一、A new study on the thick disk population component of the Galaxy（论文文献综述）
谢伟[1]（2017）在《磁化中微子主导吸积流的研究及其在伽玛射线暴中的应用》文中研究表明伽玛射线暴是发生在宇宙学距离的短时标的伽玛射线突然增强并很快消失的暂现天体现象,被认为是继宇宙大爆炸后最剧烈的高能暴发事件。自1973年伽玛暴的发现被正式报导以来,在长达四十多年的时间里,它一直是高能天体物理研究的重要对象之一。几十年来人们对伽玛暴的认识已经取得了很多进展:确认了伽玛暴是宇宙学起源;认识到伽玛暴总体上分为长暴和短暴两类;长暴极有可能和大质量恒星塌缩有关,而短暴可能和致密星的并合有关;伽玛暴的辐射来自一个极端相对论喷流;建立了余辉的火球激波同步辐射模型等等。但还有很多问题没有解决,比如:长短暴的分类是否全面?短暴的前身星都是双致密星并合吗?是什么（重子、轻子还是磁能）主导了相对论喷流的物质成分?喷流有结构吗?瞬时辐射机制是什么（同步辐射、同步自康普顿辐射还是外部康普顿散射）?伽玛暴能做为标准烛光吗?以上这些内容概括起来,实际是回答伽玛暴的前身星是什么,它的巨大的能量来自哪里,这么大的能量又如何转化为多波段辐射等问题。关于伽玛暴的能源机制,或者中心引擎,现在主流的观点是认为伽玛暴的能量由一个黑洞高超吸积系统提供。本论文围绕黑洞高超吸积系统,对具体的一类喷流驱动机制——中微子主导吸积流（NDAF）进行了系统的研究。主要包括以下几个方面的内容:第一章首先介绍了伽玛暴研究的观测历史,描述了瞬时辐射和余辉辐射在光变和能谱等方面的主要特征。接着简要描述了伽玛暴辐射的火球激波理论。然后重点对前身星和中心引擎的研究进行了细致梳理,其中包括长暴的塌缩星模型,超新星模型,磁星模型,短暴的双致密星并合模型,黑洞高超吸积系统供能机制（包括NDAF模型,Blandford-Znajek机制等）,磁星供能机制等等。第二章研究了非零力矩内边界条件下的中微子主导吸积盘（nztNDAF）。考虑到对于磁化吸积盘传统NDAF理论零内边缘力矩假设的不合理性,本工作在修改角动量方程的基础上唯像地考察了 NDAF内边缘力矩的影响。发现在内边缘力矩的作用下,NDAF的中微子湮灭光度有极大提高,解决了 NDAF在解释剧烈GRB样本时所面临的低效率问题;同时NDAF的内区可能变得不稳定,可能用来解释GRB的瞬时光变特征。第三章从最小光变时标与喷流洛仑兹因子和各向同性光度之间的反相关经验关系出发,结合黑洞高超吸积框架下两类不同的喷流驱动机制（NDAF模型和Blandford-Znajek机制）的理论预言,对这两类中心引擎模型加以对比研究。基于在第二章发现的内边缘力矩造成的NDAF不稳定,该工作把最小光变时标理解成NDAF的粘滞不稳定时标,结果发现,观测上的经验关系更倾向于支持喷流由Blandford-Znajek 机制驱动。第四章是对含时中微子主导吸积盘的数值模拟,该工作的主要目的之一是更准确地把握NDAF模型的物理细节,以检验前两个工作关于nztNDAF盘结构、中微子湮灭光度、粘滞不稳定时标等重要物理量对黑洞质量、自旋、吸积率等参数的依赖关系的正确性。作为该工作的第一步,我们当前只考虑URCA冷却机制和理想气体状态方程,更细致的工作还在继续进行当中。第五章总结了本人博士阶段的主要研究成果,介绍了现有的问题,并对将来一段时间可能进行的后继研究或新的研究方向进行了讨论和展望。
黄崧[2]（2014）在《近邻椭圆星系的测光结构与演化历史》文中认为大质量早型星系的形成与演化是星系物理研究中一个独特且近来备受关注的话题。越来越多的高红移星系的观测研究揭示出了这类星系在其演化过程中所经历的不同阶段和显着的结构上的转变。为了进一步确认大质量早型星系的结构演化图像,进一步完善其形成演化的模型,我们对近邻和中等红移处的早型星系的多波段测光结构研究进行了细致的二维图像的成分分解研究。首先,我利用来自卡内基-欧文巡天所提供的94个明亮的近邻椭圆星系的高质量地面光学图像对这个具有一定代表性的椭圆星系样本进行了细致的二维测光分解研究。样本分布在恒星质量M*=1010.2to1012.0M（?）的区间和一定的环境分布上。利用二维图像分解技术所赋予的独特能力,我讨论了在近邻椭圆星系中发现测光性质上有显着区别的子结构的可能,以及是否能够利用这些结构对其形成历史进行更好的限制。相比于传统的一维测光技术,二维模型可以同时准确的复原出椭圆星系的面亮度轮廓和其几何形状随着半径的系统变化。与之前基于一维面亮度轮廓得到的模型有很大不同,我的工作明确的指出大部分的近邻椭圆星系（≥75%）的二维面亮度分布不能很好的用一个Sersic成分来进行描述。与之对应的,我发现这些椭圆星系的测光结构都包含三个性质上有区别的S∈rsic子成分：一个包含总光度10%-15%的较为致密的中心成分；一个占总光度20%-25%的,平均有效半径Re≈2.5kpc的中间成分；以及一个占光度主导地位（f=0.6）的延展（Re≈10kpc）外侧成分。各个成分的面亮度分布的Sersic指数均在n≈1—2之间,比之前工作中对整体面亮度轮廓拟合得到的要低得多。每个成分都各自很好的符合已知的椭圆星系的测光标度关系以及重要的质量-半径关系,尽管相关的紧致程度以及关系的斜率略有不同。结合这些具体的性质和标度关系,我们对这些成分的物理性质和可能的起源进行了讨论。为了进一步的将这些独特的子结构的性质与大质量星系在过去100亿年的时标上的结构演化联系起来,我尝试将近邻椭圆星系的测光子结构与在较高红移处观测到的大质量早型星系的测光性质进行比较。我发现将前面模型中包含的中心和中间两个成分合并起来考虑的时候,这个符合的测光结构遵守着一个异常紧致的质量-有效半径关系。并且,更加有趣的是,这个关系与在红移≈1.0处观测到的大质量早型星系所遵守的质量-有效半径关系非常一致。通过比较这些星系的平均质量密度轮廓,可以进一步的发现,在星系中心1.0kpc以外,近邻早型的中心复合测光结构与z≥1.5的大质量早型星系非常接近。尽管当考察具体星系时,也可以发现很多近邻椭圆星系的中心复合结构相比于高红移的典型早型星系,也有了一定的半径增长。基于这个观测比较的结果,我提出,在近邻椭圆星系中利用成分分解方法提取出的中心复合成分很可能和高红移处的大质量宁静致密星系（"Red-Nuggets"）有着直接的演化联系。而这个成分,很可能就是在最近提出的大质量星系演化的两阶段模型中,通过第一个阶段中的剧烈的耗散过程引发的恒星形成过程形成的。根据这个模型,在随后的非耗散过程占主导的时期,通过一系列的并和,尤其是不涉及耗散过程的干并和过程逐渐累积形成了近邻椭圆星系外部的延展恒星包层。从近邻椭圆星系中分解出的外部测光结构在质量-有效半径关系上的显着的弥散很可能正反应了这个并和主导阶段的随机特性。虽然两阶段形成模型逐渐获得了越来越多的观测支持,包括我们从近邻椭圆星系的测光结构中得到的证据的支持,但距离真正的确立其可靠的地位还有一段距离。在两阶段形成模型中,一个非常重要的参量就是在第二个由干并和主导的阶段中,不同质量比的并和各自发生了多少次；换句话说,即平均的干并和质量比是多少。在模型中,这个参量很大程度上决定了早型星系的半径成长和面亮度轮廓的变化。然而,这个重要参数的观测限制却是非常难获得的。为此,我构想了一个基于多成分椭圆星系测光模型结果的手段,结合一些基本假设,对这个参数尝试给出观测限制。首先,利用非常简单可靠的参数限制,我成功的将在V-band上获得的多成分模型拓展到S-band和R-band上去。利用这组多波段模型,我将近邻椭圆星系测光分解出的中心复合成分与外部延展成分之间的光学颜色差别与组成它们的主要星族平均性质联系起来。考虑到早型星系遵守着一个有良好定义的质量-颜色关系,并且如果假定在两阶段形成模型的背景下,大质量椭圆星系在其中的恒星形成阶段后就只通过多次干并和沿着质量-颜色关系向大质量端演化,那么我们得到的颜色差异恰好可以帮助我们对于平均并和质量比给出一个粗略的限制。尽管目前这个方法还受到很多数据不确定性上的限制,但我得到的结果：5—15：1的平均并和质量比与目前的数值模拟给出的范围符合的较好。随后,为了更加直观的给出一个大质量星系结构演化的基本图像,我认为最直接的观测方法就是利用HST对高红移早型星系的观测数据和一致的二维测光分解技术对进行细致的结构分析。如果两阶段模型的正确性能得到未来观测的证实,那么我们可以很自然的想到,随着高质量的高红移早型星系观测的出现,我们必定可以看到椭圆星系中心成分经历的结构变化以及外部延展恒星包层的逐渐累积。尽管难度相比于近邻椭圆星系要增加了很多,我通过使用非常独特的哈勃极深场观测覆盖的7个分布在z=0.6—1.5之间的早型星系的静止波长下的近红外极深曝光数据与CANDELS巡天提供的相同星系在相同波段上的正常曝光深度的图像的对比给出了非常令人振奋的结果。我的测光分解分析指出：（1）这些中等红移处的早型星系绝大多数已经有明显的多成分结构的证据；（2）虽然目前HST观测在分辨率和观测深度上还不足以提供这些高红移星系和近邻椭圆星系可以比较的图像,像CANDELS这样的巡天项目已经足以用来对z≤1.5的大质量早型星系进行结构分解研究。尽管这还仅仅是对一个不完备小样本的试探性结果,也已经为我们进一步开展后面针对高红移星系的工作提供了信心。
陈哲[3]（2005）在《r-过程元素产量、产区及星系化学演化》文中研究说明本文共分两部分,第一部分介绍不同质量Ⅱ型超新星较重元素的r-过程核合成产量的计算并且确定r-过程核合成的主要场所,第二部分重点介绍了星系r-过程元素（从Ba到Eu）丰度的离散及星系化学演化。 本文给出在观测到的极贫金属星Ba元素随金属丰度分布区域的左边界与单颗Ⅱ型超新星污染区域的r-过程元素丰度对应的假定下,采用Tsujimoto给出的Ⅱ型超新星爆发Mg元素的产量,利用Tsujimoto提出的方法,根据观测到的极贫金属星Ba和Mg丰度的左边界数值计算各种质量超新星r-过程的产量,得出星系中r-过程核合成的主要质量区间。根据本文所得到的不同质量Ⅱ型超新星r-过程的产量关系,改进Fields等人所提出的方法,解释观测到的贫金属星中子俘获元素的弥散性（scatter）;r-过程元素的均匀化学演化可以看成r-过程核合成场所的另一重要约束条件,本文还根据三成份（晕、厚盘和薄盘）多相模型（气体、分子云、大小质量恒星以及剩余物质）,利用本文所得到的Ⅱ型超新星的r-过程的产量计算了r-过程元素的均匀化学演化,得到如下结论: （1）R-过程产量较高的Ⅱ型超新星质量区域约为20-40M⊙。,这个质量区间所占Ⅱ型超新星总数的比例大约为18%,这虽然比Fields文中class A给出的比例略高,但从物理上与Fields所说的高r-过程产生场所相对应,而Fie1ds所说的低r-过程产生场所实际上是指上述质量区域以外的其它质量的Ⅱ型超新星,主要对应于低质量Ⅱ型超新星M<18M⊙,约占82%。 （2）从星系化学演化角度看,r-过程核合成主要产生场所是较高质量的Ⅱ型超新星,质量范围在20M⊙≤M≤25M⊙,星系r-过程元素的主要来源为大质量星,r-过程核合成产量几乎不依赖于恒星的初始化学组成,即r-过程核合成区域内的种子核主要来自于恒星内部而不是初始丰度。 （3）关于星系重元素丰度的离散及星系r-过程元素丰度的均匀化学演化计算结果与贫金属星丰度观测结果基本符合说明本文关于极贫金属星重元素丰度分布的低金属边界与单颗Ⅱ型超新星的污染区域相对应的假设并由此得到的r-过程元素产量是较为合理的。 由此可以解释以下观测事实:
崔文元[4]（2004）在《星系中子辐照量分布函数》文中研究表明本文首先对三成份模型中与本工作密切相关的几个参量及其观测约束进行了比较，可以看出三成份模型是一个描述星系化学演化的比较理想的模型，它可以作为我们研究星系中子辐照量分布函数ρgal（t,τ）的基础。 本文首先引入了一个新概念——星系中子辐照量分布函数ρgal（t,τ），来描述星系慢中子俘获过程核合成的元素丰度分布，并由星系化学演化方程导出了ρgal（t,τ）的演化方程。经过数值计算我们得到了星系演化各个时期薄盘的中子辐照量分布函数ρgal,D（t,τ），由计算结果可见，对某一给定的时刻，星系中薄盘的中子辐照量分布函数ρgal,D（t,τ）)都可近似看成两个指数分布的叠加，这与太阳系的中子辐照量分布类似。星系中子辐照量分布的变化可以分为以下两个阶段： ● 第一阶段（t＜4Gyr）：τ0较t=4Gyr时小，原因是在这一阶段寿命较短的中等质量AGB星（3—8M⊙）在s-核素核合成过程中起重要作用，它们在τ值较低处对s-过程核合成的结果贡献较大(τ∈(0-0.5mb-1))，因此平均中子辐照量τ0值也小，曲线也较t=4Gyr时的曲线陡； ● 第二阶段（t＜4Gyr）：τ0值较大，在t=4Gyr左右达到最大值，原因是在这一阶段贫金属的小质量星开始大量死亡，其在慢中子俘获核合成过程中的贡献已大于此时死亡的中等质量AGB星的贡献；随后，星族Ⅰ的AGB星即富金属AGB星的贡献逐渐增加，在小中子辐照量区间(τ＜0.5mb-1)分布函数的斜率逐渐增加。 可以看出，计算结果与太阳系中子辐照量分布函数的变化规律基本相同，但符合得并不是太好，尤其是在中子辐照量τ值较大处，其原因可能是本文所选取得AGB星核合成区域的中子辐照量分布函数形式过于单一所致。尽管存在不足，但本文初步从理论上定量说明了太阳系的中子辐照量分布函数ρsun（τ）的指数衰减形式，进而阐明了AGB星的中子辐照量分布函数ρAGB（τ）与星系中子辐照量分布函数ρgal（t,τ）的关系以及星系中子辐照量河泌布店又学硕少学戎论戈分布函数彻(‘，弓与太阳系的中子辐照量分布函数编(叻的内在联系。
杨树政[5]（2002）在《黑洞辐射效应及其相关问题研究》文中研究表明恒星的演化与核反应有关，演化到晚期的恒星一般要损失一部分质量，然后坍缩成致密星（白矮星、中子星或黑洞）。星体经过物质抛射后，核能耗尽的恒星质量超过3M⊙，则此星体将继续坍缩成黑洞。黑洞是广义相对论在强引力条件下的预言，X射线天体物理学的研究推动了恒星级黑洞的研究，使理论推测的黑洞成了可实在搜寻和探索的天体；使黑洞物理学建立在了坚实的基础之上。人们已经用各种可能的观察手段获得了黑洞存在的证据。在理论研究方面，人们已对黑洞的辐射等内容做了一些研究工作，有关的一些理论问题尚需深入研究。 本文对黑洞辐射效应及其相关问题进行了研究。其中，通过对一类具有质量多极矩的黑洞的非热辐射效应的研究得到了一些有意义的新结果，发现了一类新的Dirac能级和一类新的Dirac能级交错区，这种新的Dirac能级交错区的出现导致非热辐射的发生，在一些方向上出现辐射能量很大的非热辐射。这在国内外均未见报道。又得到了黑洞的非热辐射在宇宙中传播时要受星际物质的影响，尤以星际气体的影响更为突出。非热辐射粒子的平均射程与非热辐射粒子的能量范围成正比、与星际气体的密度成反比；对动态黑洞和一类具有质量多极矩的稳态黑洞而言，非热辐射粒子的平均射程还与方向有关。这些都是首次报道的新结果。本文对一类具有质量多极矩的Manko黑洞的视界温度进行了研究，准确地计算出此类黑洞的热辐射温度在视界上除内禀奇点处外是常数，而在黑洞视界面的内禀奇点附近的视界温度出现异常值，并对这种温度分布的现象作了合理的解释。这是具有创新意义的结论。同时，对一类动态黑洞非热辐射的研究表明，动态黑洞的非热辐射具有方向性，在不同的方向上，非热辐射粒子的能量范围不同，在这方面得出的非热辐射粒子的最大能量的精确表达 四)【I大学博士学位论文 式等内容都是创新的和有意义的结果。另外，本文还求出了一类用扁椭球坐标 表示的荷电黑洞时空中的电磁四维势矢量，从而成功地求解了此类弯曲时空中 的HH方程，得到了这种非热辐射粒子能量范围的精确表达式，从而对这类 黑洞的非热辐射特征进行了研究。总的说来，以上几方面的新结论对于研究黑 洞物理学具有一定的意义，并为研究和探索黑洞提供了一些新的方法和线索。
陈雪飞[6]（2002）在《中小质量密近双星的演化及其初始—终止质量关系》文中研究表明双星系统一直以来为人们所关注。对双星系统的研究解决了许多恒星物理上一直困绕我们的问题。近几年发展起来的大样本恒星演化需要单个双星系统或单星的性质作为物理输入，而以往单个双星系统的研究工作不能满足大样本恒星演化的需要。基于此，我们对中小质量密近双星的演化做了一个比较系统的研究。 本文首先简单地回顾了双星演化的基本图象以及演化过程中出现的物理现象，然后比较详细地介绍了PPE恒星演化程序。最后，应用PPE程序，我们在一个较为密集的网格空间计算了150个星族Ⅰ的密近双星模型。在计算中，假设洛希瓣物质交流（RLOF）不守恒——离开主星的物质有50％从系统丢失，丢失的物质单位质量带走的角动量与主星单位质量带有的角动量一致。混合长参量α取为2，对流超射通过参量δoy（=0.12）加入。为了论文的完整和比较的方便，我们给出了守恒演化结果。 我们在研究中发现，主星的终止质量（演化到白矮星之后的质量）对RLOF在赫氏空隙发生的起始点有较强的依赖性，并且这种依赖性会随质量增加而增加。但是，与RLOF过程质量与角动量守恒的结果相比，无论模型有没有加入对流超射，主星终止质量对双星系统初始质量比的依赖都不大。在qi=1.1时，我们拟合出了主星的终止质量M1f与初始质量Mli和RLOF开始时主星半径R的关系，误差小于2.61％。此外，非守恒模型的RLOF过程似乎比守恒情形下更稳定。在我们的结果中，对初始质量比为4的模型，只要主星初始质量不是特别小(≥2M?)，RLOF过程总是动力学稳定的。而在守恒假设下，所有模型（qi=4.0）的RLOF过程均为动力学非稳定。 在讨论对流超射对模型的影响时我们注意到，由于对流超射的加入，恒星的He和C燃烧相对无超射模型有所提前，主星最终质量也有所增加(for Mli＞1.6M?)。但对于小质量双星，对流超射几乎没有什么影响。同时，我们还得到了一批低质量HeCO混合白矮星(～0.33M?)，Han在守恒的演化中也得到了同样的结果，表明低质量CO白矮星可以通过双星系统的Case B演化形成，那么由Marsh’s小组观测得到的质量低于0.5M?。的白矮星（被认为是He白矮星）有一些可能是CO白矮星。
王觉先[7]（2002）在《宇宙在召唤》文中进行了进一步梳理新世纪之交,世界各大国先后推出了探测和开发外星的计划,引起了我国公众,特别是青少年的极大兴趣。认识银河系、了解宇宙,则是人类探测和开发利用宇宙的基础。本文扼要介绍了银河系和宇宙的一些基本知识（参见本期彩色插页）。
二、A new study on the thick disk population component of the Galaxy（论文开题报告）
（1）论文研究背景及目的
此处内容要求：
首先简单简介论文所研究问题的基本概念和背景，再而简单明了地指出论文所要研究解决的具体问题，并提出你的论文准备的观点或解决方法。
写法范例：
本文主要提出一款精简64位RISC处理器存储管理单元结构并详细分析其设计过程。在该MMU结构中,TLB采用叁个分离的TLB,TLB采用基于内容查找的相联存储器并行查找,支持粗粒度为64KB和细粒度为4KB两种页面大小,采用多级分层页表结构映射地址空间,并详细论述了四级页表转换过程,TLB结构组织等。该MMU结构将作为该处理器存储系统实现的一个重要组成部分。
（2）本文研究方法
调查法：该方法是有目的、有系统的搜集有关研究对象的具体信息。
观察法：用自己的感官和辅助工具直接观察研究对象从而得到有关信息。
实验法：通过主支变革、控制研究对象来发现与确认事物间的因果关系。
文献研究法：通过调查文献来获得资料，从而全面的、正确的了解掌握研究方法。
实证研究法：依据现有的科学理论和实践的需要提出设计。
定性分析法：对研究对象进行“质”的方面的研究，这个方法需要计算的数据较少。
定量分析法：通过具体的数字，使人们对研究对象的认识进一步精确化。
跨学科研究法：运用多学科的理论、方法和成果从整体上对某一课题进行研究。
功能分析法：这是社会科学用来分析社会现象的一种方法，从某一功能出发研究多个方面的影响。
模拟法：通过创设一个与原型相似的模型来间接研究原型某种特性的一种形容方法。
三、A new study on the thick disk population component of the Galaxy（论文提纲范文）
（1）磁化中微子主导吸积流的研究及其在伽玛射线暴中的应用（论文提纲范文）
| 摘要 |
| Abstract |
| 1 引言 |
| 1.1 伽玛射线暴 |
| 1.1.1 观测历史 |
| 1.1.2 瞬时辐射 |
| 1.1.3 余辉辐射 |
| 1.1.4 火球激波理论简介 |
| 1.1.5 前身星 |
| 1.1.6 中心引擎 |
| 1.2 黑洞吸积理论简介 |
| 1.2.1 作为能源的黑洞吸积系统 |
| 1.2.2 吸积盘模型简介 |
| 1.2.3 中微子主导吸积盘的发展历史 |
| 1.3 中微子主导吸积盘 |
| 1.3.1 流体动力学 |
| 1.3.2 微观物理 |
| 1.3.3 数值结果 |
| 1.4 喷流的磁驱动机制 |
| 1.4.1 BZ机制 |
| 1.4.2 BP机制 |
| 1.5 毫秒磁星模型 |
| 1.6 小结 |
| 2 非零力矩边界条件中微子主导吸积流及其在伽玛暴中的应用 |
| 2.1 引言 |
| 2.2 非零边界应力的中微子主导吸积盘 |
| 2.3 非零力矩边界条件中微子主导吸积盘的特性 |
| 2.3.1 nztNDAF的结构 |
| 2.3.2 稳定性分析:粘滞不稳定 |
| 2.3.3 中微子湮灭光度 |
| 2.4 解释明亮的短暴、长暴和超长暴 |
| 2.5 解释瞬时辐射光变以及早期X射线余辉的陡降相 |
| 2.6 非零力矩中微子吸积盘的进动产生的引力波辐射 |
| 2.7 总结和讨论 |
| 3 光变时标统计关系对伽玛射线暴中心引擎的限制 |
| 3.1 引言 |
| 3.2 黑洞中心引擎模型与MTS统计关系 |
| 3.2.1 MTS和NDAF粘滞不稳定 |
| 3.2.2 NDAF中微子湮灭驱动的喷流 |
| 3.2.3 BZ机制驱动的喷流 |
| 3.3 总结和讨论 |
| 4 中微子主导吸积盘的流体动力学数值模拟初步 |
| 4.1 引言 |
| 4.2 模型的建立 |
| 4.3 网格与初始化设置 |
| 4.4 计算结果 |
| 4.5 总结和讨论 |
| 5 总结和展望 |
| 5.1 工作总结 |
| 5.2 存在的问题 |
| 5.3 工作展望 |
| 致谢 |
| 参考文献 |
| 附录1 nztNDAF的力矩范围、角动量方程和分析解 |
| 附录1-1: 对内边界力矩的限制 |
| 附录1-2: 角动量守恒方程 |
| 附录1-3: nztNDAF的分析解 |
| A1-3-1. Ⅰ区——辐射压主导的ADAF |
| A1-3-2. Ⅱ区——透明的NDAF |
| A1-3-3. Ⅲ区——半透明的NDAF |
| A1-3-4. Ⅳ区——不稳定的NDAF |
| A1-3-5. Ⅴ区——中微子囚禁的ADAF |
| A1-3-6. Ⅵ区——气体压和简并压主导的ADAF |
| A1-3-7. 内边缘力矩的作用 |
| 附录2 攻读博士学位期间发表的论文 |
（2）近邻椭圆星系的测光结构与演化历史（论文提纲范文）
| 摘要 |
| Abstract |
| 目录 |
| 表格 |
| 插图 |
| 主要符号及缩略词对照表 |
| 第一章 背景介绍 |
| 1.1 星系形成和演化的基本图像 |
| 1.2 大质量椭圆星系的聚集历史 |
| 1.2.1 椭圆星系的基本性质和重要性 |
| 1.2.2 大质量星系演化的观测研究进展 |
| 1.2.3 大质量星系质量聚集的模拟研究 |
| 1.3 本论文的目标与概括 |
| 1.3.1 主要目标 |
| 1.3.2 基本结构 |
| 1.4 部分概念和术语的解释 |
| 第二章 卡内基-欧文星系巡天数据情况 |
| 2.1 开展卡内基-欧文星系巡天的背景和动机 |
| 2.2 基本的观测情况总结 |
| 2.2.1 思路和定义 |
| 2.2.2 观测情况 |
| 2.3 基本数据处理过程与现有数据总结 |
| 2.3.1 基本数据处理 |
| 2.3.2 基本数据情况总结 |
| 2.3.3 一维面亮度测量 |
| 第三章 大质量椭圆形系的测光结构分解研究 |
| 3.1 背景与动机 |
| 3.2 样本与数据 |
| 3.3 星系二维图像的测光分解方法 |
| 3.3.1 点扩散函数模型 |
| 3.3.2 天空背景的测量和影响 |
| 3.3.3 与SDSS的外部数据比较 |
| 3.3.4 模型拟合流程 |
| 3.3.5 最佳模型展示 |
| 3.3.6 “良好”测光模型的定义 |
| 3.3.7 模型选择和基本统计 |
| 3.3.8 参数不确定性 |
| 3.4 主要结论 |
| 3.4.1 重要物理性质的分布 |
| 3.4.2 测光标度关系 |
| 3.4.3 质量-半径关系 |
| 3.5 不同子成分的物理性质与起源 |
| 3.5.1 中心成分 |
| 3.5.2 中间成分 |
| 3.5.3 外侧成分 |
| 3.6 未来工作方向 |
| 3.7 本章小结 |
| 第四章 利用椭圆星系的结构探索大质量星系的演化 |
| 4.1 背景介绍 |
| 4.2 数据整理 |
| 4.2.1 CGS椭圆星系的测光分解结果 |
| 4.2.2 高红移大质量星系观测数据 |
| 4.2.3 大质量星系中数值模拟工作提供的数据 |
| 4.3 近邻椭圆星系结构与高红移大质量星系结构的联系 |
| 4.3.1 有效半径的红移演化 |
| 4.3.2 质量半径关系 |
| 4.3.3 质量密度轮廓的观测比较 |
| 4.3.4 观测比较揭示出的与演化模型的联系 |
| 4.3.5 与数值模拟结果的比较 |
| 4.4 本章小结 |
| 第五章 利用椭圆星系成分的颜色差异研究其并合历史 |
| 5.1 背景与动机介绍 |
| 5.1.1 椭圆星系的颜色梯度与其物理解释 |
| 5.1.2 早型星系的质量-颜色关系与其形成 |
| 5.1.3 基本动机和构想 |
| 5.2 多波段图像上的近邻椭圆星系成分分解 |
| 5.3 平均并合质量比估计 |
| 5.4 本章小结 |
| 全文总结 |
| 5.5 全文总结 |
| 5.6 主要原创内容 |
| 5.7 对如何改进本文工作的展望 |
| 5.8 正在进行和即将展开的工作 |
| 5.8.1 CGS中透镜状星系(SOs)的结构分析 |
| 5.8.2 近邻侧向SO星系中延展恒星结构的分析 |
| 5.8.3 利用Spitzer Warm-Mission提供的中红外观测研究近邻椭圆星系的质量分布 |
| 5.8.4 利用HST巡天观测提供的质量完备的样本研究大质量早型星系的结构演化 |
| 5.8.5 关于大质量星系中恒星形成活动停止过程以及和星系结构的研究 |
| 5.8.6 SDSS Stripe 82天区内早型星系的结构和并合证据研究 |
| 5.8.7 利用GALFIT模型中的Fourier成分定量描绘星系不对称程度的研究 |
| 5.8.8 探索全谱拟合技术在提取叠加光谱中星族信息的应用 |
| 5.8.9 利用更符合真实情况的恒星形成历史模型考虑近邻椭圆星系叠加光谱中的星族信息 |
| 5.8.10 利用Subaru望远镜的Hyper-Suprime Camera Survey研究大质量星系的聚集历史 |
| 附录A 94个近邻椭圆星系的多成分测光模型 |
| 参考文献 |
| 简历 |
| 致谢 |
| 攻读博士学位期间完成的学术成果 |
（3）r-过程元素产量、产区及星系化学演化（论文提纲范文）
| 摘要 |
| Abstract |
| 第一章 引言 |
| §1.1 天体化学元素丰度 |
| §1.2 重元素及其核合成 |
| §1.3 贫金属星重元素丰度 |
| §1.4 中子俘获元素的星系化学演化 |
| 第二章 Ⅱ型超新星较重元素的R-过程核合成产量 |
| §2.1 不同质量SNⅡ的R-过程核合成产量 |
| §2.2 R-过程核合成主要产量区域 |
| 第三章 星系R-过程元素丰度的离散与演化 |
| §3.1 基本模型和计算方法 |
| §3.2 星系形成早期从Ba到Eu的R-过程元素的化学演化 |
| 第四章 结论 |
| 参考文献 |
| 致谢 |
（4）星系中子辐照量分布函数（论文提纲范文）
| 摘要 |
| ABSTRACT |
| 第一章 引言 |
| 1.1 恒星在AGB阶段的结构及演化特征 |
| 1.1.1 AGB星的结构特征 |
| 1.1.2 热脉冲(Thermal Pulse，简称TP) |
| 1.1.3 第三次挖掘 |
| 1.2 重元素核合成理论 |
| 1.2.1 无分叉的慢中子俘获过程(unbranch s~-过程) |
| 1.2.2 分叉的慢中子俘获过程(branch s~-过程) |
| 1.2.3 快中子俘获过程(r~-过程) |
| 1.2.4 指数辐照理论 |
| 1.3 s~-过程恒星模型 |
| 1.3.1 AGB星核合成的早期模型 |
| 1.3.2 低质量AGB星核合成的早期模型--对流核合成模型 |
| 1.3.3 低质量AGB星核合成的最新模型--辐射核合成模型 |
| 第二章 星系化学演化模型及与观测约束的比较 |
| 2.1 恒星化学元素丰度 |
| 2.2 星系化学演化的总体图像 |
| 2.3 银河系概貌 |
| 2.3.1 银河系的总体结构图 |
| 2.3.2 银河系的形成图像 |
| 2.4 银河系化学演化的主要观测约束 |
| 2.4.1 场星的年龄和金属丰度关系 |
| 2.4.2 元素的丰度比 |
| 2.4.3 超新星爆发率 |
| 2.4.4 内落速率 |
| 2.5 影响银河系化学演化的基本因素 |
| 2.5.1 初始条件 |
| 2.5.2 恒星演化的最终产物 |
| 2.5.3 初始质量函数(IMF) |
| 2.5.4 恒星形成速率(SFR) |
| 2.5.5 银河系演化背景的假设 |
| 2.6 星系化学演化的多成分模型 |
| 2.6.1 基本方程 |
| 2.6.2 恒星形成速率和初始质量函数 |
| 2.7 观测约束 |
| 2.7.1 场星的年龄-金属丰度关系约束 |
| 2.7.2 [O/Fe]-[Fe/H]化学演化 |
| 2.7.3 内落速率 |
| 第三章 星系中子辐照函数 |
| 3.1 星系中子辐照函数的推导 |
| 3.2 参量的选取 |
| 第四章 计算结果和讨论 |
| 第五章 结论 |
（5）黑洞辐射效应及其相关问题研究（论文提纲范文）
| 1 前言 |
| 1.1 选题背景 |
| 1.2 结构内容 |
| 1.3 几个方面的新结果 |
| 2 综述 |
| 2.1 黑洞的基本概念 |
| 2.2 黑洞的种类 |
| 2.3 黑洞研究及其相关进展 |
| 2.4 小结 |
| 3 核天体物理学基础 |
| 3.1 核反应核聚变 |
| 3.1.1 核反应过程释放的能量 |
| 3.1.2 核反应类型 |
| 3.1.3 热核反应率 |
| 3.1.4 核聚变反应与劳逊判据 |
| 3.2 致密物质的核反应 |
| 3.3 辐射与物质的主要作用方式 |
| 3.4 平均射程 |
| 3.5 小结 |
| 4 恒星的演化与元素的合成 |
| 4.1 恒星的演化 |
| 4.1.1 引力收缩阶段 |
| 4.1.2 主序星阶段 |
| 4.1.3 红巨星阶段及其以后的演化 |
| 4.1.4 恒星演化的归宿——致密星 |
| 4.2 元素的合成 |
| 4.2.1 元素合成理论 |
| 4.2.2 大爆炸宇宙论和氦元素的生成 |
| 4.3 小结 |
| 5 黑洞的辐射 |
| 5.1 黑洞热力学与黑洞熵 |
| 5.2 对黑洞热辐射谱的证明 |
| 5.3 稳态Kerr-Newman黑洞的热辐射 |
| 5.4 一般动态黑洞的热辐射 |
| 5.5 奇点对黑洞温度的强烈影响 |
| 5.5.1 一个静态Gutsunaev-Manko黑洞的视界温度 |
| 5.5.2 一个具有质量多极矩的稳态Manko黑洞的视界温度 |
| 5.6 黑洞的非热辐射 |
| 5.7 动态黑洞非热辐射的研究方法 |
| 5.7.1 动态Kinnersley黑洞的非热辐射 |
| 5.7.2 一般动态黑洞时空中的粒子能级 |
| 5.8 小结 |
| 6 黑洞非热辐射效应的研究 |
| 6.1 动态球对称黑洞非热辐射粒子的平均射程 |
| 6.2 非球对称动态黑洞非热辐射及其辐射粒子平均射程的研究 |
| 6.2.1 加速运动荷电黑洞非热辐射粒子射程的研究 |
| 6.2.2 动态Kerr-Newman黑洞非热辐射粒子的平均射程 |
| 6.3 一种新的DIRAC能级与黑洞非热辐射特征的研究 |
| 6.4 与黑洞有关的X射线辐射的研究情况 |
| 6.5 与黑洞有关的γ射线暴及其研究概况 |
| 6.5.1 对γ暴的观测 |
| 6.5.2 γ暴与超新星的爆发有关 |
| 6.5.3 γ暴的能源机制 |
| 6.6 小结 |
| 7 展望 |
| 在攻读博士学位期间发表的论文 |
| 参考文献 |
（6）中小质量密近双星的演化及其初始—终止质量关系（论文提纲范文）
| 第一章 绪言 |
| 第二章 双星演化的基本图象 |
| 2.1 洛希模型 |
| 2.2 双星演化的基本图象 |
| 2.3 双星演化中出现的物理问题 |
| 2.3.1 物质交换的时标和速率 |
| 2.3.2 RLOF的稳定性判据 |
| 2.3.3 公共包层形成 |
| 2.3.4 角动量转换与轨道周期变化 |
| 2.3.5 吸积和X射线辐射 |
| 2.3.6 小质量双星系统 |
| 第三章 PPE恒星演化程序简介以及物理输入 |
| 3.1 基本方程组 |
| 3.2 薄层源的处理方法 |
| 3.3 对流混合的处理 |
| 3.4 物态方程 |
| 3.5 不透明度，核反应速率及中微子损失速率 |
| 3.6 其它参量 |
| 第四章 中小质量密近双星的演化以及初始-终止质量关系 |
| 4.1 守恒演化（不加对流超射）的主要结果 |
| 4.2 非守恒演化（不加对流超射）的结果 |
| 4.3 非守恒演化（加对流超射）的结果 |
| 4.4 讨论与小结 |
| 结束语 |
| 参考文献 |
| 附录一 |
| 附录二 |
| 文章目录 |
| 致谢 |
四、A new study on the thick disk population component of the Galaxy（论文参考文献）
- [1]磁化中微子主导吸积流的研究及其在伽玛射线暴中的应用[D]. 谢伟. 华中科技大学, 2017(10)
- [2]近邻椭圆星系的测光结构与演化历史[D]. 黄崧. 南京大学, 2014(03)
- [3]r-过程元素产量、产区及星系化学演化[D]. 陈哲. 河北师范大学, 2005(06)
- [4]星系中子辐照量分布函数[D]. 崔文元. 河北师范大学, 2004(04)
- [5]黑洞辐射效应及其相关问题研究[D]. 杨树政. 四川大学, 2002(02)
- [6]中小质量密近双星的演化及其初始—终止质量关系[D]. 陈雪飞. 中国科学院研究生院（云南天文台）, 2002(02)
- [7]宇宙在召唤[J]. 王觉先. 航空知识, 2002(01)