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[硕士论文] 蔡静萍
物理学;理论物理 南京师范大学 2018(学位年度)
摘要:黑洞X射线双星是由一个恒星量级黑洞和伴星相互绕转组成的双星系统,主要通过X射线辐射释放来自吸积的引力势能。X射线的快速光变作为致密天体的重要观测特征,与黑洞的能态及能态转换有密不可分的关系。通过对X射线的快速光变的研究,能加深对黑洞吸积和双星演化过程的理解。
  在银河系内黑洞X射线双星中,GRS1915+105是第一个被发现视超光速喷流的瞬变源。由于其吸积盘、喷流、冕之间的相互作用较为复杂,导致其光变曲线展示出14种高振幅光变,其中有一种特殊的准周期光变曲线,形似心电图,被称为ρ类或“heartbeat”类。
  为了研究吸积盘、喷流、冕之间的相互作用,针对GRS1915+105这个源,在近16年RXTE的观测中,我们挑选出了233次符合ρ类的观测号。通过统计这些观测的参数,发现周期可以变化约一个量级(~20-200秒),而最大计数率大致保持不变。对不同周期的观测,我们发现周期与最小计数率有很好的正相关关系。此外,积分流量与最小计数率成正相关,与振幅成反相关。对3种典型周期的平均谱进行拟合,我们发现随着周期增加,吸积盘内半径也随之增加。当光度超过阈值(~0.3LEdd),吸积盘内区出现辐射压不稳定性(即Lightman-Eardly不稳定性),可导致GRS1915+105光变曲线上的振荡行为。但理论预言和我们统计研究所得到的部分相关关系相反。GRS1915+105为光度大于0.5LEdd的高光度源,根据局域爱丁顿极限理论,这些相关关系可以解释为:在光度较高的情况下(对应的是最小计数率高),由于辐射压较大,吸积盘内区向外移动到更大半径,导致周期较长。
  我们的工作说明ρ态下的吸积物理比之前研究发现更为复杂。未来,利用性能更好的X射线望远镜NuStar和HXMT观测GRS1915+105不同周期的ρ类,并做相位分解谱等细致分析,可获得更多吸积盘、冕之间的相关关信息。
[硕士论文] 王美芳
物理学;理论物理 南京师范大学 2018(学位年度)
摘要:星系团作为宇宙中最大的自引力束缚系统,了解它的形成和演化历史,可以为研究大尺度结构的形成提供重要线索。星系团A401和A399是一对备受关注的并合星系团,它们彼此紧靠在一起,两者的cD星系相距约3Mpc。光学、射电和X射线等多个波段的观测表明,这两个星系团中间的过渡区域可能正在发生相互作用。对这两个星系团进行深入的研究,不仅可以帮助人们了解星系在致密环境中的形成和演化,还可以了解并合星系团对星系中的恒星形成过程有什么影响。
  在本论文中,利用BATC(Beijing-Arizona-Taiwan-Connecticut)多色测光和南银冠u波段巡天(South galactic Cap U-band Sky Survey,简称SCUSS)数据,基于测光红移技术,获得了较深(h≤20m.0)的成员星系样本,包括211个已被光谱确认的亮成员星系和546个新挑选的暗成员星系。对星系团A401和A399中成员星系的光度函数和恒星形成性质进行了分析。主要结果概括如下:
  1.光度函数:(i)采用Schechter函数,运用x2最小拟合法对两个星系团整体的光度函数进行了拟合,结果为M*=-19.80+0.04-0.05,α=0.0+0.08-0.07。同时,根据X-ray观测揭示的温度结构将所有成员星系分为低温和高温区域两个子样本,其绝对星等MR的中值分别为-19m.41和-19m.83,表明高温区域中星系的整体光度比低温外围区域的更亮。
  (ii)对A401和A399的光度函数分别进行了拟合,得到星系团A401的拟合结果为M*=-19.68+0.05-0.06,α=0.32+0.10-0.09;星系团A399的拟合结果为:M*=-19.72+0.07-0.06,α=-0.08+0.09-0.12。两个团的特征绝对星等相似,但A401在暗端表现为明显的下降,这表明A401所含的暗星系的比例较低,是一个动力学演化比较充分的系统,而A399还处在动力学演化的更早阶段。同时,分别给出了A401高温核心区域(#C1)和A399高温核心区域(#C2)的光度分布,其绝对星等MR的中值大小分别为-19m.93和-19m.71,表明在星系团A401的高温核心区域中,星系光度整体偏亮。
  (iii)比较了两个星系团的外围低温区域(#O1、#O2)和过渡区域(#(O3+C3))中成员星系的光度函数,其绝对星等MR的中值分别为-19m.36、-19m.38和-20m.00,表明星系团过渡区域的光度明显比外围低温区域更亮,支持两星系团之间存在有一个显著的纤维结构(filament)相联,很早就有一批大质量星系在两个星系团的中间区域的气体中诞生出来。
  2.团成员星系的恒星形成性质:利用演化星族合成模型PEGASE(version2.0)和FAST程序,拟合了成员星系的谱能量分布(SED:包括SCUSSu波段、BATC b-p14个波段、WISE的W1和W2两个波段),获得了星系团A401和A399成员星系的恒星形成性质(如尘埃消光、恒星质量、平均年龄、金属丰度、SFR时标等)。结果表明:
  (i)星系的恒星质量随局域面密度的增加呈上升趋势;对于星系团外围区域的成员星系,其包含了较多的尘埃和气体,表现出比较剧烈的恒星形成活动,其恒星形成性质分布较为弥散。相反地,星系团核心区域的星系具有较短的SFR时标、较老的恒星年龄和较高的星际介质金属丰度。
  (ii)通过研究星系团A401和A399的高温核心区域(#C1和#C2)中成员星系的平均恒星年龄和SFR时标的分布函数,发现A401高温核心区域的平均恒星年龄偏小,SFR时标偏长。
  (iii)发现高温区域(#(C1+C2+C3))的平均恒星年龄偏大,SFR时标偏短,这说明低温区域(#(O1+O2+O3))有更大比例的恒星是在较晚的时期形成的。
  (iv)发现外围过渡区域(#(O3+C3))中星系的平均恒星年龄和SFR时标介于两个外围区域#O1和#O2之间,A399的外围区域(#O2)中的成员星系具有最大的平均恒星年龄和最短的SFR时标。
  上述结果支持这两个星系团之间的并合处在初始阶段,正向对方靠近,星系团间的相互作用并没有对这些成员星系中的恒星形成活动产生显著的影响。
[硕士论文] 任洪博
物理学 山东大学 2018(学位年度)
摘要:星流是球状星团或者矮星系受到星系引力的巨大潮汐作用而逐渐变形、瓦解、撕裂形成的沿着一定轨道分布的恒星集团及星际物质。星流被称为是星系模型形成的预言现象,也是近几年天体物理中几个研究热点问题之一。本硕士论文利用LAMOST光谱巡天获得的大量恒星光谱数据,对人马座矮星系的动力学和化学丰度进行了研究和讨论,从而研究人马座矮星系的演化和银河系的结构特征(高爽,2008)。
  LOMOST光谱巡天的DR3数据为我们提供了341691颗K巨星及其参数。首先我们把这些K巨星作为样本星筛选出属于人马座矮星系星流的恒星。Law&Majewski et al.(2010)和Belokurov et al.(2014)工作分别给出了筛选人马座矮星系恒星的模型。我们分别利用Law&Majewski et al.(2010)和Belokurov et al.(2014)模型对K巨星进行了筛选,分别在Leading臂和Trailing臂获得了458颗和136颗K巨星的样本。然后我们利用筛选出来的样本星对人马座矮星系的金属丰度进行了研究,通过数据的分析和中值拟合,我们在Leading臂的第一圈(Leading arm1)的得到了一个平的金属丰度梯度值,分别在Leading臂的第二圈(Leading arm2)和Trailing臂得到了-(0.012±0.3)×10-3dex degree-1和-(0.88±0.3)×10-3dex degree-1的金属丰度梯度值。同时,我们调研了Shi et al.(2010),Chou et al.(2007),Monaco et al.(2005),Keller et al.(2010)和Monaco et al.(2007)等工作获得了一些属于人马座矮星系的恒星数据,从而得到了一个区域更为宽广的恒星数据。本工作利用K巨星样本星和上述工作的恒星数据给出了一个人马座矮星系结合的梯度值。后面我们尝试的研究了一个位于人马座矮星系Leading臂中的恒星过密团块,而且给出了金属丰度的分布。最后我们给出了银河系晕星污染的讨论和人马座星流运动的特性。
[硕士论文] 田坤
天体物理 华中师范大学 2018(学位年度)
摘要:尽管在广义相对论框架下反弹宇宙模型能够避免早期宇宙所以面临的奇点问题,但是通常的模型却可能会面临鬼不稳定性问题或者梯度不稳定性问题。所以我们考虑走出广义相对论理论框架,在Teleparallel引力理论形式下讨论宇宙的早期演化,尝试对上述问题找出新的解决方案。我们从构建新的反弹暴胀模型标度因子出发,使其一方面在收缩项状态方程大于1,另一方面又能够使宇宙在反弹后平稳地进入暴胀项,然后反推出相应的f(T)具体形式。在宇宙学扰动方面,我们在标架上做标量和张量扰动,度规扰动可以通过度规与标架的关系得出。通过ADM分解,将T表示成诱导曲率,外曲率和表面项的和的形式,并将作用量展开到扰动动力学量二阶,将构造的f(T)具体形式带入后判断两种不稳定性。
[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] 茹克娅·热介甫
物理学 新疆大学 2017(学位年度)
摘要:新星爆发是由一颗白矮星和主序星或者红巨星组成的密近双星系统中吸积到白矮星表面的富氢气体发生热核爆发的结果。热核爆发过程中产生的能量足以抛射掉大部分吸积的物质。新星抛射物中包含放射性7Be,22Na,26Al。热核爆发过程中产生的7Be发生β衰变形成7Li。理论研究和观测证据都表明,新星是银河系锂元素增丰的贡献者之一。研究新星和分析新星在银河系尺度内对锂元素增丰的贡献具有非常重要的价值和意义。
  在本文中,我们运用MESA程序计算了碳氧(CO)白矮星和氧氖镁(ONeMg)白矮星新星爆发抛射物中锂元素(7Li)的产量。把白矮星质量和吸积率作为输入参量,我们建立了由79组经典新星爆发模型组成的锂元素产量网格。为了研究银河系新星爆发的爆发率和新星对银河系锂元素增丰的总的贡献,我们根据锂元素产量网格数据,运用快速双星演化程序(BSE)对106个双星系统进行了大样本统计,并将统计结果跟观测结果和其它理论结果进行比较分析和讨论。
  我们的研究结果表明,在相同的输入参量条件下,我们建立的模型所得到的结果和几个相关文献里所得到的结果一致。我们的几个新星爆发模型的7Li产量跟由经典新星V1369Cen所观测到的锂元素的产量一致。根据我们的网格和星族合成方法,我们估算了经典新星对银河系7Li增丰的贡献。我们估算新星爆发每年可以抛射约10?9M⊙的7Li,银河系约10%的7Li来源于经典新星,这个贡献比渐近巨星对7Li元素的贡献多许多。
物理学 新疆大学 2017(学位年度)
摘要:1975年, Throne和˙Zytkow提出了具有1M⊙简并的中子核和大质量壳层(≥2M⊙)的特殊天体,它叫做Throne-˙Zytkow(T˙Z)天体。它看上去像红巨星或红超巨星的恒星。目前T˙Z天体有三种形成通道:(i)在球状星团里中子星和小质量的主序星的碰撞而形成T˙Z天体;(ii)由于额外的“踢”速度,刚形成的中子星直接嵌入到伴星中间形成T˙Z天体;(iii)高质量X-射线双星(HMXB)阶段后中子星跟它伴星的并合而形成T˙Z天体。前两种形成通道比较罕见,大部分的T˙Z天体是通过第三种通道形成的。研究T˙Z天体的诞生率不仅帮助我们了解双星演化(公共包层演化和合并),而且帮助我们了解像HV2112,1E2259+586,4U0142+62,RXJ1838.4-0301等特殊天体。
  到目前为止,没有对T˙Z天体形成的详细地演化模拟,在本论文中,我们研究了T˙Z天体在密近双星的形成通道,讨论了T˙Z天体前身星的特点。我们运用星族合成方法和快速双星演化程序对2×107个双星系统进行演化模拟。其中大概有0.3%演化成中子星和它伴星组成的双星系统。大概0.08%的双星系统通过洛希瓣物质转移,而0.07%经过动力学物质转移或公共包层演化,约为0.020%双星系统里发生中子星和它伴星的合并。只有0.015%双星系统里形成T˙Z天体。
  我们估算T˙Z天体在银河系里的诞生率为1.5×10?4每年,跟估算值一致。它们的前身星是中子星跟主序星(MS),赫氏间隙(HG),中心氦燃烧(CHeB)和裸氦星(NHe)组成的。它们的诞生率分别为1.7×10?5,1.35×10?4,0.7×10?5和0.6×10?5每年。我们认为T˙Z天体的壳层不仅富有氢而且还有氦。众所周知,三个HMXB(SMC X-1,Cen X-3和LMC X-4)里中子星的大质量伴星充满自身的洛希瓣,中子星跟伴星并合成T˙Z天体。我们发现这三个HMXB的伴星质量和轨道周期的关系跟T˙Z天体的前身星一致的。
[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。
[博士论文] 郑天媛
理论物理 华中科技大学 2017(学位年度)
摘要:喷流是天体系统喷射出的定向、高速、准直的物质流,其空间尺度一般可从pc延展到kpc,甚至可达Mpc的量级。通常认为与吸积过程相伴,并且可以出现在不同尺度的天体系统当中,如年轻恒星体、微类星体、射电星系、类星体等,这其中以类星体中的喷流最为壮观。MOJAVE(Monitoring of Jets in Active Galactic Nuclei with VLBA Experiments)的最新观测数据显示,至少有一半的喷流展现出非弹道或横向加速运动,这表明喷流的非弹道运动是非常普遍的。本文主要研究了几种典型的横向喷流的形态及其运动情况。文章着重介绍了Gong(2008)中提出的非弹道模型,利用该模型很好地拟合了黑洞候选体XTE J1752-223和类星体NRAO150、B21308+326的喷流运动轨迹,并在此基础上自然地解释了XTE J1752-223中各喷流成分出现的先后与其多波段光变之间的关系。更重要的是,通过对喷流运动及多波段光变的统一解释,发现,喷流各成分的出现具有时间反转现象,即先出现的喷流可能由于在视线方向上的投影距离比后出现的喷流大(对应于更长的传播时间),从而导致后被观测到的现象。
  第一章首先介绍了不同尺度天体物理系统中的喷流现象及其观测特征。其次,简单概括了有关喷流的形成、成分、准直、加速以及辐射的基本理论知识。
  第二章介绍了目前在射电波段对喷流的主要观测项目,以及这些项目所得到的观测结果,主要为喷流的形态及其运动,尤其是视超光速运动,继而引出对视超光速现象的理论解释,即著名的弹道模型。
  第三章是工作的理论核心部分,即喷流运动的非弹道模型。在引入非弹道模型之前,首先介绍了为解释弯曲喷流而发展起来的进动的弹道模型,继而阐述了喷流进动的基本理论。最后,着重阐述了为解释更多复杂的观测现象而提出的非弹道模型以及该模型对观测的解释。
  第四章是本文工作的重点,利用非弹道模型很好地拟合了黑洞候选体XTE J1752-223和类星体NRAO150、B21308+326的喷流轨迹,并自然地解释了XTE J1752-223喷流运动及其光变之间的关系。此外,通过对各喷流成分的相对发出时间、传播时间、到达先后的对比,还发现,光的传播时间可能导致喷流不同成分的时间反转现象。
  文章最后简要介绍了一下非弹道模型存在的问题以及对今后工作的展望。
  附录部分是在脉冲星计时方面的工作,主要是利用Gong(2005)提出的多普勒残余效应很好地拟合了Cen X-3、4U1626-67和Her X-1频率的演化,并指出该效应理论上在所有的脉冲双星系统中都存在,只是在一般的脉冲双星系统中,其轨道周期比较长,多普勒残余效应并不明显或该效应已被其它参数所吸收。
[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。
[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] 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] 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] 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] 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。
[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。
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