一、英科学家发现宇宙暗物质星系（论文文献综述）
张妙静,厉光烈[1]（2021）在《诺贝尔物理学奖百年回顾（续）》文中提出2011年波尔马特（Saul Perlmutter,1959）与斯密特（Brian P. Schmidt,1967）和赖斯（Adam G. Riess,1969～）因观测遥远的Ia型超新星并发现宇宙的加速膨胀,共同分享了2011年度诺贝尔物理学奖:波尔马特得一半;斯密特和赖斯均分另一半。1929年,哈勃（Edwin Hubble,18891953）在对邻近24个星系的观测数据进行分析后,发现大多数星系的光谱出现红移。类似于多普勒效应,红移表明被观测天体在逐渐远离观测者。哈勃还发现,
汪慎[2]（2020）在《VLAST硅微条径迹探测器模块原型设计及参数化模拟研究》文中认为宇宙的天文学观测结果表明,除了可见物质,暗物质和暗能量占据了宇宙成分的大部分。关于暗物质粒子的研究,有可能在物理学领域产生革命性的突破。2015年我国发射的暗物质粒子探测卫星“悟空号”,首次直接测量到了电子宇宙射线能谱在0.9TeV处的变软,并且在约1.4TeV处能谱呈现出具有精细结构的迹象,但仍待进一步确认。由于探测器尺寸和结构的限制,“悟空号”的伽马射线探测能力比较弱,而伽马射线在暗物质间接探测方面发挥着重要的作用。因此,我国科学家提出了研制一款高性能的高能伽马射线、宇宙射线探测器——甚大面积伽马空间望远镜VLAST,其在继承“悟空号”优异的能量分辨和粒子鉴别本领的基础上,强化探测器的伽马射线探测能力,期望在伽马射线线谱或其他暗物质特征谱型的探测方面取得突破性进展,并在GeV-TeV伽马射线天文理论研究方面取得重要成果。在原型设计阶段,VLAST包括四个子探测器,分别是大面积、高分辨率的硅径迹探测器;精确测量带电粒子能量的锗酸铋晶体量能器;中子探测器和包裹着以上三个子探测器的反符合探测器。其中由大面积硅微条单元组成的硅径迹探测器可以对入射的带电粒子和高能伽马射线进行高精度的径迹测量。本论文主要工作包括两个部分:1.完成了 VLAST硅微条探测器原型模块的封装制作和数据获取系统的开发,并对所研制的探测器原型模块进行了初步的电子学测试。2.基于硅微条探测器的参数化模型,模拟了单层硅微条探测器的不同结构和电子学参数对探测器位置分辨的影响。然后在VLAST硅微条探测器模块原型的基础上,构建了 VLAST多层硅微条探测器系统,并对其角分辨能力进行了模拟。论文第一章介绍了暗物质粒子探测等空间天文研究的前沿问题和高能天体物理领域的一些实验设施,然后对VLAST探测器的进行了简单说明,第二章介绍了粒子探测的基本原理和一些常见的径迹探测器类型,然后举例说明了硅径迹探测器在空间粒子探测实验中的应用。第三章介绍了硅微条探测器中信号的产生机制与分析方法。论文第四章展示了 VLAST硅径迹探测器模块的研制方法和测试结果。在模块的研制方面,包括探测器的封装与前端电子学的设计、探测器数据获取系统的研制和上位机控制软件的开发。探测器模块的电子学测试部分包括探测器动态范围内的线性表现、通道间串扰的测量以及探测器通道的基线和噪声。测试结果表明本论文研制的VLAST硅径迹探测器模块可以实现348条探测器通道低噪声读出,当负载为一块探测器单元时,平均电子学噪声约为725e-,在电荷测量芯片的输入动态范围0-200fC内,系统的线性表现优于3%。论文第五章基于Allpix2仿真软件,对VLAST硅径迹探测器模块的位置分辨进行了模拟仿真,分析了硅微条探测器的电荷分配特性,探究了硅微条探测器的条带间距、信噪比、中间条带数目、粒子入射角度和二进制触发读出等不同特性参数对探测器位置分辨能力的影响。分析结果表明,在读出电子学间距一定时,隔条读出的方式对探测器的位置分辨有较大的提升。论文第六章建立了包括多层钨板在内的18大层的VLAST硅径迹探测器原型系统,结合第五章的参数化仿真模型,模拟了多层硅微条探测器的角分辨能力与入射伽马射线的能量和角度的关系,模拟结果表明对于垂直入射的50GeV伽马射线的径迹重建,VLAST硅径迹探测器原型系统的角分辨优于0.1度。
王淑文[3]（2020）在《PandaX-nT暗物质直接探测实验读出电子学系统研究》文中认为现代天文学通过星系旋转曲线、引力透镜效应和宇宙微波背景辐射等证实暗物质是存在的,并且暗物质占整个宇宙的26.8%左右。但是人们至今仍没有直接探测到暗物质粒子,因此对暗物质的探究成为当今物理学的重要课题之一。探寻暗物质主要有三种方法:基于对撞机“创造”出暗物质粒子、间接探测和直接探测。直接探测主要是通过探测暗物质粒子与探测器中的物质发生相互作用产生的信号,从而直接探测暗物质粒子性质。目前国际上展开了众多的暗物质直接探测实验,例如XENON实验、LUX实验、XMASS实验等。这些实验也正在向着不断提高暗物质探测灵敏度的方向升级。我国也在积极开展暗物质直接探测实验,由上海交通大学主导,国内多个大学和研究所共同合作的PandaX实验正是其中之一。现阶段,PandaX-Ⅰ和PandaX-Ⅱ已经完成其使命,PandaX-nT的升级工作正在紧张的展开中。为了进一步提高暗物质探测的灵敏度,获取更高精度的WIMP粒子反应排除截面,PandaX-nT的升级正向着吨量级的靶物质、低本底和不同的本底甄别算法方向升级。通道数的增加,需要高速高精度的波形采样,以及由此产生的数据传输等问题,都对读出电子学提出了进一步的需求。本论文的主要工作是针对PandaX-nT的升级,提出并设计实现了一套原型读出电子学系统。原型读出电子学系统包括前置放大模块、波形数字化模块和时钟触发模块。前置放大模块可以实现对PandaX-nT中PMT输出信号的10倍增益放大和直流偏置调节。波形数字化模块主要集成了 8通道1GS/s采样率、14bit分辨率的ADC,可实现对8路前放信号进行波形数字化;与此同时,波形数字化模块采用千兆以太网接口与数据服务器进行数据交换,基于TCP的可靠协议传输,传输速率达到600Mbps;波形数字化模块还设计并实现了基于UDP协议的万兆以太网接口,留作后续升级使用。时钟触发模块主要用于给波形数字化模块提供同步时钟和触发信号,时钟触发模块和波形数字化模块之间通过光纤接口进行数据交换。本论文还对原型电子学系统关键部分的性能进行了测试。主要包括对前置放大模块的带宽和增益进行了测试;对波形数字化模块的各项性能,例如DNL、INL、ENOB等进行了测试;对数据传输部分,包括以太网和光纤接口进行了测试;以及对波形数字化模块不同通道间的同步性能也进行了测试。测试结果表明,原型电子学的性能指标符合预期。最后,原型电子学系统还与PandaX-Ⅱ探测器进行了联调测试,主要包括PMT增益测试和氡气放射源测试。氡气放射源测试结果表明原型电子学系统能够很好的区分核反冲和电子反冲事例。原型电子学系统的基本功能得到了成功验证。
李瑞[4]（2019）在《星系尺度强引力透镜的寻找及应用》文中认为当背景天体的光线经过大质量前景天体的时候,会在前景天体的引力下发生偏折,并在前景天体周围形成多个像。我们将这种现象称作强引力透镜现象。本文主要研究星系尺度的强引力透镜现象,包括这种强引力透镜系统的寻找及应用。（1）.基于光谱选择法,我们使用机器学习来搜寻星系尺度的强引力透镜系统候选体。我们要搜寻的透镜系统候选体的前景星系为中等红移（z～0.5）的椭圆星系,背景星系为高红移（2<z<3）的Lyα发射体。我们搭建了一个28层的深度残差神经网络,然后利用人工合成的光谱数据训练它。训练好网络后,我们将其用到实际的观测数据中,成功找到了 174个已知候选体中的161个。除去已发现的候选体,我们还发现了 5个新的透镜候选体。（2）.对引力透镜样本进行拟合,是引力透镜研究中非常重要的一个技术。我们以非常出名的强引力透镜系统——马蹄铁透镜（Cosmic Horseshoe,SDSS J1004+4112）为例,介绍星系—星系强引力透镜系统的拟合过程。（3）.介绍完透镜拟合之后,我们利用已经发现的透镜样本研究椭圆星系的质量分布特征。我们所用的透镜样本主要来自于以前的一些透镜搜寻项目。我们首先对这些透镜系统进行数据拟合,得到这些系统的爱因斯坦半径等参量。然后利用引力透镜和动力学联合分析法获得星系质量密度的分布特征。在假设星系质量密度满足幂率分布ρ∝r-γ的前提下,我们发现,椭圆星系的平均质量密度非常接近等温球质量分布,其密度梯度随着半径的增大而增大。这与之前基于星风和活动星系核反馈的数值模拟结果一致。（4）.椭圆星系的幂率分布是引力透镜和动力学联合分析法中的一个基本假设,并且也被许多工作证明是合理的。但是,广义相对论却无法解释它。我们发现,这种幂率分布却是Rastall引力（一种修改引力理论）的一个自然结果。Rastall引力中的一个参数β=kλ决定着椭圆星系幂率分布中的指数项,即β和有效密度梯度γ存在联系。我们将Rastall引力和强引力透镜结合,一方面解释了椭圆星系的幂率质量密度分布是Rastall引力的一个自然结果,另一方面我们用强引力透镜系统约束了 Rastall引力中的β参数,得到β的平均值为β=0.163±0.001,结果符合强能量条件和弱能量条件。另外,我们还发现,Rastall引力的牛顿近似不允许一个绝对的等温球质量分布。（5）.在引力透镜和动力学联合分析法中,通常假设星系的透镜质量和动力学质量相等。但是,这两种质量是通过不同方式计算得到的,计算上的误差可能导致两种质量产生实际的差异。我们比较了椭圆星系的引力透镜质量和由速度弥散得出的动力学质量。对于等温球质量分布模型,我们发现,平均来说椭圆星系的引力透镜质量要比动力学大20.7%。而对于更一般的幂率质量分布模型,这两种质量之间的差异仍然存在。
杜珵[5]（2019）在《低红移星系中空间可分辨的恒星质光比研究》文中研究指明对星系来说,给定波段内的恒星质量-光度比值（质光比）与其光学颜色之间存在紧密的相关性,这些相关性已被广泛应用为快速估计星系恒星质量的工具。然而,这种估算方法通常使用宽波段测光的能谱或者星系中心的光谱信息进行校准,目前还不清楚同样的估算公式是否可以直接应用于星系的不同区域而得到没有偏差的恒星质光比。在本文中,我们利用SDSS/Ma NGA巡天项目提供的积分场单元光谱,检查了空间可分辨的由全光谱拟合得到的恒星质光比与不同光学颜色指标之间的关系,分析了星系形态,像素点与星系中心距离等星系属性以及恒星年龄和金属丰度等星族参数对此关系的影响。我们的目标是找到一个可以为不同类型的星系和星系内不同区域提供精确的恒星质光比估计的最佳的颜色指数。我们尝试了将多个光学颜色指标或星族属性加入组合,以减小系统性的偏差或弥散,但都被证明并不会优于仅使用由两个波段测光信息组成的单个光学颜色的估算。分析表明,光学颜色g-r作为估算恒星质光比的指标比任何其他颜色都好,它几乎可以没有偏差得估算SDSS的所有5个波段的恒星质光比,也不受星系类型或者所处位置与星系中心距离的影响,颜色g-r与恒星质光比的线性关系只对恒星年龄和金属丰度有一定依赖。实际应用中,本文重新定标的空间可分辨的质光比与颜色g-r的对应关系在大多数情况下都能够很好还原Ma NGA星系的二维恒星质量分布。未来这一估算公式可用于利用低红移和高红移中大样本星系图像快速获得星系的恒星质量密度分布。研究星系颜色径向分布还可以帮助我们理解棒状结构在星系演化中的作用。棒状结构在旋涡星系中普遍存在,并有观测证据表明其对引发气体内,流增强星系中心恒星形成,促进核球增长有重要作用。在本文工作中,我们定义了一个有23个星系的颜色径向分布中心“反转”（turnover）星系样本,证实了它们都有星系中心的恒星形成加强,处于由“蓝云”（Blue Cloud）向“红序”（Red Sequence）的过渡过程中,并且与星系中心活动星系核（AGN;Active Galactic Nucleus）以及尘埃消光红化没有直接联系。对颜色“反转”特性与星系结构的相关性分析表明,棒状结构是促进其中心恒星形成并且引发颜色梯度“反转”的主要原因,印证了前人对于棒状结构促进核球增长,消耗星系中心气体的研究结论。
胡红波,王祥玉,刘四明[6]（2018）在《超高能宇宙线从何而来?》文中研究指明宇宙线是来自外太空的唯一物质样本,携带着粒子物理、高能天体物理、宇宙物质组成及其演化的丰富信息.已知的宇宙线粒子最高能量约为3×1020 eV."宇宙线是如何被加速的?""其起源天体是什么?""在这样的高能情况下,已知的物理学规律是否还能适用?"等这些都是有待解决的重大科学问题.为此人们通过多种实验手段在空间和地上开展宇宙线的多信使研究.在过去的几十年里,宇宙线、伽马射线和中微子观测取得了丰富的成果:（1）宇宙线能谱、成分和各向异性的测量精度达到了史无前例的水平,极高能宇宙线的偶极各向异性表明这些粒子来自银河系之外;（2）空间实验发现了3000多个GeV伽马源,地面实验发现了近200个TeV源,它们大多为高能电子源,有几个已被认证为强子源;（3）冰立方实验发现了近百个高能中微子,它们的各向同性分布暗示着河外起源.这些新结果为解决宇宙线的起源问题和发展相关的粒子加速理论奠定了基础.新一代更高灵敏度的实验装置的建设和运行正在开启宇宙线粒子天体物理研究的新篇章.
崔明阳[7]（2018）在《暗物质多信使间接探测与DAMPE数据分析》文中研究说明暗物质粒子的本质是物理学二十一世纪最重大的前沿问题之一。本论文主要从两个方面开展暗物质相关的研究。一是暗物质间接探测的理论研究,包括暗物质自相互作用模型的伽玛射线的空间分布及AMS-02的反质子能谱中可能的暗物质信号的搜寻。二是暗物质粒子探测卫星（DAMPE,悟空号）数据处理的相关研究,主要包括电子/强子的分辨和对探测器的Fluka模拟。第一章中我们综述了暗物质的基本知识及研究进展,并扼要的介绍了我国在暗物质间接探测方面的主要实验设备—悟空号。第二章中我们在AMS-02的反质子数据中寻找暗物质湮灭的信号。理论上可以预期在很多的模型中暗物质粒子的湮灭或衰变可以产生反质子,所以通过对宇宙线反质子的测量,可以比较好地限制暗物质粒子模型。宇宙线中也存在背景反质子,主要是由宇宙线质子与星际介质碰撞产生的,其流量可以通过宇宙线传播模型来计算。我们通过AMS-02对宇宙线硼碳比和质子谱的最新测量精确地限制了宇宙线传播、源注入以及太阳调制参数,从而也得到了对背景反质子流量最为精确的估计。和AMS-02反质子测量数据比较我们发现背景模型并不能很好地拟合数据,加入一个暗物质成分后可以显着改善拟合结果。该暗物质的质量约为60-100GeV,速度平均后的湮灭截面约为（1～4）× 10-2 cm3s-1。这些参数也可以自洽地解释银河系中心伽玛射线的超出和在矮椭球星系Reticulum 2和Tucana Ⅲ方向观测到的微弱GeV伽玛射线辐射。一旦该结果被后续研究证实,将是暗物质间接探测方面的突破性进展。第三章中我们研究了暗物质自相互作用模型下银心GeV伽玛射线的空间分布。费米卫星发现的银河系中心伽玛射线在GeV能段的超出（银心GeV超）是一个广受关注的暗物质疑似信号。一种暗物质自相互作用模型（SIDM）,在满足AMS-02电子谱和正负电子比的限制的情况下,利用暗物质湮灭产生的正负电子在银河系中的传播产生的逆康普顿散射来解释银心GeV超。由于正负电子主要与星光场相互作用发生逆康普顿散射,而矮星系的星光场和气体密度都很低,因此可以自洽地解释多数矮星系没有探测到银心GeV超这一现象。我们研究发现,由于银盘上恒星和星际气体密度远大于银盘之外,所以SIDM导致的伽玛射线辐射的空间分布将显示出极大的不对称。我们定量地研究了这种不对称性,以期在以后的实验中得到检验。悟空号是目前世界上能量分辨率最高、工作能段最宽的电子、伽玛射线和宇宙线核素的空间探测器。它主要进行100GeV～100TeV（质子、核素）宇宙线、1OGeV-1OTeV伽玛射线以及电子宇宙线的观测。随着能量的升高,电子在宇宙线中的占比降低。在TeV以上,质子/电子>1000。所以,若要在TeV以上获得精确的电子能谱,高精度的电子/质子分辨是不可或缺的。我们利用机器学习的主成分分析算法高效地寻找分辨电子/质子变量。一方面,主成分分析法是非监督学习算法,具有不依赖模拟的特点。其所获得的变量反映了真实的探测器信息。另一方面,主成分分析法可以利用探测器多维度的信息,有助于分辨精度的提高。悟空号的数据处理强烈依赖于模拟与束流试验的结果,所以,高精度的模拟对于准确的物理重建有重要的意义。悟空号目前的模拟软件是基于Geant4程序的,在模拟高能原子核相互作用时Geant4有明显的不足。我们初步构建了基于Fluka的模拟几何以及数据输入输出格式,可以实现对悟空号探测器物理相互作用的Fluka模拟,为进一步分析宇宙线数据奠定了基础。这两方面的内容见我们的第四、五章。最后一章是我们的总结与展望。
张唯诚[8]（2018）在《揭秘宇宙的“黑暗面”》文中进行了进一步梳理美国天文学家卡尔·萨根曾说:"我们是由恒星物质组成的。"意思是说,无论是恒星,还是地球、月亮,亦或是一个人、一条狗,都是由同样的物质组成的,如碳、氢、氧……但近几十年来,天文学家认为,宇宙中并非仅仅存在"恒星物质",还有一些东西似乎在用一种出乎意料的方式影响星系运动,它们构成了"宇宙的黑暗面",被称为暗物质和暗能量。由于无法直接看见,
徐丽琴,徐来自,张雪峰,李永峰[9]（2017）在《关于“暗能量”的猜测（宇宙两暗问题探索之三）》文中提出1998年,科学家发现宇宙的膨胀在加速.此后,科学家多次通过不同方法进行独立观测,其结果都证实了宇宙膨胀的加速.虽然大多数科学家把它归咎于被称为"暗能量"的宇宙斥力,但不知道"暗能量"是什么.文献[1]曾提出,星系的平直型旋转曲线表明暗物质是星系所发射的稳定、各向同性能量流;在此基础上,文献[2]曾提出猜测:这种能量流的主要成分是电磁辐射.本文进一步提出猜测,暗能量就是这种电磁辐射在宇宙大尺度的压强效应,这种电磁辐射在宇宙大尺度没有引力效应,但在宇宙较小尺度存在呈现暗物质行为的引力效应.根据这个猜测修正爱因斯坦方程,得到的解与观测结果吻合,同时能够解释宇宙标准模型所不能解释的3个问题:保持暗能量不变的机制;保持宇宙平坦性（Ω=1）的机制;宇宙膨胀过程中存在3个阶段:加速—减速—加速.
方陵生[10]（2017）在《宇宙的黑暗面》文中认为通过各种互补的宇宙学研究方法,暗物质和暗能量的存在终于被接受。随着希格斯玻色子的发现,有人可能会认为,我们终于对周围的物质世界有了一个完整的认识,而且解开了粒子物理学的所有奥秘。恰恰相反,事实远非如此。目前被称为"标准模型"的宇宙理论模型,仅仅只解释了宇宙总含量的5%。一些人可能听说过暗物质,即占了宇宙总物质量27%的不可见的神秘物质。而可见物质(包括你和我,以及地球、恒星和
二、英科学家发现宇宙暗物质星系（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、英科学家发现宇宙暗物质星系（论文提纲范文）
（1）诺贝尔物理学奖百年回顾（续）（论文提纲范文）
| 2011年 |
| 2012年 |
| 2013年 |
| 2014年 |
| 2015年 |
| 2016年 |
| 2017年 |
| 2018年 |
| 2019年 |
| 2020年 |
（2）VLAST硅微条径迹探测器模块原型设计及参数化模拟研究（论文提纲范文）
| 摘要 |
| abstract |
| 第1章 背景 |
| 1.1 暗物质与空间高能粒子探测 |
| 1.1.1 暗物质粒子探测 |
| 1.1.2 伽马射线与高能时域天文 |
| 1.1.3 宇宙线 |
| 1.2 高能粒子探测器 |
| 1.3 甚大面积伽马空间望远镜VLAST |
| 第2章 粒子探测原理与高能物理中的径迹探测器 |
| 2.1 粒子探测的原理 |
| 2.1.1 粒子与辐射 |
| 2.1.2 粒子的探测机制 |
| 2.2 Micromegas探测器 |
| 2.3 闪烁光纤径迹探测器 |
| 2.4 硅微条探测器 |
| 2.4.1 应用在粒子探测领域的 半导体材料 |
| 2.4.2 半导体硅探测器的工作原理 |
| 2.4.3 硅微条探测器的关键技术 |
| 2.5 硅径迹探测器在空间粒子探测中的应用 |
| 2.5.1 Fermi-LAT |
| 2.5.2 AMS-02 |
| 2.5.3 DAMPE |
| 2.6 本章小结 |
| 第3章 硅微条探测器中信号的产生机制和分析方法 |
| 3.1 信号的形成与传输 |
| 3.1.1 硅微条探测器中的能量沉积 |
| 3.1.2 载流子的漂移与扩散 |
| 3.1.3 Ramo定理与权重场 |
| 3.2 噪声分析 |
| 3.2.1 共模噪声 |
| 3.3 位置分辨 |
| 3.4 读出电子学 |
| 3.4.1 电荷灵敏放大器 |
| 3.4.2 脉冲成形 |
| 3.4.3 信号的数字化处理 |
| 第4章 VLAST硅径迹探测器模块研制与测试 |
| 4.1 硅径迹探测器模块研制技术路线 |
| 4.2 探测器前端 |
| 4.2.1 硅微条探测器 |
| 4.2.2 探测器封装 |
| 4.2.3 电荷灵敏放大器芯片IDE1140 |
| 4.2.4 关键电路设计 |
| 4.3 数据获取系统 |
| 4.3.1 电路设计 |
| 4.3.2 FPGA固件逻辑与DAQ工作时序 |
| 4.3.3 CVI上位机控制软件 |
| 4.3.4 USB数据传输 |
| 4.4 硅微条探测器参数表征 |
| 4.4.1 测试平台 |
| 4.4.2 电容-电压曲线 |
| 4.4.3 电流-电压曲线 |
| 4.4.4 探测器通道耦合电容 |
| 4.5 探测器原型系统电子学测试 |
| 4.5.1 达峰时间测量 |
| 4.5.2 系统的增益与探测器通道的线性刻度 |
| 4.5.3 通道间的串扰 |
| 4.5.4 电子学基线与RMS噪声 |
| 4.6 本章小结 |
| 第5章 VLAST硅微条探测器模块仿真 |
| 5.1 探测器仿真的必要性与可行性 |
| 5.2 仿真所需的软件工具 |
| 5.2.1 硅探测器仿真工具Allpix~2 |
| 5.2.2 电场仿真软件Silvaco atlas |
| 5.3 探测器的电荷分配模型 |
| 5.3.1 条带连续读出 |
| 5.3.2 添加一组中间条带 |
| 5.3.3 添加三组中间条带 |
| 5.3.4 晶体缺陷对电荷收集的影响 |
| 5.4 探测器位置分辨仿真 |
| 5.4.1 蒙特卡罗仿真参数设置 |
| 5.4.2 电荷共享效应 |
| 5.4.3 条带间距对位置分辨的影响 |
| 5.4.4 信噪比对位置分辨的影响 |
| 5.4.5 中间条带数目对位置分辨的影响 |
| 5.4.6 粒子入射角度对位置分辨的影响 |
| 5.4.7 二进制读出 |
| 5.5 本章小结 |
| 第6章 VLAST硅径迹探测器系统仿真 |
| 6.1 探测器模型的建立 |
| 6.2 探测器的角分辨能力 |
| 6.2.1 径迹重建算法 |
| 6.2.2 角分辨与入射粒子能量的关系 |
| 6.2.3 角分辨与入射粒子角度的关系 |
| 6.2.4 钨板厚度分布对探测器角分辨的影响 |
| 6.3 分析与讨论 |
| 6.4 本章小结 |
| 第7章 总结与展望 |
| 参考文献 |
| 附录A 论文中涉及的重要公式、定理、算法和代码 |
| A.1 Ramo定理 |
| A.2 VLAST模块仿真代码示例 |
| A.3 Silvaco Atlas电场仿真算法 |
| 致谢 |
| 在读期间发表的学术论文与取得的研究成果 |
（3）PandaX-nT暗物质直接探测实验读出电子学系统研究（论文提纲范文）
| 摘要 |
| ABSTRACT |
| 第1章 绪论 |
| 1.1 暗物质存在的证据 |
| 1.1.1 星系旋转曲线 |
| 1.1.2 引力透镜效应 |
| 1.1.3 宇宙微波背景辐射 |
| 1.2 暗物质粒子候选者 |
| 1.2.1 轴子 |
| 1.2.2 惰性中微子 |
| 1.2.3 大质量弱相互作用粒子 |
| 1.3 暗物质探测方法 |
| 1.3.1 对撞机实验 |
| 1.3.2 间接探测 |
| 1.3.3 直接探测 |
| 1.4 基于两相型液氙时间投影室的暗物质直接探测技术 |
| 1.4.1 液氙性质 |
| 1.4.2 氙的光电特性 |
| 1.4.3 两相型氙时间投影室的探测原理 |
| 1.4.4 本底事例甄别技术 |
| 1.5 本论文研究内容及结构安排 |
| 参考文献 |
| 第2章 基于氙探测器的暗物质探测现状与发展趋势 |
| 2.1 国外相关实验调研 |
| 2.1.1 XENON实验 |
| 2.1.2 LUX实验 |
| 2.1.3 LZ实验 |
| 2.1.4 XMASS实验 |
| 2.2 国内相关实验调研 |
| 2.2.1 PandaX-Ⅰ暗物质直接探测实验 |
| 2.2.2 PandaX-Ⅱ暗物质直接探测实验 |
| 2.3 基于氙的暗物质探测实验的发展趋势 |
| 2.4 本章小结 |
| 参考文献 |
| 第3章 PandaX-nT探测器电子学方案设计 |
| 3.1 PandaX-nT暗物质直接探测实验 |
| 3.2 探测器电子学需求分析 |
| 3.2.1 波形数字化采样率分析 |
| 3.2.2 波形数字化方案分析 |
| 3.2.3 ADC量化精度分析 |
| 3.2.4 数据传输带宽分析 |
| 3.3 原型电子学方案设计 |
| 3.4 本章小结 |
| 参考文献 |
| 第4章 PandaX-nT原型电子学设计实现 |
| 4.1 前置放大模块 |
| 4.2 波形数字化模块 |
| 4.2.1 波形数字化模块结构框图 |
| 4.2.2 模拟前端电路设计 |
| 4.2.3 波形数字化模块设计 |
| 4.2.4 同步时钟设计 |
| 4.2.5 FPGA控制设计 |
| 4.2.6 数据传输设计 |
| 4.2.7 电源方案设计 |
| 4.3 时钟触发模块 |
| 4.3.1 时钟触发模块设计 |
| 4.3.2 触发方案设计 |
| 4.4 原型电子学测试 |
| 4.4.1 前置放大模块性能测试 |
| 4.4.2 波形数字化模块性能测试 |
| 4.4.3 数据传输性能测试 |
| 4.4.4 通道间的同步性测试 |
| 4.5 本章小结 |
| 参考文献 |
| 第5章 原型电子学与PandaX-Ⅱ探测器的联调测试 |
| 5.1 联调平台 |
| 5.2 PMT增益刻度 |
| 5.3 氡气放射源测试 |
| 5.4 本章小结 |
| 参考文献 |
| 第6章 总结与展望 |
| 6.1 总结 |
| 6.2 展望 |
| 致谢 |
| 在读期间发表的学术论文 |
（4）星系尺度强引力透镜的寻找及应用（论文提纲范文）
| 摘要 |
| Abstract |
| 常用缩写 |
| 第1章 引言 |
| 1.1 引力透镜的研究历史 |
| 1.2 星系尺度强引力透镜的最新研究进展 |
| 第2章 引力透镜理论介绍 |
| 2.1 引力透镜基础 |
| 2.1.1 光线在引力场中的偏转角 |
| 2.1.2 透镜体的薄平面近似 |
| 2.1.3 透镜方程 |
| 2.1.4 临界质量密度 |
| 2.1.5 爱因斯坦半径 |
| 2.1.6 有效引力势、会聚、剪切和放大 |
| 2.2 引力透镜系统的成像规律 |
| 2.2.1 点质量模型 |
| 2.2.2 单等温球质量模型 |
| 2.2.3 等温椭球质量模型 |
| 2.3 本章总结 |
| 第3章 利用机器学习寻找引力透镜候选体 |
| 3.1 研究背景 |
| 3.2 机器学习、卷积神经网络和残差神经网络 |
| 3.2.1 机器学习和深度学习 |
| 3.2.2 卷积神经网络 |
| 3.2.3 深度残差神经网络 |
| 3.3 利用残差神经网络寻找非椭圆星系自身的发射线 |
| 3.3.1 BELLS GALLERY |
| 3.3.2 预测数据、训练数据和测试数据 |
| 3.3.3 我们的残差神经网络模型 |
| 3.4 新的强引力透镜候选体 |
| 3.5 讨论 |
| 3.6 本章总结 |
| 第4章 星系-星系强引力透镜系统的拟合 |
| 4.1 Cosmic Horseshoe |
| 4.2 LFITGUI |
| 4.2.1 前景光提取 |
| 4.2.2 透镜体质量模型 |
| 4.2.3 背景星系光度分布模型 |
| 4.2.4 优化策略 |
| 4.3 图像数据的预处理 |
| 4.4 透镜系统的重建 |
| 4.5 本章总结 |
| 第5章 椭圆星系的质量密度梯度随半径的演化关系 |
| 5.1 研究背景 |
| 5.2 透镜系统和数据 |
| 5.3 引力透镜和动力学联合分析法 |
| 5.4 平均质量密度梯度及其半径方向的演化 |
| 5.5 讨论 |
| 5.6 本章总结 |
| 第6章 利用星系尺度的强引力透镜系统约束Rastall引力中的参数 |
| 6.1 研究背景 |
| 6.2 理论基础 |
| 6.2.1 Rastall引力 |
| 6.2.2 Rastall引力的椭圆对称解 |
| 6.2.3 星系尺度的强引力透镜系统 |
| 6.2.4 利用引力透镜限制Rastall参数 |
| 6.3 讨论 |
| 6.3.1 β的取值范围 |
| 6.3.2 椭圆星系的幂率质量密度分布 |
| 6.3.3 其它 |
| 6.4 本章总结 |
| 第7章 椭圆星系引力透镜质量和动力学质量不一致的问题 |
| 7.1 研究背景 |
| 7.2 引力透镜样本 |
| 7.3 引力透镜质量和动力学质量的比较 |
| 7.3.1 方法 |
| 7.3.2 结果 |
| 7.4 讨论 |
| 7.5 本章总结 |
| 第8章 总结和展望 |
| 参考文献 |
| 作者简历及攻读学位期间发表的学术论文与研究成果 |
| 致谢 |
（5）低红移星系中空间可分辨的恒星质光比研究（论文提纲范文）
| 摘要 |
| abstract |
| 主要符号对照表 |
| 第1章 星系的形态与演化 |
| 1.1 星系的观测及分类 |
| 1.1.1 哈勃分类 |
| 1.1.2 河外巡天研究星系 |
| 1.1.3 晚型星系的研究与其形态学 |
| 1.2 星系的演化 |
| 1.2.1 星系的快速演化与长期演化 |
| 1.2.2 星系的熄灭过程 |
| 1.2.3 利用谱指数限制恒星形成历史 |
| 1.3 星系演化与棒状结构 |
| 1.3.1 星系的中央核球 |
| 1.3.2 棒旋星系与棒状结构 |
| 1.3.3 星系中心恒星形成与伪核球生长 |
| 1.4 星系的颜色梯度及恒星质量 |
| 1.4.1 星系中的丰度梯度和颜色梯度 |
| 1.4.2 星族合成方法估算恒星质量 |
| 1.4.3 颜色梯度与恒星质光比 |
| 1.5 论文工作简介 |
| 第2章 空间可分辨的恒星质光比 |
| 2.1 基于空间可分辨光谱研究的必要性 |
| 2.2 数据处理与线性拟合 |
| 2.2.1 数据处理 |
| 2.2.2 单个色指数与质光比关系的线性回归 |
| 2.3 单个颜色与质光比关系对星系及星族性质的依赖性测试 |
| 2.3.1 检验星系结构的影响 |
| 2.3.2 检验星族的影响 |
| 2.3.3 小结 |
| 2.4 探索估算恒星质光比的普适公式 |
| 2.4.1 多个颜色与恒星质光比的关系 |
| 2.4.2 增加星系中心星族信息 |
| 2.4.3 小结 |
| 2.5 颜色估算MaNGA星系质量分布 |
| 2.5.1 异常值检查 |
| 2.5.2 颜色估算星系恒星质量分布的实际应用 |
| 2.5.3 小结 |
| 第3章 棒状结构在星系演化中的作用 |
| 3.1 研究背景 |
| 3.1.1 用颜色研究星系内部演化 |
| 3.1.2 棒状结构促进星系中心恒星形成 |
| 3.1.3 星系核区的颜色分布 |
| 3.2 颜色中心“反转”星系样本选择 |
| 3.2.1 选源标准 |
| 3.2.2 定义颜色中心“反转”星系 |
| 3.3 “反转”星系测光结构 |
| 3.3.1 二维表面亮度测光分解 |
| 3.3.2 测光结构与“反转”特性相关性研究 |
| 3.4 “反转”星系统计研究 |
| 3.4.1 星系恒星质量-颜色分布 |
| 3.4.2 控制样本 |
| 3.4.3 与Dn(4000)中心“反转”星系比较 |
| 3.5 小结 |
| 第4章 总结与展望 |
| 参考文献 |
| 致谢 |
| 个人简历、在学期间发表的学术论文与研究成果 |
（6）超高能宇宙线从何而来?（论文提纲范文）
| 1 科学意义 |
| 2 近年来的研究进展 |
| 2.1 宇宙线电子和核子 |
| 2.2 高能伽马射线 |
| 2.3 高能中微子 |
| 2.4 宇宙线加速理论 |
| 3 总结与展望 |
（7）暗物质多信使间接探测与DAMPE数据分析（论文提纲范文）
| 摘要 |
| Abstract |
| 第一章 引言 |
| 1.1 暗物质观测证据 |
| 1.2 暗物质的粒子物理模型 |
| 1.2.1 轴子与类轴子粒子 |
| 1.2.2 弱相互作用大质量粒子 |
| 1.2.3 惰性中微子 |
| 1.3 暗物质探测 |
| 1.3.1 间接探测 |
| 1.3.2 直接探测 |
| 1.3.3 对撞机探测 |
| 1.4 暗物质粒子探测卫星 |
| 1.4.1 塑闪阵列探测器 |
| 1.4.2 硅阵列探测器 |
| 1.4.3 BGO量能器 |
| 1.4.4 中子探测器 |
| 1.4.5 仪器响应 |
| 第二章 基于反质子的暗物质间接探测研究 |
| 2.1 宇宙线的传播 |
| 2.2 疑似暗物质信号 |
| 2.2.1 总结和讨论 |
| 2.3 补充讨论 |
| 2.3.1 背景参数 |
| 2.3.2 pp相互作用 |
| 2.3.3 宇宙线源的分布 |
| 2.3.4 天体物理解释 |
| 2.4 对反质子的进一步研究 |
| 2.4.1 传播模型参数和背景反质子 |
| 2.4.2 暗物质对反质子的贡献 |
| 2.4.3 小结和讨论 |
| 附录：从AMS-02的B/C和碳核流量的拟合中得到的传播参数的协方差矩阵 |
| 第三章 银心GeV超的自相互作用模型下伽玛射线分布的研究 |
| 3.1 弥散伽玛射线的空间分布 |
| 3.2 伽玛射线辐射的形态的研究 |
| 3.2.1 伽玛射线辐射的不对称度 |
| 3.2.2 球谐展开 |
| 3.2.3 不对称度的鲁棒性 |
| 3.3 讨论 |
| 第四章 悟空号在轨数据的e/p鉴别 |
| 4.1 主成分分析法 |
| 4.2 结果 |
| 4.3 本底估计 |
| 4.4 误差估计与电子能谱 |
| 第五章 悟空号的Fluka模拟 |
| 5.1 方法 |
| 5.1.1 简化方案 |
| 5.1.2 简化结果 |
| 5.2 模拟结果 |
| 第六章 总结与展望 |
| 参考文献 |
| 攻读博士学位期间完成的学术成果 |
| 致谢 |
（9）关于“暗能量”的猜测（宇宙两暗问题探索之三）（论文提纲范文）
| 1 暗能量是星系所发射的稳定、各向同性电磁辐射 (即暗物质) 的压强 |
| 2 本文的猜测与观测结果的比较 |
| 3 讨论 |
| 3.1 星系产生后暗能量的状态方程 |
| 3.2 宇宙黑暗时期的暗能量及其状态方程 |
| 3.3 保持宇宙的平坦性 (Ω=1) 的机制 |
| 3.4 宇宙膨胀过程中存在的三个阶段的解释 |
| 4 结论 |
（10）宇宙的黑暗面（论文提纲范文）
| 暗物质无所不在 |
| 旋转的星系 |
| 两个星团的碰撞 |
| 宇宙微波背景 |
| 宇宙的演化 |
| 暗物质和星系“种子” |
| 模拟宇宙的形成 |
| 暗物质存在的证据 |
四、英科学家发现宇宙暗物质星系（论文参考文献）
- [1]诺贝尔物理学奖百年回顾（续）[J]. 张妙静,厉光烈. 现代物理知识, 2021(01)
- [2]VLAST硅微条径迹探测器模块原型设计及参数化模拟研究[D]. 汪慎. 中国科学技术大学, 2020(01)
- [3]PandaX-nT暗物质直接探测实验读出电子学系统研究[D]. 王淑文. 中国科学技术大学, 2020(01)
- [4]星系尺度强引力透镜的寻找及应用[D]. 李瑞. 中国科学院大学(中国科学院云南天文台), 2019(04)
- [5]低红移星系中空间可分辨的恒星质光比研究[D]. 杜珵. 清华大学, 2019(02)
- [6]超高能宇宙线从何而来?[J]. 胡红波,王祥玉,刘四明. 科学通报, 2018(24)
- [7]暗物质多信使间接探测与DAMPE数据分析[D]. 崔明阳. 南京大学, 2018(09)
- [8]揭秘宇宙的“黑暗面”[J]. 张唯诚. 百科知识, 2018(06)
- [9]关于“暗能量”的猜测（宇宙两暗问题探索之三）[J]. 徐丽琴,徐来自,张雪峰,李永峰. 内蒙古科技大学学报, 2017(02)
- [10]宇宙的黑暗面[J]. 方陵生. 世界科学, 2017(06)