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[硕士论文] 郑学琛
天体物理 中国科学技术大学 2017(学位年度)
摘要:本文系统分析了在7兆秒(7×106s)钱德拉南天深场巡天(7Ms CDF-S)中的148个红移在0到5之间、X射线光度范围1041-1045erg s-1的活动星系核(AGN)的X射线光变特征。在约17年的时标中,这些源的X射线光变幅度与其受遮蔽程度以及考察能量段仅有微弱的关联。文中用四种不同的功率谱模型去拟合超额方差与光度的关系,拟合结果显示AGN的功率谱低频端幂律谱指数β为1.16+005-005。本文使用四条不同时长、独立测量的短光变曲线去研究超额方差与光变时标的联系,拟合结果同样表明β大于1。本文还尝试研究了AGN光变随红移的演化,结果显示出一个可能的光变随红移增大而减小的趋势以及峰值,但由于样本较小,有待进一步确认。本文使用了每三个月作一次分组平均采样的光变曲线,在钱德拉南天深场中找到了6个候选的X射线爆发事件。其中两个事件具有非常快的时标,可能属于一种新型的短爆发事件。本文随后根据长爆发事件(假设均为潮汐撕裂事件)的搜寻结果粗略估计了潮汐撕裂事件的发生率<(N)IDE>=8.6+85-49×10-5galaxy-1yr-1以及新型短爆发的发生率=1.0+1.1-07×10-3galaxy-1yr-1。最后,本文对其中一个首次发现的短爆发事件(7Ms CDF-S XID=330)的光变特征进行了时域和光谱分析,分析结果表明该事件在变暗过程中光变曲线具有折断幂律型的特征,而且随着流量下降,其光谱也在变软。
[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。
[博士论文] 杨欢
天体物理 中国科学技术大学 2017(学位年度)
摘要:氢Lyα发射线对搜寻高红移星系与研究宇宙再电离非常重要。由于氢Lyα是共振散射线,为了使用Lyα来研究星系和再电离,我们需要理解Lyα光子经过共振散射并逃逸出星系的过程。GreenPea星系是近邻宇宙中有极强[OⅢ]λ5007发射线的星爆星系。在本论文中,我们用GreenPea星系来研究了Lyα逃逸的物理过程。另外,我们还发现了一个有极宽线翼的红移5.7的Lyα发射线星系,并探索了用Lyα发射线轮廓的极宽红翼来示踪气体外流。
  我们用哈勃望远镜对一些GreenPea星系进行了紫外光谱观测,建立了一个有Lyα观测的GreenPea统计样本。该样本的43个GreenPea星系中,约2/3有强Lyα发射线,这些有强Lyα发射线的GreenPea的Lyα等值宽度分布与高红移Lyα发射线星系(LAE)的是一致的。这些GreenPea是近邻宇宙中最好的高红移LAE的类似星系。
  结合紫外光谱和SDSS光谱,我们测量了Lyα的逃逸比例,并研究了Lyα逃逸与高分辨率的Lyα谱线轮廓的关系。Lyα逃逸比例反相关于几个Lyα谱线运动学特征-蓝峰速度、红峰速度、峰值速度差、Lyα红蜂的半高全宽。这些Lyα运动学特征主要依赖于中性氢(HI)气体的柱密度和运动学。因为HI气体中更多的Lyα散射可以使Lyα速度偏移更大,并且使Lyα轮廓更宽,这些相关性表明低NHI和更少的散射有助于Lyα光子送逸。
  利用光学和紫外的图像及光谱,我们测量了GreenPea的星系特性,并探索了Lyα逃逸如何依赖于星系的其它性质。我们发现Lyα逃逸比例随着较低的尘埃消光、较低的金属丰度、较低的恒星质量、更高的[OⅢ]/[OⅡ]线比、较弱的低电离吸收线等值宽度、和更强的气体外流速度而增加。Lyα逃逸比例与GreenPea的紫外形态没有明显的关系。
  我们拟合了Lyα逃逸比例、尘埃消光和Lyα红峰速度之间的经验关系。这个关系可以用于预测LAE的Lyα逃逸比例,进而区分Lyα逃逸过程与星系际介质散射对Lyα线的影响。由于詹姆斯韦伯望远镜可以测量一些z>7的LAEs的尘埃消光和Lyα红峰速度,这个关系使得我们可以沿着每个LAE的视线方向测量星系际介质的中性氢柱密度,并探测再电离过程。
  我们研究了GreenPea星系的Lyα和紫外连续谱辐射(UV)的空间分布,用二维光谱和一维空间分布轮廓来比较了Lyα和UV的尺寸,发现大多数GreenPea都有比UV连续谱更延伸的Lyα辐射。该样本中的大多数GreenPea的Lyα空间尺度是紫外连续谱的2至4倍,当Lyα经历的散射较少时,Lyα的空间尺度倾向于更延展。我们还首次研究了Lyα的蓝峰和红峰光子的空间分布,发现了蓝峰和红峰空间分布与Lyα谱线轮廓的联系。
[硕士论文] 朱永凯
粒子物理与原子核物理 广西大学 2017(学位年度)
摘要:活动星系核是一类非常特殊的天体,有着极为剧烈的活动,可以作为极端物理现象的天然实验室。研究活动星系核对于我们了解宇宙的演化,星系的形成和演化等具有重要的意义。本文简要介绍了活动星系核的基本观测特征和理论模型,并详细介绍了本人在研究生学习期间对GeV窄线赛弗特1星系的研究工作。
  到目前为止,被Fermi/LAT探测到有γ射线辐射的窄线赛弗特1星系的数量有七个,它们分别是1H0323+342、PMN J0948+0022、SBS0846+513、PKS1502+036、PKS2004-447、FBQS J1644+2619以及SDSS J122222.55+041315.7。我们处理了这七个源的Fermi/LAT观测数据,结果显示,这几个源中的四个源有着非常强烈的光变。同时,在单个幂律谱(power-law)的假设下,我们得到了它们的谱指数并对其进行了详细的分析。可以看出,大部分源的光度与其谱指数之间并不存在关联,但对于SBS0846+513来说,其光度的变化确实伴随着谱指数的演化。而且当我们将其光变分成三个时间段进行研究时,这种相关性则更加明显,特别是在最后一个时间段,这种相关性变得更强。所以SBS0846+513相比于其他几个源,其γ射线的辐射机制可能会有所不同。
  许多证据显示,平谱射电类星体跟GeV的窄线赛弗特1星系的喷流辐射之间存在着相似性。通过用轻子模型拟合一个典型的平谱射电类星体(3C279)和两个GeV的窄线赛弗特1星系(NLS1s,PMNJ0948+0022与1H0323+342)在不同流量阶段的宽波段能谱,我们发现了这些源的多普勒因子δ跟外康普顿散射的峰值光度Lc之间存在着一个统一的δ-Lc关系。为此,我们进一步收集了一个更大的样本,包括平谱射电类星体跟GeV的窄线赛弗特1星系,研究发现,无论是平谱射电类星体还是GeV的窄线赛弗特1星系,在同一个源不同的流量阶段,又或者是在不同的源中,都很好地遵循着相同的δ-Lc关系。这也就是说人们观测到的光度的变化可能是由于多普勒放大效应造成的。而在平谱射电类星体以及GeV窄线赛弗特1星系中,不同流量阶段所遵循的相同的δ-Lc关系则可能说明在这两类源中的粒子加速机制和辐射机制是相似的。另外,通过用Fermi/LAT波段的观测光度(LAT光度)代替外康普顿散射的峰值光度Lc,这个关系依然成立,所以Fermi/LAT的观测光度跟多普勒因子之间的关系可以作为估算多普勒因子的一个经验公式。为了检验这个关系,我们用Fermi/LAT的观测光度估算了一些源的多普勒因子,结果显示我们的结果跟其他人用其他的方法所得到的结果是一致的。
[硕士论文] 葛雪
物理学;理论物理 南京师范大学 2017(学位年度)
摘要:活动星系核/类星体(AGNs/QSOs)是活动剧烈的星系核心,其结构的物理性质及形成演化一直是天体物理研究的热点内容。基于一个收集样本,包括87个Palomar Green(PG)QSOs(z<0.5),44个Sloan Digital Sky Survey(SDSS)高红移QSOs(z>2),33个邻近AGNs和9个弱线QSOs(WLQs),探讨了紫外CⅣλ1549(A)宽发射线的起源,包括其等值宽度(EW)的Baldwin效应、超大质量黑洞(SMBH)吸积物理驱动以及发射线蓝移。
  (1)根据反响映射(Reverberation mapping,RM)AGNs的二维图像分解数据,本文给出了5100(A)处单色光度的寄主星系贡献扣除的经验公式。并利用该经验公式,计算了基于Hβ发射线的单历元超大黑洞质量(MBH)、爱丁顿比率(Lbol/LEdd)。
  (2)对于PG QSOs和高红移QSOs的CⅣ紫外光谱进行了两成分分解(窄成分、宽成分)。通过统一的CⅣ轮廓分解,发现整体EW(CⅣ)与1549(A)处连续谱的光度存在明显相关性,即显著Baldwin效应;同时EW(CⅣ)与Lbol/LEdd也存在明显相关性。相关性系数分别是-0.65和-0.68。在Baldwin效应上,宽成分的相关性系数要稍大于窄成分,相关性系数分别为-0.64、-0.56。在EW(CⅣ)与Lbol/LEdd的关系上,宽成分也是稍高于窄成分,相关性系数分别为-0.67、-0.58。除此之外,宽成分的EW普遍大于窄成分的EW,表明宽线区的内区的覆盖因子更大。
  (3)考虑到邻近的AGNs和WLQs,在更宽的Lbol/LEdd参数范围内讨论了Baldwin效应以及它的物理驱动。对于Lbol/LEdd小于-3的源,它们不遵循EW(CⅣ)与Lbol/LEdd的反相关关系。WLQs遵循EW(CⅣ)与无量纲吸积率(M)的反相关关系。EW(CⅣ)与Lbol/LEdd((M))之间不同的相关关系支持了吸积盘自引力不稳定性形成宽线区的观点。
  (4)根据[OⅢ]线或Hβ线定出的系统红移,通过合成谱进一步确定了高电离CⅣ线存在蓝移。CⅣ发射线蓝移与EW(CⅣ)存在中等强度的反相关关系,与Lbol/LEdd存在中等强度的正相关关系,暗示了辐射压可能是外流风的驱动者。基于CⅣ和Hβ的MBH差异与CⅣ的蓝移存在中等强度的相关性,表明基于CⅣMBH的偏差可能受到来自CⅣ辐射区外流的影响。
[硕士论文] 张旭
理论物理 山东大学 2017(学位年度)
摘要:本硕士毕业论文基于SDSS和LAMOST光谱巡天获取的海量恒星光谱数据,开展银河系及其近邻矮星系人马矮星系的动力学和化学丰度研究,为深入理解银河系及人马矮星系的形成和演化提供了新的线索。
  首先,从SDSS DR9~22000个RGB恒星数据中,我们利用改进后的理论模型沿着人马矮星系星流选择了1100个样本恒星。与RHB恒星对比,RGB恒星具有一个更大的样本数,并且延伸到[Fe/H]~3.0dex贫金属成分。而且,这个RGB样本在人马矮星系星流leading臂的第二圈(leading arm2)有一个明显的数目优势,这为我们研究leading臂的性质提供了很好的机会。我们首次在leading arm2得到-(2.3±0.5)×10-3dex deg-1的金属丰度梯度,并且在leading arm1得到-(1.6±0.4)×10-6dex deg-1的金属丰度梯度,在trailing arm1中得到-(1.3±0.3)×10-3dex deg-1的金属丰度梯度。我们检查了人马矮星系成员恒星在相空间的分布情况并且发现leading arm1有一个~21.5km/s的速度弥散。最后我们结合SDSS和LAMOST数据证认了在leading arm1中可能的一个分支。
  然后,我们从SDSS DR9的数据中选取了32颗属于室女座星团的RGB恒星,基于速度差异,我们将这32颗恒星分成属于两个不同结构的部分,其中21颗低速恒星属于室女座星流(VSS),11颗高速恒星属于Feature C。室女座星流恒星的金属丰度分布具有两个峰值分别位于-1.2dex和-1.9dex,属于Feature C的恒星具有弥散的金属丰度分布。由于室女座星团距离人马矮星系较近,所以我们分析了人马矮星系和室女座星团的关系。由于室女座星流恒星与人马矮星系trailing arm1的恒星具有相似的速度和金属丰度,所以我们推测室女座星流可能起源于trailing arm1,是trailingarm1中切断联系的某一部分,循着自己的轨道绕着银河系运动。Feature C恒星具有弥散的金属丰度分布,而且它的速度远高于人马矮星系星流,所以Feature C很可能是另一矮星系与银河系合并留下的残骸。
[硕士论文] 聂麟
天体物理 上海师范大学 2017(学位年度)
摘要:引力透镜效应是天文研究中一种非常重要的现象,它直接提供了宇宙中引力场分布的几何信息,其中弱引力透镜效应为我们提供了非常丰富的宇宙学信息。在弱引力透镜研究中,需要对星系的几何信息进行提取进而获得和引力场直接相关的剪切信号;因此,对星系形状的测量是弱引力透镜研究中的中心课题。在实际的天文观测中,观测到的星系图像会受到点扩散函数(PSF)的严重干扰,所以点扩散函数直接关系到剪切信号测量的精度,也是弱引力透镜研究的关键问题之一。视场中的PSF信息可以通过这个视场中的恒星图像信息获得。本文在EMPCA方法的基础上发展了一种新的算法:SPCA/xSPCA。首先对径向的Moffatlets基函数进行改进获得了完整的Moffatlets基函数,利用EMPCA算法在Moffatlets基函数空间中找到一组关于同一视场中的恒星图像的期望最大化主成分,并利用这组主成分去描述这个视场中的PSF。为了测试SPCA/xSPCA新算法的有效性我们和EMPCA方法进行了对比,发现新算法可以有效地抑制背景噪声的影响,而且能提取出图像中复杂的角向结构信息。此外我们还定义了χ2、椭率和大小来更加细致地比较通过提取出的主成分还原出的PSF与原始PSF之间的差别来测试我们新方法的有效性。通过比较我们发现对于SPCA和xSPCA方法来说,虽然添加光滑的约束,我们的新方法并没有损失精度和效率;此外,就目前的结果而言,我们的方法还有额外的三个优势:i.通过SPCA可以得到光滑的PSF,这为以后的反卷积去除点扩散函数效应省去了麻烦。ii.通过xSPCA避免了对图像的插值操作,可以更加合理利用受到坏点、热点和宇宙线等污染的点源图像。iii.xSPCA里包含了对主成分的将解析度操作,理论上还具有去像素化得到高解析度PSF的潜力。
[博士论文] 孙鹿鸣
天文学 中国科学技术大学 2017(学位年度)
摘要:特殊天体的发现可能有重要的提示意义和重要的研究价值,因为一些普适的、本质的规律有可能在特殊类型天体中反映得更充分,并且特殊类型天体也可以用于检验规律的适用范围。最近几十年,活动星系核(AGN)和其中央引擎超大质量黑洞(SMBH)的研究有极大的进展,然而还有一些问题没有搞清楚。本文将从三个特殊的AGN的研究出发,讨论与SMBH吸积盘的热辐射、反冲的SMBH以及AGN的核区、星际乃至星系际环境气体物理性质和起源。
  第一个问题是SMBH吸积盘的热辐射。吸积盘的标准模型预言了黑洞吸积盘的热辐射谱。吸积盘的热辐射已经在恒星级黑洞双星的X射线(X-ray)观测中得到了证实,然而对于AGN中的SMBH吸积盘,观测证据还不充分。一般认为AGN的X-ray辐射主要来自于吸积盘之上的冕区而不是直接来自吸积盘。不过,对于质量稍小的中等质量黑洞,情况有可能不同。本文详细研究的第一个特殊AGN,RXJ1301.9+2747是一个塞弗特星系,我们根据光学光谱估计其中心黑洞质量约为8×105太阳质量。其X-ray光谱非常软,谱指数达到了7,远高于一般的AGN的接近2。我们发现其X-ray光谱可以由一个黑体辐射主导的模型描述,模型中的的黑体温度为30到40eV,和吸积盘模型预测值吻合。另一方面,RXJ1301.9+2747的X-ray光变曲线显示其会出现爆发态,持续时标1到2千秒,在爆发态流量会上升5到7倍,并且X-ray辐射会变硬。这种爆发态在约20ks的时标上重复出现,并且在间隔9年的XMM和Chandra观测中都出现了这种现象。这种光变现象非常罕见且有趣,原因尚不明确,值得后续研究。
  第二个问题是搜寻和研究反冲的SMBH。一般认为星系的并合会伴随着SMBH的并合,并合后的SMBH可能因为不对称的引力波辐射而获得反冲速度。数值相对论模拟发现这种反冲速度可能达到几千kms-1,使合并后的SMBH脱离星系中心。目前,还没有明确的反冲SMBH存在证据。我们找到了一个候选者类星体SBS1421+511,其Balmer宽发射线呈现了向蓝端倾斜的轮廓。我们发现其宽发射线可以用一个相对窄发射线有1400kms-1整体蓝移速度的圆盘辐射模型很好的拟合。这个蓝移速度可以解释成反冲速度,也可以解释成双黑洞的绕转速度,不过后一种解释和宽发射线轮廓在十五年的三次监测中速度几乎不变的观测事实矛盾。宽发射线轮廓还存在一些其他可能,需要进一步观测来排除。
  第三个问题是用吸收线研究AGN环境中的介质。类星体LBQS1206+1052具有两套吸收线,分别相对窄线蓝移700kms-1和1400kms-1。两套系统都具有MgⅡ和HeⅠ*吸收线,而第一套中出现了非常罕见的Balmer吸收线。Balmer吸收线一般示踪高密度介质,所以第一套吸收线对应的吸收气体也很可能具有较高的密度。我们对类星体的光谱监测显示两套吸收线都存在吸收强度的变化。我们用了一个简化模型——吸收气体的电离状态发生了变化并且其他所有物理参数不变——再现了所有的观测数据,并且模型推算的电离参数变化和光变曲线显示的连续谱变化一致。此外,吸收体移动的模型不能解释所有观测数据。因此我们认为LBQS1206+1052中的吸收线变化是光致电离驱动的。模型显示蓝移700kms-1的吸收气体密度为109到1010cm-3,到中央黑洞的距离约为1pc。这个研究对两个方向的研究有重要提示意义,一是可以对一个HeⅠ*吸收线样本进行光谱和测光监测,解决吸收线光变是电离状态变化还是吸收体移动导致这个问题;二是可以对Balmer吸收线样本进行监测,这有助于确定吸收体的位置和物理参数,进而可以系统性的研究AGN环境中高密度介质的分布。
[硕士论文] 倪书磊
天体物理 华中师范大学 2017(学位年度)
摘要:多年以来宇宙起源一直是一个热门话题,特别是在宇宙学奇点问题上。本文给出了一个可以避免宇宙奇点的模型,即反弹暴涨模型,并用最新的观测数据对模型进行限制。该模型描述了宇宙由收缩时期,经过反弹,然后进入我们熟悉的暴涨时期,接着通过再加热过程演化至今。我们给出了两个反弹模型:简单的反弹暴涨模型和Galileon反弹暴涨模型,并考虑了Planck2015,BK14,BAO,JLA数据对反弹暴涨模型的限制,主要拟合了CMB(Cosmic Microwave Background)温度功率谱(TT谱)。简单反弹模型主要考虑在反弹点尺度因子a和哈勃参数|H|的连续性。Galileon反弹模型解决了因打破零能条件(NEC)而出现的Ghost不稳定性(Ghost instability)问题,描述了宇宙收缩时期结束后紧接着进入反弹时期,再演化到暴涨时期,并可以保证尺度因子a和哈勃参数H在反弹时期连续,同时反映了反弹时期的精细情况。通过观测数据的限制,发现在大尺度上角功率谱存在压低、鼓包和凹陷现象。
[硕士论文] 耿丹华
理论物理 辽宁师范大学 2017(学位年度)
摘要:为了解释观测发现的宇宙加速膨胀的现象,科学家们尝试了两种解决方案:修正引力理论和构建暗能量模型。例如受额外维理论启发而建立的高维引力模型,修改Chaplygin gas(MCG)模型,宇宙学常数(CC)暗能量模型等等。Dvali-Gabadadze-Porrati膜世界模型是一个修正引力模型,该模型认为我们的宇宙是嵌入在5维平直时空中的4维薄膜。在不引入任何额外成分的情况下,该模型的自加速分支能够实现宇宙晚期的加速膨胀,但是也出现了一些令人不满意的问题。而在正常分支中,则需要在该模型中引入额外的暗能量成分驱动宇宙加速膨胀。本文在第二部分还介绍了DGP理论中基于全息原理建立的两个暗能量模型。
  在众多讨论宇宙加速膨胀的模型中,MCG模型为暗能量和暗物质提供了统一模型,且已被广泛研究。本文的第三部分主要研究了约化的MCG(简写为RMCG)宇宙学模型,它可由修改的Chaplygin gas模型p=Aρ-Bρ-α给出,通过选取常参数α=1/2可得到RMCG流体的态方程。在包含RMCG流体的FRW宇宙中,暗成分模型可以通过取不同模型参数A的数值来实现。接着通过讨论一些宇宙学量随红移z的演化,以及结合理论和观测对模型的限制来分析模型的可行性。研究发现:当A=0或A=1时,统一暗物质和暗能量的RMCG模型应该被摒弃;当A=1/3时,统一暗辐射和暗能量的RMCG模型是好的解释宇宙加速候选模型;当A<0时, RMCG可以实现动力学 quintessence和动力学 phantom的暗能量模型,并且在该模型中宇宙学量的演化对模型参量值的变化不敏感。进一步,我们研究当A<0时RMCG宇宙在有限时间内的将来奇点,通过计算可得到当0>A>-1时,RMCG模型在有限时间内无将来奇点;当A<1时,该模型中出现大撕裂奇点。
[硕士论文] 范弼
理论物理 辽宁师范大学 2017(学位年度)
摘要:近年来的观测显示:当今的宇宙正在加速膨胀。是什么原因导致宇宙加速膨胀,早已成为人们讨论的热点。为了解释这种现象,暗能量理论就随之应运而生了。人们构建了多种暗能量模型,例如宇宙学常数模型、Quintessence模型、Phantom模型、Agegraphic模型、Inflessence模型等。它们都具有各自的优缺点,其中与观测数据符合比较好的则是宇宙学常数模型。
  首先,本文简要概括了宇宙学的发展历史。之后介绍了现代宇宙学基础知识,其中包括标准宇宙学模型及其存在的疑难问题(例如视界疑难、平直性疑难)、暴胀宇宙学模型及其对标准宇宙学模型疑难的解释。同时为了更好的解释宇宙加速膨胀,又详细分析了其他几种暗能量模型。
  其次,在平直的FRW宇宙中,深入研究了具有相互作用的广义鬼场暗能量模型,并在此基础上,探讨宇宙学量诸如暗能量密度参数Ωde、态参数ωde、减速参数q的演化规律。研究结果表明,该模型在三种不同相互作用下所对应的暗能量态参数ωde均穿越了Phantom边界,相应的宇宙学量今天值与观测数据较为符合。此外为区分与宇宙学常数模型的不同,对该模型进行了Statefinder几何诊断,并画出了r一s、r—q、ω'de—ωde的演化轨迹图像。
  最后,在三种不同相互作用形式下详细讨论了广义鬼场暗能量模型的动力学特性和吸引子行为及其在临界点的稳定性。通过计算,该模型在两种相互作用下出现了吸引子,并画出了稳定点的相图。
[硕士论文] 齐庆美
理论物理 辽宁师范大学 2017(学位年度)
摘要:斯隆数字巡天(SDSS.)、 Ia型超新星、宇宙微波背景(CMB.)等探测结果显示:我们所在的宇宙正在不断地加速膨胀。多数理论分析家觉得引起宇宙膨胀的原因是其中存在人们所未知的物质,即外来的且压强小于零的一种物质,称之为暗能量。可是,研究这种物质的本质是十分不易的,对于科学家来说也是一项巨大的挑战。其中,第一个阐述宇宙加速膨胀行为的模型是宇宙学常数,虽然它是最简便的但是同时也有疑问。为避免这些疑问,许多其他暗能量模型不断被科学家们提出。例如,Quintessence、 Quintom、 Tachyon、 Chaplygin气体等,它们都有着各自的优缺点。
  本文最先引出宇宙学的发展过程,之后简要回顾现代宇宙学。其中包含热大爆炸宇宙学模型及其存在的缺陷,暴胀模型及其对热大爆炸宇宙学模型缺陷的解释。接着介绍一些经常见到的暗能量模型。
  其次,在 Brans- Dicke框架下深入研究修正的全息里奇暗能量(MHRDE)在平直时空中态参数叫e和减速参数q的演化规律,并考虑暗能量与暗物质之间以及引力场和标量场之间的相互作用项对参数的影响。研究结果表明,态参数实现了对Phantom边界的穿越。并且,对具有粘滞性的修正的全息里奇暗能量(MHRDE)模型中有相互作用的态参数和减速参数进行了讨论。当有粘滞效应时,态参数实现穿越Phantom的时间会变得晚一些。
  最后,讨论了在平直时空中的Brans- Dicke框架下,有相互作用时,修正的全息里奇暗能量(MHRDE)模型的热力学性质。导出了此模型的热力学第二定律及熵修正的表达式。而且,从图像可以得出,此模型在演化的过程中符合热力学第二定律的要求。
[硕士论文] 刘芳
物理学 湘潭大学 2017(学位年度)
摘要:在广袤的宇宙中,除了我们所熟知的恒星、行星等各种天体之外,还有一类很重要的物质存在,那就是星际尘埃。这里所说的星际尘埃包含了星际气体中所有分散存在的细小固体颗粒。星际固体尘粒主要由C、O、Mg、Si、Fe等元素组成。这些元素组合可以形成氧化物(MgOx、SiOx和FeOx等)、硅酸盐(橄榄石Mg2xFe2(1-x)和辉石MgxFe(1-x)SiO3,0≤x≤1)、以及 C(金刚石、石墨、石墨烯、多环芳香烃、无定形碳和碳化硅等)。Si元素在星际空间中仅以固态形式存在于尘埃中,因此,碳化硅(SiC)尘粒是宇宙尘埃的重要成分之一。本文较为详尽的收集并整理了SiC的各方面资料。
  本文第一章详细介绍了SiC展现出来的物理、化学以及光学方面的性质。SiC在结构上存在多种多型体,有立方、菱方和六角三种基本结构,并由此构成了α和β两种晶型。亚微米尺寸的SiC颗粒在11.3μm波长附近有非常显著的晶格振动带,其强度和特征中心波长都与微粒本身的形状、结构、大小以及组分有关。
  在第二章中,主要阐述了包括碳星、陨石和麦哲伦云等环境中已观测到的SiC特征,以及由这些观测资料反映出的SiC尘粒的有关信息。几乎所有的碳星都观测到了11.3μm的SiC发射特征,并且研究发现碳星SiC尘粒由SiC核和碳质幔层组成。同位素异常确立陨石SiC的存在,并且根据C、N、Si等元素的同位素组成可以分为五类。与银河系源类似,麦哲伦云中的碳星也观测到了SiC的发射特征。
  本文还对星际SiC尘粒的形成过程以及破坏过程进行了研究。星际尘粒形成之后抛射到星际空间,因与外界发生作用而经受一系列的破坏过程,这些都会改变尘粒原本的尺寸分布和形态。本文主要系统介绍了四种星际尘粒的破机坏制。
  本文从物质的吸收定律出发,对星际空间中SiC5%的丰度上限进行了讨论,认为造成该低丰度的原因可能是碳星包层足够厚,从而使部分SiC留在了碳星的星周包层而未进入星际空间;或者是SiC在进入星际空间之后部分已经被破坏了。
  最后,本文结尾部分提出了SiC尘粒研究中存在的一些问题,并且对其将来的发展作出了展望。
[硕士论文] 朱东春
天文学 中国科学技术大学 2017(学位年度)
摘要:作为一种分析宽线区(Broad Line Region,BLR)几何结构和动力学性质的有效工具,截止目前,反响映射技术已经成功给出了超过60个活动星系核(AGN)中心超大质量黑洞(SMBH)的质量。根据这些RM观测数据,基于某一特定发射线的BLR尺寸与AGN的光度紧密地联系在一起,这就是我们熟知的R-L关系。R-L关系催生了单次观测谱定标黑洞位力质量公式。这个经验公式使得宽发射线可以用来估计AGN中心SMBH的位力质量,从而更广泛地研究SMBH的吸积物理、宇宙学演化和星系的形成与演化等多方面的内容。
  传统的RM技术主要针对低光度低红移(z<0.3)的AGN展开,通常是利用Hβλ4863发射线来测定活动黑洞的质量。对于z>1的AGN,就需要用到紫外波段的宽发射线了。比如,MgⅡλ2798,它可以出现在地面上观测0.3<z<2的类星体的光谱中,所以它是中低红移AGN做RM的极为重要的发射线。尽管如此,但现阶段观测到可靠MgⅡ时延的RM实验少之又少。这在最初被解释为两点:一、MgⅡ相对邻近连续谱辐射变化的响应比Hβ的响应小;二、MgⅡ发射线的辐射区域比Hβ的大。
  本文这里主要探究其中的第一点,也就是MgⅡ宽发射线相对邻近3000(A)连续谱辐射变化的响应程度。我们选取斯隆数字巡天(Sloan Digital Sky Survey,SDSS)拍摄的类星体(Quasar)作为研究对象,通过筛选具有两次及以上光谱观测、显著的MgⅡ发射线和3000(A)连续谱流量信噪比(Signal-to-noiseratio,S/N)、红移0.65<z<1.5的源,获得MgⅡ和连续谱的光变的统计数据。同时,考虑到SDSS-Ⅰ/Ⅱ和SDSS-Ⅲ采用了不同的设备,对于相同光变幅度的定标星,都会表现出一些额外的流量差异。因此,这里我们尝试利用窄发射线(NEL)流量定标的方法再定标,以保证我们对于MgⅡ和连续谱光变测量的准确度。
  通过NEL定标,我们发现了MgⅡ光变与3000(A)连续谱光变之间存在相当强的关系,这也符合MgⅡ的光变是响应3000(A)连续谱光变的想法。此外,采用修改的权重最小卡方回归方法,我们统计给出MgⅡ相对邻近连续谱的响应度。这个响应度是反比依赖于连续谱光度的,与前人的光致电离模型给出的响应度预测值吻合。更进一步,我们确认了一个很小的平均(和中间)响应度,暗示高信噪比的MgⅡ谱线流量测量对于探测MgⅡ本征光变和时延是很有必要的。
  
[硕士论文] 王玥懿
天体物理 湖南师范大学 2017(学位年度)
摘要:1998年超新星的观测发现当今宇宙正在加速膨胀,然而是何种原因使得宇宙加速膨胀却让科学家们非常困惑。人们为了解释宇宙加速膨胀提出了很多暗能量模型:宇宙常数模型、动力学暗能量模型中的Quintessence模型、Phantom模型、Quintom模型、标量场模型和黏性多方气体模型等等。在这些模型中,近几年特别是暗能量多方气体模型是最近几年的一个研究的热点。本文选取的具有黏性多方气体的暗能量模型,通过动力学的相空间分析理论这种方法分析其临界点的稳定性以及该动力学系统的临界点随黏度变化的稳定区域。取得了如下进展:
  我们采用了与暗物质有相互作用的黏性多方气体的暗能量模型,其物态方程为P=Kρ1+1/n-3ξH,相互作用项为:Q=3Hb1ρp+3Hb2ρm。我们通过求解自洽的动力学演化方程得出了两个临界点,再根据动力学理论,看临界点是否稳定。接着用数值模拟出了爱因斯坦宇宙中的这种模型的动力学自洽系统的演化图。我们发现给定参数b1、b2、ξ和n,在这种模型下的宇宙演化最终会达到稳定。宇宙的动力学演化最主要是由相互作用参数b1、b2和黏性流体系数ξ主导。我们给出了暗能量模型中多方因子n和ξ可以得到稳定区域的b1和b2取值范围。黏性多方气体的暗能量模型的动力学系统存在稳定的区域,这或许可以用来解释宇宙的“巧合问题”。
[硕士论文] 徐砚丰
理论物理 辽宁师范大学 2017(学位年度)
摘要:当前研究表明宇宙存在两个加速膨胀阶段。暴胀模型可以描绘宇宙早期的加速膨胀。暴胀模型可以解决大爆炸理论中一些悬而未决的问题,还可以解释CMB各向异性的起源和大尺度结构在宇宙中的分布。近年来,研究者们提出了诸多暴胀模型,例如幂律暴胀、对数暴胀和中间暴胀模型等。美国HZT和SCP两个团队在1998年发现,当今宇宙正处于加速膨胀阶段。有研究者认为,这一现象可能是由暗能量引起的,宇宙学常数暗能量、quintessence以及全息暗能量等大量模型已被人们建立和广泛研究。为了解释宇宙早期和晚期的加速膨胀,本文对中间暴胀模型和时变引力理论进行了相关研究。
  文章首先对宇宙学的发展历史进行了简单的阐述。接下来论文介绍了大爆炸模型和宇宙微波背景。本文的第三章介绍了慢滚暴胀理论以及基于快子场建立的两个暖暴胀模型。在第四章中,我们对DGP理论下标量场的中间暴胀模型进行了研究。具体地,本文推导给出了扰动参数的表达式,以及描绘了谱指数和张标比随指数折叠次数的演化曲线,并与天文观测数据相比较。在第五章,我们对时变引力常数理论下暗成分的统一模型(VG-UM)进行了研究。首先,我们推导给出包含宇宙弦流体情况下时变引力常数理论下的基本方程。接下来,我们在VG-UM统一模型中,通过考虑不同的分解方式,讨论了暗能量态方程和暗物质态方程的演化,并描绘出态方程随红移z的演化曲线(包含或不包含宇宙弦流体)。为研究VG-UM理论中结构形成时期的扰动行为,我们推导了增长函数和增长因子的演化方程,并绘制出它们的演化曲线,结合图像分析其演化行为。
[硕士论文] 林舒沁
理论物理 上海师范大学 2017(学位年度)
摘要:自1998年以来,宇宙学研究取得了巨大进展,高红移Ia型超新星(SNIa)和WMAP卫星对宇宙微波背景辐射(CMB)各向异性的观测表明今天的宇宙是加速膨胀的。为了解释这一现象,一种是修改爱因斯坦方程的左边,即对引力理论进行修正,一种是在方程的右边加入一种称为暗能量的能量物质。毫无疑问,分析清楚宇宙的膨胀历史是其中最基本的研究内容。宇宙微波背景各向异性观测和SNIa观测都有各自的局限性。伽玛射线暴被认为是宇宙中最猛烈的爆发现象。相对于SNIa,伽马光子的穿透性很强,几乎不受星系间的尘埃物质影响,同时伽马射线暴的平均红移2~3,填补了宇宙微波背景辐射与SNIa红移之间中的空白。第一章我们主要介绍了下伽马射线暴的基本知识。第二章运用x2拟合寻找六个光度关系的最佳参数值。光度关系就是伽马射线暴观测量与伽马射线暴绝对光度或者能量之间的关系。但是关系中的参数值的确定都是在假设宇宙学模型的情况下获得的,这样用伽马射线暴数据来限制宇宙学模型就有所谓的循环问题。我们考虑将关系中的参数与函数模型中的参数一起进行拟合。先用主成分分析方法对共动角直径距离向量组成的训练集进行降维处理,然后将降维后的参数与伽马射线暴光度关系中的参数一起,运用Levenberg-Marquardt算法求得使x2最小对应的参数,得到光度关系中参数的最佳值。同时本文以红移1.4为界,把伽马射线暴进行高红移和低红移的分类,分别用上述方法进行拟合,从而判断光度关系是否随红移的变化而变化。
[硕士论文] 孙玉涵
天文学 中国科学技术大学 2017(学位年度)
摘要:类星体被发现在很宽的波长范围内都存在光变,并且光学紫外波段的光变通常是“变亮变蓝”的。然而光变背后的物理机制仍然存在未解之处。我们通过SDSSStripe82测光数据发现,短时标下的光学紫外波段的类星体光变,其颜色较长时标下的光变更蓝。这与更快速的光变来自于吸积盘更内区的模型框架是一致的。我们还利用GALEX近紫外和远紫外的测光数据,在静止系下更短波的位置拓展了我们的研究。我们确认了类星体颜色变化的时标相关性,将这一观测结果拓展到了更短波的波段。我们改进了Dexter&Agol的非均匀吸积盘模型,认为吸积盘上的热涨落的特征时标是依赖于涨落所在吸积盘处的半径,成功的再现出时标依赖的颜色光变模式,与观测数据相吻合,并且该模式不受非均匀的数据采样或是测光误差所影响。这说明我们在统计上可以通过使用不同时标下的光变辐射,来对类星体的吸积盘进行空间分辨,由此我们提供了一种有效的手段来映射原本空间上无法分辨的吸积盘。
  射电噪类星体中的喷流形成是天体物理中的一个基本问题。在对应的黑洞质量和吸积率下,探索射电躁类星体和射电静类星体之间,吸积盘内区性质的差别也许可以给出对此有帮助的线索。在本文的主要工作中,我们比较了SDSSStripe82天区中,射电躁类星体和对应黑洞红移、光度、黑洞质量下的射电静类星体的的光学紫外光变。我们发现,虽然在两类类星体样本中,光学紫外波段的光变都呈现“变亮变蓝”的趋势,射电噪类星体的颜色变化表现出明显更弱的时标依赖性。这表明吸积盘内区的性质,在射电噪和射电静类星体之间可能存在差异。我们还发现,在光学紫外波段中,两种样本之间虽然在长时标下表现出相似的光变幅度,射电噪类星体的短时标快速光变幅度相对更弱(光变时标在观测者坐标系下30~300天范围内)。射电噪类星体同时有着更红的SDSSg-r颜色。而在吸积盘非均匀热涨落模型的模拟中,如果我们使类星体的吸积盘内区的涨落变小,我们就可以再现出这种观测上的差异。我们通常认为在射电噪类星体中存在着较强的磁场,这对喷流的形成至关重要。我们从而引申出了一个有趣的结论,射电噪类星体中的磁场可以使吸积盘内部变得更稳定。
  
[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] 姜东飞
理论物理 沈阳师范大学 2017(学位年度)
摘要:高红移星系的结构是星系形成与演化研究目前最前沿的方向之一,但是由于高红移星系在静止坐标系辐射波段的红移和cosmic dimming效应,很久以来对高红移星系结构的研究进展缓慢。直到近10年来,借助于哈勃空间望远镜(HST)WFC3/近红外波段高分辨率图像数据,人们才对高红移星系的结构性质有了比较多的认识。
  星系的等光强轮廓性质与星系的内部结构性质紧密相关。通过研究星系的等光强轮廓性质及其随红移的演化,能为探索星系结构的演化提供线索。目前对中高红移星系的等光强轮廓的研究还是空白。
  在本文中,我们从CANDELS巡天的GOODS-S和UDS两个场中,一共选取了约4600个红移z=0.5-1.8的恒星形成星系(SFGs),并对它们的径向椭率(ε)轮廓和盘状/盒状(disky/boxy)参数A4轮廓进行了正确的测量。基于这些数据,我们首次对中高红移的恒星形成星系的椭率ε轮廓和A4轮廓在恒星质量——红移演化网格上的统计性质进行了分析。根据星系在每个红移区间内的相对大小,我们将样本星系划分成两类:“小”的恒星形成星系(SSFGs)和“大”的恒星形成星系(LSFGs),主要研究结果如下:
  (1)在低恒星质量(M?<1010M⊙)端,侧向(edge-on)和面向(face-on)SSFGs均拥有接近水平的ε和A4轮廓,并且所有半径处A4的中值(median value)近似为0;然而,侧向LSFGs的椭率轮廓其主要特征是随半径单调上升,同时星系的中部区域呈现盘状(disky)特性(A4>0)。
  (2)在高恒星质量(M?>1010 M⊙)端,侧向 SSFGs和LSFGs的椭率轮廓和A4轮廓均呈现先上升到最大值然后再下降的趋势。同时,星系的中部区域呈现更为显著的盘状特性。这些特征在更低红移(z<1.4)或在更高质量(M?>1010.5M⊙)端更为明显。
  (3)沿着恒星质量——红移网格上的演化路径,SSFGs和LSFGs的中心区域(R=1.5 kpc处)的椭率呈下降趋势。
  以上观测研究结果说明:在中高红移处,低质量SSFGs内可能还没有形成恒星盘(或其“恒星盘”与邻近宇宙中的盘星系具有不同的结构),而低质量LSFGs的结构与邻近盘星系的结构相似。在恒星形成星系朝低红移和高质量的演化过程中,内部区域的核球(大部分为伪核球,pseudo-bulge)和外围的恒星晕(outer stellar halo)伴随着其中间区域的盘的演化一并增长。
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