变末态粒子运动学结构,从而导致大的湮灭截面。由于该矢量粒子不带有标准模型量子数,因而不会受到目前实验的严格限制。本文进一步研究了该暗物质辐射湮灭机制,并讨论其中的矢量粒子对μ子反常磁矩的贡献,结合目前已有的两方面实验观测数据,找到了合理的共同参数空间。
[硕士论文] 叶伯兵
天体物理 湖南师范大学 2017(学位年度)
摘要:近十年来,非对易黑洞被大量地研究,这种黑洞不再有普通黑洞中的发散问题。利用坐标相干态方法,普通时空中的点源被非对易时空中的具有最小宽度不为零的涂抹的、弥散的波包所取代。本文主要是基于两种不同类型的波包分布,洛伦兹分布和推广的高斯分布,来研究时空坐标非对易性对黑洞的影响。
  本研究构建了4维时空中的洛伦兹涂抹的带电黑洞,并分析这种时空中的类时测地线、近日点的进动和无质量粒子的偏折。研究指出,电荷和非对易性(时空的最小长度)对进动角和偏转角都是负影响,但当它们耦合在一起时具有正影响(电荷与非对易性的耦合项为正)。我们也研究了这种非对易带电黑洞的热力学性质,包括霍金温度、熵、热容和自由能。构建一族D维AdS时空中的非对易带电黑洞,其引力源的分布由空间维数d、时空最小长度l及其他的几个参量(如表征物体中心密度的参量n)共同决定。我们研究了这族黑洞的奇异性以及一些热力学性质。分析表明,当n≥0时引力源(中心)的时空性质是非奇异的(在一定条件下,对于-2≤n<0也是如此),而事件视界处的性质,包括霍金温度和熵,在n>-2范围内都是非奇异的。由于根本性的最小长度l的出现,非对易时空中的熵相较于通常的熵存在着一个指数修正。
[硕士论文] 黄阳
理论物理 湖南师范大学 2017(学位年度)
摘要:根据广义相对论,光线在天体的引力场中会发生偏折。原本朝观测者传播的光经过黑洞附近时由于偏折而无法被观测者探测到,因而在观测者的视眼中形成了一个黑暗的区域,此即黑洞的阴影。黑洞的阴影带有黑洞的特征信息,因而研究黑洞的阴影可为黑洞的识别提供一种新的方法。本文对光子与Weyl张量耦合情况下phantom规则黑洞的阴影进行了研究,并得到了一些有趣的结果。
  在第一章中,我们以静态球对称黑洞和Kerr黑洞为例,简要介绍了黑洞阴影形成的基本理论。然后,我们对暗能量模型、尤其是对phantom暗能量模型进行了大致的介绍。最后,我们简单介绍了Maxwell张量与Weyl张量耦合的理论模型。
  在第二章中,我们研究了光子与Weyl张量耦合下的phantom规则黑洞的双影现象,发现该耦合会导致极化方向不同的光子在时空中沿着不同的路径传播,致使单个黑洞形成两个阴影,这是黑洞阴影在该类耦合作用下的新特征。黑洞的本影随着phantom参数的增大而增大,随着Weyl张量耦合强度的增强而减小。半影与phantom参数以及耦合强度的关系,则恰好与本影相反。此外,我们估算了在光子与Weyl张量耦合下,银河系中心黑洞的阴影及其与phantom参数以及耦合参数的变化关系。
  最后,我们对本文的研究工作进行了总结,并对其进行了一些展望。
[博士论文] 侯磊
天文学 中国科学技术大学 2017(学位年度)
摘要:我们利用基于斯隆数字巡天第七次释放数据(以下简称SDSS DR7)和斯隆数字巡天星系群目录表(SDSS group catalog),研究早型星系的基本面(FP)关系、恒星质量基本面(FP*)关系和质量面(MP)关系的环境依赖。我们从SDSS DR7数据中筛选出一个含70,793个早型星系的样本,并利用SDSS星系群目录表的数据,对样本中每个星系,利用所在暗晕质量以及是中心星系还是卫星星系来定义环境参量。通过研究不同环境下早型星系的FP关系、FP*关系和MP关系的特征,我们探究各种环境过程对星系性质的影响,以及FP关系的偏斜性起源。
  在第二章中,我们考察FP关系的环境依赖。首先,我们介绍了本工作中采用的早型星系样本选择条件和SDSS星系群目录表。接下来,我们介绍了FP关系的拟合方法。然后我们分别计算了不同暗晕质量区间中的中心星系和卫星星系的FP关系。我们发现g、r、i和z波段的FP系数的环境依赖很相似。中心星系和卫星星系的FP关系的环境依赖存在显著差别。中心星系的FP系数随着暗晕质量存在系统性变化,而卫星星系的FP系数在不同的暗晕质量区间中则比较相似。中心星系和卫星星系的差别在小质量暗晕中显著,而在最大的暗晕区间中可以忽略。当我们仅仅保留样本中红星系,或者保留b/α>0.6的星系,或者在特定半径范围内的星系时,这些结果依然保持不变。在经过天光背景修正之后,结果依然是相似的。
  在第三章中,我们把表面亮度替换成恒星质量面密度来计算FP*关系。然后我们计算不同环境中的FP*系数,并与FP关系相比较,从而研究星族的贡献。我们发现,FP*关系的系数α与FP关系相比更大,而FP*关系的系数b与FP相似。对于中心星系,FP*系数显著依赖于暗晕质量。对于卫星星系,FP*系数与暗晕质量的关系很弱。我们得出结论,FP关系的偏斜性并非由星族成分主要导致。
  在第四章中,我们把表面亮度替换成质量面密度来计算MP关系,并研究三个中心早型星系样本的MP系数与到暗晕中心距离的关系。对于不存在卫星星系且位于小暗晕中的中心星系(G1),我们发现当距离暗晕中心的半径大于50倍中心星系有效半径时,MP系数趋向于常数,并和维里定理接近。在较小半径处,暗晕的潮汐力使MP关系偏离维里定理。对于不存在卫星星系且位于大暗晕中的中心星系(G2),系数α显著偏离维里定理。这是因为大暗晕中的低光度卫星星系由于流量限制没有被观测到。对于存在卫星星系且位于大暗晕中的中心星系(G3),系数α比G2样本中的值更大。这证实了卫星星系对MP关系有显著的贡献。
[硕士论文] 甘俏姗
理论物理 湖南师范大学 2017(学位年度)
摘要:黑洞热力学是目前黑洞物理研究的一个热点。它是黑洞最重要的特性之一,涉及热力学基本定律与时空理论之间的内在联系。Bekenstein发现,黑洞视界区域的行为类似于古典热力学系统中熵的行为,最早将黑洞作为一个热力学系统来研究。随后,Hawking提出,黑洞并不是完全黑的,它能以一种理想的黑体光谱辐射粒子。这将人们对黑洞热力学的研究推向一个新的阶段。
  本文的主要工作是研究非线性电动力学条件下的规则黑洞的热力学与几何热力学。我们把这个规则黑洞看作一个热力学系统,计算该黑洞基本的热力学量,将其转换为与黑洞熵之间的关系,并绘制它们随熵的变化图像,仔细分析该黑洞的热力学性质。我们发现热容量与熵的图像中存在不连续性,即间断处存在一个相变点。在自由能随温度变化的曲线图中,出现了尖端双点。这表明黑洞热力学系统在这个点发生了状态的变化,以致于系统的能量发生突发性的增减现象。对比分析热容量和自由能的热力学现象,我们发现该规则黑洞确实在S=2.48处经历了一个二阶热力学相变。
  此外,我们还运用一种几何方法来进一步研究这个规则黑洞的热力学行为和相变行为。我们通过构建一个新的Legendre度规,从而来研究规则黑洞的几何热力学性质。通过计算曲率标量与黑洞熵的关系,根据对应图像来分析其热力学行为特征和相变行为。我们将曲率标量随熵的变化情况,与前一种研究方法进行对比分析,发现这个规则黑洞的确在同一间断点S=2.48经历了一个二阶相变。
[硕士论文] 王江涛
理论物理 贵州大学 2017(学位年度)
摘要:我们采用国际恒星演化程序Modules for Experiments in Stellar Astrophysics(MESA)构建恒星模型,分别对转动单星和双星的演化进行研究。
  转动效应包括动力学效应和元素混合效应。我们发现转动的动力学效应使恒星中心温度变低,减小了恒星表面的不透明度,中心平均分子量和表面熵。动力学效应还会调整恒星的热结构,降低恒星主序阶段的核反应速率;恒星在赫罗图上的位置向红端移动。而元素混合效应对恒星的影响有:对恒星的中心密度、压强和紧密度有减小的作用;扩大中心核反应区域,延长主序阶段的寿命;使恒星表面氦元素和氮元素明显超丰。
  转动单星模型中,元素混合效应将恒星内部核反应的氮元素输送到表面,表面氮元素的丰度与其转动速度成正比。然而Hunter et al.(2008)观测发现:一些转动速度低的恒星表面具有比较强的氮元素增丰,转速快的恒星表面反而没有氮元素增丰。这不能被当前的转动单星理论模型所解释。但是我们发现恒星在经历双星的演化后,其演化特性可以解释观测中的氮元素反常现象。
  在大质量转动双星的主星充满洛希瓣时,物质携带自转角动量和部分轨道角动量的物质对次星自转(吸积星)具有加速作用。吸积星被加速到临界转动速度。在这个过程中,吸积星试图达到流体静力学与热力学平衡,造成吸积星有大约0.19年的周期脉动。当吸积星超过崩溃(临界)速度的时候,为了保持降低转动速度,星风增大因子达到fw=1.25×104,造成大量物质和角动量损失。导致吸积星转速下降,双星系统的轨道周期缩短,双星趋于合并。
[硕士论文] 吕建林
理论物理 湖南师范大学 2017(学位年度)
摘要:黑洞是由大质量恒星因为引力塌缩形成的。研究黑洞时空在不同条件下粒子的散射与吸收,对我们了解黑洞的的相关信息非常重要。二十世纪七十年代霍金辐射发现后,人们兴起研究黑洞对量子波的吸收与散射。近来,弦理论的研究兴起,使人们对有弦理论得到的黑洞及高位黑洞的吸收截面的研究产生了兴趣。弦理论能将引力量子化,而且能解释宇宙起源与运行以及现代物理很多难题。因为伸缩子,由弦理论得到的黑洞时空跟广义相对论中的黑洞时空有不一样的性质。所以人们对伸缩子时空的各种研究都非常关注。研究伸缩子时空的散射与吸收对黑洞,弦理论以及相关的理论都有非常大的意义。
  在本文第二章中,我们研究了宇宙弦作用下史瓦西黑洞时空中无质量标量场和电磁场的散射和吸收截面。我们发现,通过比较吸收截面的不同的值的参数b,我们可以看到该线性质量密度μ的宇宙弦变得更大,黑洞对无质量标量波的吸收变得更小。我们还发现,在高频率中关于几何光值得吸收截面的振荡。然而,在低频率时,宇宙弦使吸收截面变弱,即在低频率段上宇宙弦对它有明显的影响,高频率段上影响不明显。当角量子数l增大,振动变得越来越复杂,各分波散射截面越来越在θ=0处收窄但强度增强,即散射角宽度变得较窄,当θ=0时,微分散射截面有最大值,并以此为对称分布。我们做了微分截面取对数后与散射角θ之间的关系,沿θ=0的方向,微分散射截面收敛并有定义,耀斑沿着向后的方向出现[20],当宇宙弦参数b增加时,耀斑角宽变宽,峰值变小。
  在本文第三章中,我们研究了极端de-Sitter RN黑洞时空中无质量标量场的散射和吸收截面。我们发现,通过比较吸收截面的不同的值的参数α,我们可以看到宇宙常数α越大,黑洞对无质量标量波的吸收就越大。当角量子数l增大,振动变得越来越复杂,各分波散射截面越来越在θ=0处收窄但强度增强,即散射角宽度变得较窄,当θ=0时,微分散射截面有最大值,并以此为对称分布。
[硕士论文] 张小燕
天体物理 中国科学技术大学 2017(学位年度)
摘要:AGB星对研究恒星演化以及星际介质都有非常重要的意义。由于星周包层的遮蔽作用,我们很难直接测量AGB星的一些基本参数。所以很多学者建立AGB星的星周包层模型,开展数值模拟工作,并通过拟合观测到的光度、光谱数据来研究星周包层的结构与组成,进而深入研究AGB星的性质。因为星周包层中的物质来源于中心恒星的质量损失,所以星周包层的密度、温度、元素丰度、速度等物理量的分布和可观测的光子辐射性质与中心恒星性质强相关,保证了上述方法的可行性。另外,星周包层是星际介质物质的重要来源,星周包层的物理化学性质本身的研究对理解星际介质的形成演化具有重要意义。本文第一部分介绍了星周包层模型以及数值模拟方面的研究进展,阐述了不同模型之间的异同,以及未来的发展方向。
  射电观测对星周包层的化学组成和物理结构以及恒星风的研究都是十分重要的。另外,系统的谱线探测是一种十分方便有效的用于研究分析天体的物理化学性质的方法。本文第二部分介绍了对C型AGB星IRC+10216厘米波段的谱线的探测研究,填补了从13.3GHz到17.8GHz频率范围的空白。通过使用上海65米天马望远镜共观测到了41条探测灵敏度在7mK以上的分子谱线。这些分子谱线来源于12种不同的分子以及3种同位素分子。除了分子SiS,其他的均为碳链分子,包括HC3N、HC5N、HC7N、HC9N、C6H、C6H-、C8H、SiC2、SiC4、c-C3H2和1-C5H,丰富的碳链分子应证了IRC+10216是一个富碳型AGB星。我们还基于局部热力学平衡的假设,估计了分子的激发温度和柱密度,与前人的结果比较,发现转动跃迁的能级越高对应的转动温度越高,代表的区域温度越高。
[硕士论文] 王雪婧
物理学 浙江工业大学 2017(学位年度)
摘要:本论文分为五章:
  第一章,我们介绍了黑洞微扰的概念及其发展现状。
  第二章,首先,我们介绍了所有奇点都是正则奇点的Fuchs型方程的奇点与解。奇点可以分为可去奇点,极点和本性奇点,正则奇点只是极点的一种特殊情形。其次,我们讨论了Heun方程,合流Heun方程等特殊微分方程的解。在给出初始条件时,级数解的系数之间满足一个三项之间的递推关系式,此递推关系式总可以看作一个三对角行列式的展开式。因此,我们讨论了三对角行列式的特点以及三对角行列式为零的方程的解。
  第三章,我们讨论了自旋场的动力学方程的Newman-Penrose形式,给出了类光标架的定义,得到了旋系数方程以及场方程。利用Newman-Penrose形式,研究了一般球对称时空的场方程,将该场方程分离为径向部分与角向部分,角向部分的解是自旋加权球谐函数。根据奇点的不同,径向方程可以分为不同的情形,我们将所得的径向方程进行自变量变换与函数变换,转换为超几何方程,Heun方程,合流Heun方程等特殊微分方程,并讨论了其解。
  第四章,我们研究了三种特殊时空背景中的场方程。由于共形引力场对重整化,暗物质,宇宙常数的研究可能有重要意义,因此我们研究了共形引力中的球对称时空的场方程,将其转换为Heun方程并讨论了其解。除此之外,我们分别研究了Kerr-Newman时空以及Grumiller时空中的场方程。我们得到,这两种时空中的径向方程也能转换为Heun方程。
  第五章,总结与展望。
  最后,在附录中,我们给出了Strum定理,可以利用此定理对事件视界进行分类并得到具体的限制条件。
[硕士论文] 姜晓华
天体物理 河北师范大学 2017(学位年度)
摘要:到目前为止,人们对于r-过程的核合成场所仍不是很明确。研究恒星的核合成历史及其形成机制问题仍是一项很重要的任务。现在的理论研究表明,处于贫金属环境下的重元素的核合成过程主要由r-过程主导。我们在考虑非局部热动平衡情况下分析贫金属环境下钡元素的奇同位素比例,从同位素的角度分析能为理论研究提供更为严格的观测约束。研究r-过程元素增丰的恒星对于更好的了解r-过程元素的本质和起源是至关重要的。由此我们对四颗r-过程元素增丰的金属丰度很贫的巨星进行了钡元素奇同位素丰度比的测定,这四颗来自汉堡巡天的目标源分别为CS29491-069([r/Fe]=+1.1)、HE1219-0312([r/Fe]=+1.5)、HE2252-4225([r/Fe]=+0.80)和HE2327-5642([r/Fe]=+0.99)。
  我们利用高分辨率高信噪比的光谱,通过拟合受超精细结构影响的钡元素共振谱线4554(A)的谱线轮廓来测定钡元素的奇同位素比例。测量钡元素奇同位素所占比例时需确保共振谱线4554(A)的丰度和次级谱线5853(A)和6496(A)的丰度一致。在确保丰度值不变时,通过调节宏观湍流速度拟合共振谱线并利用卡方检验得到最佳钡元素奇同位素比例。为了确保测量的一致性,我们利用铁线重新测定了四颗样本星的大气参数:有效温度、表面重力、金属丰度和微观湍流,大气参数的测定均考虑了受非局部热动平衡状态的影响。利用铁线丰度不受激发电势和谱线吸收强度的影响来测定有效温度和微观湍流,表面重力的确定则取自中性铁丰度和一次电离铁丰度的电离平衡。
  测得四颗样本星CS29491-069、HE1219-0312、HE2252-4225和HE2327-5642钡元素的奇同位素比例分别为0.46±0.08、0.51±0.09、0.48±0.12和0.50±0.13,它们对应着的钡元素均是由纯r-过程主导的。四颗r-Ⅱ恒星均表现出很高的r-过程贡献比表明在这一类恒星中大部分的重元素均通过r-过程合成。得出的结论和贫金属星基于丰度模式下的结果一致。
[硕士论文] 毕晓璠
天体物理 河北师范大学 2017(学位年度)
摘要:我们的宇宙大约形成于140Gyr年前的一次大爆炸。球状星团是星系中古老的、寿命很长的成员,被称为星系演化的活化石。观测表明,球状星团M2中α元素、Fe族元素和中子俘获元素的丰度随样本星[Fe/H]的变化呈现出不同的变化趋势。对样本星中元素丰度来源的研究可以帮助我们更好的理解球状星团M2形成的历史和化学演化进程。
  本文主要包括两部分:
  第一部分首先给出了独立于星系化学演化的五分量元素丰度模型及其计算方法。其次对球状星团M2中14颗样本星(6颗r-only星,4颗s星,4颗metal rich星)的元素丰度进行了拟合,并给出了最佳拟合结果。通过对计算结果的系数分布情况进行分析得出,在样本星所观测的金属丰度范围内,r-过程分量对元素丰度的贡献一直处于主要地位。weaks-过程分量和SNeIa分量虽然对元素丰度的贡献较少,但是随着[Fe/H]的增大其贡献也缓慢增加。4颗s星具有典型的s-过程特征,s-过程贡献超丰。另外,文中给出的整体拟合效果图也验证了我们的计算方法是可行有效的。
  第二部分对计算结果给出了分析和讨论。对样本星的α元素、Fe族元素和中子俘获元素的天体物理来源进行了分析讨论,并给出了本文的结论。本文所选取样本星的观测金属丰度范围较窄(-1.8<[Fe/H]<-0.9),在观测范围内,大质量星的primary过程分量对α元素和Fe族元素丰度的贡献都起了明显的主导作用,并且primary分量对α元素和Fe族元素的贡献随着[Fe/H]的增加,呈现出不同程度的缓慢下降的趋势。与此同时,SNeIa分量和大质量星的secondary过程分量对α元素和Fe族元素丰度的贡献随着样本星[Fe/H]的增加缓慢上升。较轻的中子俘获元素Y元素和Zr元素的丰度主要是来源于main s-过程分量和week r-过程分量,其对元素丰度的贡献随[Fe/H]的增加变化缓慢;而较重的中子俘获元素的天体物理来源为main r-过程分量和main s-过程分量,对于比Eu重的元素,main r-过程分量的贡献作用一直处于主导地位。4颗s星在样本星中比较特别,main s-过程分量对其元素丰度的贡献超丰,这可能与其受到了低质量AGB星的污染有关。
[硕士论文] 常正雪
天体物理 河北师范大学 2017(学位年度)
摘要:恒星的元素丰度及其特征是我们追踪恒星形成和化学演化的有效探针。Ba元素和Eu元分别是慢中子俘获过程(s-过程)和快中子俘获过程(r-过程)典型的代表元素,其丰度比[Eu/Ba]可作为研究恒星元素核合成过程的一个很好的示踪器。另外,Ba元素的奇同位素(135Ba和137Ba)主要由r-过程产生,而偶同位素(134Ba、136Ba和138Ba)主要由s-过程产生,因此,其奇、偶同位素的相对比例一定程度上代表了r-过程和s-过程对Ba丰度的相对贡献。由此,我们可以根据Ba的这一元素特征追踪r-过程和s-过程核合成历史,研究其可能的产生场所,进而研究恒星的形成演化和起源。
  我们基于MAFAGS不透明度采样恒星大气模型,分别在局部热动平衡(LTE)和非局部热动平衡(NLTE)下,采用光谱综合法分析了40颗晕星(包括13颗低α晕星和27颗高α晕星)的Ba和Eu的元素丰度,观测光谱分别取自欧南台(ESO) VLT/UVES释放的光谱数据和北欧光学望远镜(NOT)及其光纤阶梯光栅摄谱仪(FIES)的光谱数据。并且考虑到奇偶同位素对BaⅡ共振线λ=4554(A)超精细结构的影响,通过拟合该谱线的轮廓利用x2最小方法确定了Ba元素奇偶同位素的最佳比例,据此来推算r-过程和s-过程对Ba元素丰度的相对贡献。
  我们的分析结果表明:
  (1) Ba元素丰度存在一定的NLTE效应,NLTE的丰度修正平均为-0.06dex,且基本与金属丰度无关,但不同的谱线的NLTE效应是明显不同的,其中λ6496(A)的NLTE效应最强,其丰度修正值平均为-0.15dex;其次是λ5853(A),其NLTE丰度修正值平均为-0.03dex;λ6141(A)受到的NLTE效应最弱,其丰度修正值平均为-0.002dex。
  (2) Eu元素丰度存在明显的NLTE效应,对不同金属丰度的恒星其NLTE丰度修正最小为0.03dex,最大到0.12dex。
  (3)高α和低α晕星的[Ba/Fe]丰度不能明显区分开,但[Eu/Fe]丰度却表现出了明显的区分,低α晕星的[Eu/Fe]反而高于高α晕星,并且在NLTE下这种区分度更加明显。
  (4)低α晕星的Ba丰度大部分是r-过程和s-过程共同的贡献,但总体上r-过程的贡献比例更大,有的甚至是纯r-过程的产物。而高α晕星的Ba丰度的核合成机制则更为复杂,既有来自纯r-过程的贡献,也有几乎是纯s-过程的贡献,当然更多的来自s-过程和r-过程的共同贡献,但二者的相对贡献相对低α晕星来说更为不确定。
  综合上述结果,我们认为高α和低α晕星可能有不同的形成场所,但是二者的产生场所都并不单一,高α晕星可能既有“本地形成”(In situ)也有来自年老厚盘“被踢出”(Kicked-out)的形成机制,而低α晕星也不仅仅来自于矮星系的“吸积”(Accreted),很可能是三种起源的某种混合,甚至还可能有其他的来源。
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