王宇[1]2005年在《基于暗晕模型对暗物质和星系分布的统计研究》文中指出本文基于暗晕模型研究了暗物质和星系的叁点相关函数及其对应的Fourier变换——Bispectrum。此外,我们建立一种新的关系描述星系的恒星质量、星系半径和恒星速度弥散之间的联系——MRD关系,基于这种新的关系研究星系动力学的性质。全文共分四章:第一章对宇宙大尺度结构形成的一些背景知识作一个简单叙述,从标准宇宙学模型讲起,简单介绍线性扰动理论和原初密度扰动的演化,以及密度扰动演化到非线性阶段的最简单模型——球对称塌缩模型。第二章对常见的一些数值模拟样本的统计方法作一个简单介绍,主要介绍了两点相关函数和叁点相关函数及其对应的Fourier变换——功率谱、Bispectrum。此外,本章还简单介绍了一些大的红移巡天,及基于相应红移巡天,拥有相同观测选择效应的数值模拟样本的构造。第叁章首先从暗晕分布与宇宙密度场的关联性及暗晕分布与星系空间分布的关联性出发,简单介绍了暗晕的质量函数,密度轮廓,偏袒因子和占据数模型。然后,主要介绍基于暗晕模型的暗物质的叁点相关函数,我们的结果表明,基于暗晕模型的暗物质和星系的叁点相关函数的理论结果与高精度的N体数值模拟样本结果进行比较,符合很好。我们发现在小尺度(r≤0.5h~(-1)Mpc)上,暗物质的叁点相关函数对暗物质在暗晕中的分布情况比较敏感,而在大尺度(r≥2.0h~(-1)Mpc)上,暗物质的叁点相关函数对超大质量暗晕的丰度却非常敏感。更进一步,我们基于条件光度函数模型和暗晕模型研究星系的叁点相关函数,并且与高精度的N体数值模拟样本结果进行比较,符合很好。但我们发现星系的叁点相关函数分别对小尺度上星系在暗晕中的空间分布和大尺度上超大质量暗晕的丰度的敏感程度却不象暗物质的叁点相关函数那么明显。最后我们将基于条将光度函数模型的数值模拟样本加上2dF观测样本的观测选择效应,生成Mock样本,将所得数值模拟样本的叁点相关函数与2dF观测样本的结果进行比较,符合很好。此外,我们还研究了星系类型和星系光度对星系的叁点相关函数的影响,我们发现早型星系的归化的叁点相关函数高于晚型星系的结果,而星系的叁点相关函数对星系光度却只有微弱的依赖。在第四章中,基于早型星系样本EⅠ、EⅡ以及Yang等提供的SDSS group样本,我们采用一种新的关系描述星系的恒星质量、星系半径和恒星速度弥散之间的关系——MRD关系,基于这种新的关系研究星系动力学的性质。在我们的工作中。首先对MRD关系和FP关系做了细致的比较,在SDSS的四个波段上MRD关系都比FP关系拥有更小的均方根弥散,更进一步我们将MRD关系和FP关系结合起来计算早型星系的质光比函数,我们发现星系的质光比函数不但是星系光度的函数,也是恒星速度弥散的函数,从星系质光比函数的复杂性分析,我们认为MRD关系是对星系动力学性质更加直接的研究。在此基础上,我们研究了早型星系居住环境对它的MRD关系的影响,以及早型星系的MRD关系与星系内秉性质的关联。
杨小虎[2]2002年在《宇宙大尺度结构的统计研究》文中进行了进一步梳理本文介绍了宇宙大尺度结构研究中的统计分析方法及其应用。全文共分四章。第一章介绍了宇宙学大尺度结构形成理论的一些基本背景。分四个部分：理论、观测、数值模拟和统计分析来讨论；他们是相互独立而又紧密联系在一起的。从第一章，我们可以知道：(1)、宇宙大尺度结构是如何在原初微扰的基础上通过引力不稳定作用下逐步演化的；(2)、目前有关大尺度结构的观测项目如星系红移巡天等，及获得的观测结果；(3)、利用数值模拟进行宇宙学研究以及取得的成果；(4)、如何构造统计分析方法，从观测样本获取宇宙学基本信息。其中数值模拟和统计分析是连接观测和理论的桥梁。第二章详细介绍了一个具体数值模拟——LAMOST红移巡天样本构造——所需要的环节。本章讨论了数值模拟中宇宙学模型参数的选取，模拟的实施，星系偏袒效应，以及各种观测效应等。并对构造的星系样本作了统计评估。第叁章中我们建立了基于离散小波变换(DWT)的多分辨分析方法。由于DWT分析的正交完备性(包括不同尺度间，不同位置间的正交)，以及在相空间的局域性，可以对大尺度结构进行多尺度分解。其中大于一维的DWT分解和传统Fourier分析不同，它不具备旋转不变性，而只有指标轮换不变性。因此一些和表象模有关的效应如：径向选择效应、红移畸变效应等，可以利用DWT模的特点来考虑。在第二节，我们探讨了DWT分析的一些特点，并给出了测量星系功率谱方法。作为DWT功率谱的具体应用，在第叁节对实际观测的LCRS样本作分析，其中考虑了各种观测效应的影响，结果显示DWT功率谱给出了LCRS样本所含宇宙信息的适切估计。DWT可以自动给出正交的尺度分解，而且在DWT表象的功率谱红移畸变效应由对应的速度谱决定；我们在第四节讨论了宇宙速度场的DWT分析。DWT对速度显示了很好的对数正态分布，它受一些非线性成团理论的支持。在第五节我们讨论DWT表象的红移畸变效应。由于DWT表象的红移畸变效应和模的形状有关，我们可以利用非对角DWT功率谱构造β因子的测量方法。另外，DWT分析可以给出红移方向选择函数的估计，即从星系分布中直接得到选择函数；我们还考虑了它对红移畸变效应的影响。从数值模拟样本的检验结果可知，DWT功率谱可以给出有效的红移畸变参数的估计，而不需要假设宇宙学模型；还可以进一步给出DWT表象的速度弥散；重构实空间功率谱。第四章包括两部分内容。一个是试图从星系-星系的弱引力透镜效应来研究对应的透镜星系所处暗晕的物理特性，包括其质量，半径，分布等。我们在McKay et al．(2002)分析Sloan Digital Sky Survey的星系-星系弱引力透镜效应基础上，利用数值模拟样本，较详细地探讨了透镜星系和暗晕的关系，分析了其质光比等。第二部分给出了不同光度星系在暗晕中分布的研究。我们建立了一种条件光度函数Φ(L|M)dL的模型，它给出了质量为M暗晕内，光度为L±dL／2范围的星系数目。在这个模型中我们同时考虑了星系光度函数、星系成团效应、Tully-Fisher (TF)关系的限制。根据模型预言和观测结果的比较，我们可以给出宇宙学和星系形成的强限制。而且可以解除最近基于弱引力透镜效应和星系团丰度研究给出的功率谱归一化σ_8值和物质密度Ω_0之间的耦合关系。对于平直ACDM宇宙学模型，根据最近的弱引力透镜给出的σ_8值，条件光度函数模型给出了最佳值为Ω_0～0.3；当Ω_0≤0.2时，星系相关长度过大；而Ω_0≥0.4则给出了太高的质光比，和观测的TF关系不符合。对参数为Ω_0=0.3和Ω_A=0.7的ACDM调和宇宙学模型，拟合结果给出的质光比相对TF关系稍高。我们讨论了一些可以解决这个问题的方案，如稍微改变σ_8和Hubble参数，假设宇宙中是以温暗物质为主；或者目前的观测结果有一定的误差，可能存在暗星系等。最后我们还给出了本地宇宙的星系光度分布的一些统计，如：得出约50％的光是由质量小于2×10~(12) h~(-1)M_☉的暗晕提供的。最后有关小波变换的一些基本数学运算，小波表象一些变量的计算，以及NFW密度轮廓的二维投影等在附录中给出。
杨毅彬[3]2008年在《离散小波方法在宇宙大尺度结构及引力透镜中的应用》文中研究说明本文主要介绍了我们对宇宙大尺度结构的统计分析方法和对引力透镜的一些研究成果。宇宙大尺度结构和引力透镜是当前天文学研究中非常前沿的课题。它们对于理解宇宙的物质分布和演化具有极其重要的意义。全文共分为六章。在第一章中我们简单的介绍了宇宙大尺度结构的相关背景知识,一共分为四个部分。我们分别介绍了标准宇宙学模型、结构形成理论、大尺度结构的统计研究以及大尺度结构的数值模拟及观测现状。第二章中,我们介绍了引力透镜的基本理论以及它的数值算法。我们给出了引力透镜的基本参数和方程,介绍了临界曲线和焦散曲线的概念。并讨论了引力透镜的主要应用。此外我们简单的介绍了强引力透镜的数值算法。包括面密度,偏转角偏转势和临界曲线的数值计算技术。第叁章中我们介绍了小波方法在天体物理中的几个应用,包括密度场的多尺度小波分析,以及小波去噪声方法。第四章中我们基于小波多尺度分析方法,提出了一种可用于计算叁维数值模拟样本面密度的平滑算法。并引入了数学上新近发展的基于离散小波变换的去噪方法来去除多余的噪声。为了检验去噪算法的效果,我们分别处理了几组高斯噪声和泊松噪声数据,结果表明小波去噪方法能够非常有效的去除高斯噪声和泊松噪声,大大提高了数据的信噪比。随后我们利用该平滑算法研究了两组不同质量解析度的引力透镜数值模拟样本,样本采用了暗物质晕的等温椭球模型,使用蒙特卡罗方法生成。计算结果表明此算法能够在很高的精度上构建引力透镜模拟样本的投影面密度分布轮廓,由面密度计算出来的透镜的临界曲线和焦散曲线也能较好地和理论曲线吻合,结果是令人满意的。同时比较了叁组不同的小波基的计算结果,包括Daub4,Daub6和3阶B-spline函数,给出了最优的选择。最后我们还计算了一组N体数值模拟样本产生的引力透镜样本的临界曲线,计算结果表明数值模拟产生的子结构对透镜的临界曲线基本没有影响,然而物质流对临界曲线的影响却是很明显的。在计算包含大量数据的样本的功率谱的时候,人们通常先将粒子的质量分配到网格上,然后利用快速傅立叶变换算出其功率谱。但是这一过程会不可避免的带来重影效应,算得的功率谱在接近Nyquist频率的地方会带来很大的偏差。第五章中,基于Beylkin方法,我们给出了一种能够精确测量包含大量数据的样本的功率谱的算法。我们比较了传统的质量分配格式诸如NGP,CIC以及TSC和我们的算法算得的功率谱。我们采用了两种不同的尺度函数Daub6和3阶B-spline函数,样本则采用了泊松样本和Virgo数值模拟样本。结果表明B-spline函数计算出的功率谱能够和理论值吻合的相当好。它的优势在于不加入任何修正就可以精确的计算出功率谱。即使在接近Nyquist频率的尺度,它也能够很好的去除重影效应。最后在第六章,我们总结了全文并对今后的研究方向提出了一些展望。
安涛[4]2004年在《高光度活动星系核和暗弱银心天体Sgr A～*的射电观测研究》文中研究表明活动星系核(AGN)，顾名思义，是指活动星系的核心。活动星系的辐射除了主要来自恒星的热辐射外，还有一定量的非热辐射，而这些非热辐射产生于核心很小区域内，且常伴有强发射线。通常所说的活动星系核现象就是指发生在星系核心的高能天文现象。一股认为活动星系核的能量来源于中央超大质量黑洞的吸积过程。活动星系核的“统一模型”认为不同种类AGNs的差别主要是取向效应造成的。当相对论性喷流和视向非常接近时，观测到的核的亮度会由于多普勒效应被放大很多倍，喷流分量的视横向运动也会因为投影效应被放大甚至超过光速。EGRET空间高能γ射线望远镜在高于100MeV的波段上检测到66个活动星系核，它们的辐射具有高度相对论性，在分类上被归为blazar天体。攻读博士期间我参加了EGRET活动星系核子样本的观测研究，对主导详细研究了几个样本源。 最近几年对邻近星系的巡天观测发现一些近邻亮星系的核心包含着致密的射电源，这些位于星系核心的致密射电源具有很多类似于典型的高光度活动星系核(AGN)的观测特征，有些人认为这些星系核心有可能包含着类似于AGN的中央超大质量黑洞系统。但是相比之下，近邻星系核的亮度较低，亮温度约10~8K，因此这些近邻星系核被命名为低光度活动星系核(LLAGN)。我读博士期间还参加了一个典型的低光度活动星系核—银河系中心致密射电源Sgr A~*的多频率射电观测研究工作。 本文的主要研究工作分为两大部分：第一部分由第一章到第五章组成，主要研究了叁颗核主导活动星系核(1502+106，1611+343和3C 273)和一颗致密陡谱源(3C 286)的射电观测辐射性质。第二部分由第六章和第七章组成，对银河系中心致密射电源Sgr A~*的多频率射电观测进行了分析研究。第叁部分(第八章)对今后的研究方向进行了展望。 第一章对活动星系核的观测性质进行了概括性介绍，并简单介绍了本文的研究内容。 第二章对一个高偏振类星体1502+106在射电波段进行了多历元、多频率分析研究，观测历元从1994年6月到2002年12月共8年多时间，观测频率包括了2.3、5.0、8.3、24.4和43.1 GHz。文中给出了不同分辨率下1502+106的毫角秒尺度射电图像，揭示了一个连续的弯曲喷流结构。我们利用8年间的观测数据，对1502+106毫角秒尺度喷流分量的自行进行了测量，在4个分量中检测到视超光速运动，估算的速度分布在10.5c和37.3c之间，这个结果显示出1502+106中存在非常接近视线方向的高度相对论性喷流。我们的观测结果显示1502+106的射电观测性质和γ射线辐射强的blazar天体很相似，它可能是一个EGRET源，但是还需要进一步证认。摘要 第叁章对光学迅变体1611+343的5 GHZ EVN观测资料进行了分析处理。1611+343的总强度图显示在核南方距离约3毫角秒处喷流有一个向东约90度的弯曲，偏振强度图显示在这个喷流弯曲的位置上偏振强度达到了最大。文中分析了倾斜激波反射导致喷流弯曲的可能性。射电核的亮温度超过能均分极限，喷流分量的视横向速度超过光速，这些观测结果显示1611+343中存在相对论性束流。文中将过去20年中射电流量监测和过去9年中喷流分量喷射作了相关性研究，发现4个喷流分量的喷射和射电流量爆发相关。 第四章对类星体3C 273的VLA两历元、双频率射电观测资料进行分析处理，揭示了不同分辨率下3C 273的千秒差距尺度射电结构。3C 273的射电喷流形态和谱指数分布符合“回流”模型。本文在射电波段发现了喷流末端热斑中谱指数反转，这一观测现象意味着热斑中的相对论性电子重新加速，而磁重联过程可能是导致电子重新加速的原因。 第五章分析了致密陡谱源3C 286的两历元双频VLA观测，给出了高动态范围的千秒差距尺度射电图像。在中央分量和西部分量之间有一些团块状结构可能是喷流和星际介质相互作用造成的。整个源结构被陡谱成分主导。文中对核主导因子和正反向喷流亮度比等相对论性束流效应的指标进行了分析，发现千秒差距喷流不存在相对论性束流效应。本文的结果符合喷流起始处弯曲对3C 286射电结构的解释。 第六章回顾了银心致密射电源 SgrA*的研究历史，概述了它的辐射性质。 第七章详细介绍了历元2003一06一17在七个射电频率上的VLA观测以及数据处理过程，并对观测结果进行了分析讨论。我们在90厘米波段的VLA观测中检测到SgrA*的辐射，从而肯定了最近叁年中发表的1 GHz以下检测到SgrA*的观测结果。历元2003一06一17的观测是首次在射电波段上进行的多频率观测，观测波段从90厘米到7毫米，我们的射电观测和同一天其它波段(亚毫米波、红外和x射线波段)的观测结合在一起构成了SgrA*全波段观测!本文分析了射电观测谱在低频90厘米波段向下弯转的物理机制，并分析了过去30年中低频观测谱反转频率(七urllove frequency)的变化。我们认为低频波段谱形向下弯转是因为吸积半径内“自由一自由”吸收光深在低频增大造成的;而来自SgrA*附近的超大质量恒星的恒星风的变化导致进入吸积半径内的吸积流成分发生变化，引起 SgrA*“自由一自由吸收”低频截止频率在过去30年内从约1.5 GHZ转移到0.4 GHZ附近。 第八章对今后将要开展的研究进行了展望。我们已?
赵新华[5]2007年在《日地扰动事件的统计分析及相关预报方法的综合研究》文中研究说明太阳瞬变爆发活动,如太阳耀斑、射电爆发、日冕物质抛射等,是造成行星际扰动及相应非重现性地磁扰动的主要原因,具有强烈的地球物理效应,是空间天气学研究的重要内容。本文以观测资料的统计分析为主,在积累大量样本事件的基础上,进行太阳爆发活动、行星际扰动和相应地磁扰动的相关性分析及相关预报方法的研究,对影响太阳暴及其产生的行星际太阳风暴能否到达地球、何时到达地球及其引起地磁暴强度的因素进行了综合研究。搜集了1997.2-2002.8期间347个伴随有II型射电暴发生的太阳耀斑事件,研究了太阳爆发活动的观测特征及大尺度日球电流片位形对相应激波能否到达地球的影响。统计结果表明:(1)到达地球的行星际激波最可能起源于日面上东经10度到西经30度之间区域;(2)行星际激波的地磁效应关于源区位置分布存在东西不对称性,大的地磁暴事件多由起源于日面中心附近和西半球的事件触发,同时发现大扰动事件的地磁效应具有更显着的东西不对称性,最容易触发大磁暴的扰动源位置在西经20度附近;(3)激波到达地球的几率随爆发源到日地连线角距离的增加而下降;(4)日球电流片大尺度位形对行星际激波能否到达地球有重要影响,一方面,事件数目分布的峰值位于电流片附近,但爆发源靠近电流片的弱激波到达地球的几率较小;另一方面,在相同角距离下,爆发源和地球位于电流片同侧的激波事件传播到地球的几率较异侧激波大。基于CME爆发的日面位置和太阳源表面磁场观测,建立了一种定量描述CME爆发源、日球电流片和地球叁者之间相对位置的坐标系-电流片磁坐标系(CMC),在此坐标系下统计研究了1997.1-2002.11期间100个到达地球的CME-ICME事件的分布特征及其地球物理效应。结果表明:CME主要起源于太阳上闭合磁力线区域,超过3/4的事件其CME爆发源和地球位于电流片的同一侧,异侧的CME事件较少能够到达地球,日球电流片对CME-ICME的跨越传播具有“阻碍”作用;大磁暴事件多为同侧事件触发,并且随着相应地磁扰动强度的增加,同侧事件所占比例逐渐上升,异侧事件比例显着下降,Dst<-200nT大磁暴100%对应于同侧事件。给出一种预测行星际激波到达时间的新方法-SPM(Shock Propagation Model)模型。模型输入参数为太阳扰动的开始时间、X耀斑持续时间、初始激波速度、角宽度和背景太阳风速度,可以输出相应激波传播到行星际空间任意径向距离处所需要的时间。预报给出的时间可以比相应扰动的到达时间提前1～3天。对165个样本事件的试验表明,SPM模型给出的相对误差小于10%的事件占27.88%,小于30%的事件占71.52%,小于50%的事件占85.46%。与国际流行的激波到达时间预报模式STOA、ISPM、HAFv.2相比,对于相同的样本事件来说,SPM模型给出的误差都不大于其它模型,显示了该模型在空间天气实时预报中所具有的潜力。另外,在电流片磁坐标系下,考虑了CME爆发源、日球电流片和地球之间相对位置对其到达时间及相应地磁暴强度的影响,给出一种利用CME朝向地球的有效传播速度来预报其到达时间和定量估计相应地磁扰动强度的经验方法。
沈世银[6]2003年在《星系大小分布的统计研究》文中进行了进一步梳理本文利用了Sloan数值巡天计划fSDSS)中得到的一个近140，000个星系的样本，系统的研究了星系的大小分布以及其对光度，恒星质量和星系形态的依赖关系。SDSS的大样本数据使得本文得到了高精度的统计结果。对于给定形态的星系，在给定光度(或恒星质量)处其大小的分布较好的遵从一对数正态函数，因此可由其中值R和弥散σ_(lnR)两个参数加以定量描述。对于晚型星系，存在一个特征光度M_(r，0)～-20.5，其对应的特征质量为M_0～10~(10.6) M_⊙。对于大质量(M》M_0)的星系有(?)∝M~(0.4)和σ_(lnR)～0.3；而对于小质量(M《M_0)的星系来说则有(?)∝M~(0.15)和σ_(lnR)～0.5。对于早型星系来说，(?)-M关系的斜率明显来得更陡，有(?)∝M~(0.55)，但σ_(lnR)-M关系和亮的晚型星系相似。对于星系的大小—光度关系来说，星系的大小对波段的依赖性较弱。星系作为总体来说，其大小分布在亮端和早型星系类似，在暗端和晚型星系类似。暗红星系的大小分布具有不依赖于自身光度的特征。M_r～20.5的早型星系具有最高的表面亮度。 我们构建了简单的理论模型来解释观测得到的不同形态星系的大小一质量关系。模型表明，如果重子物质的组份由标准反馈模型给出，那么晚型星系的(?)-M关系则可得到较好的重现。而要进一步拟和晚型星系的σ_(lnR)-M关系则要求在低角动量暗晕中形成的星系的核球和盘的质量比(B／D)更高，并且核球的物质将自身的部分角动量传递给盘。如果假设核球的形成保证盘处于临界稳定的条件下即可得到以上场景。对于早型星系来说，观测得到的(?)-M关系不能由椭圆星系是由今天的两个盘状星系合并而形成的简单模型加以解释。而如果假设早型星系是由小的前身星系反复合并而来，并且前身星系的大小质量类似于暗的椭圆星系(或者是高红移的Lyman-break星系)，而且在束缚能相对较强的轨道上发生合并的话，那么得到的结果和观测较为一致。 我们利用晚型星系的形成理论模型进一步讨论了漩涡星系的Tully-Fisher(TF)关系的第叁参量问题。我们的模型预言星系的盘在它们的基本性质的参数空间里分布在一个平面上，而TF关系则几乎是沿着平面方向的投影。利用大半径处的旋转速度作为特征速度通常会导致更大的TF关系的弥散。在搜寻第叁参量的过程中，我们发现盘的特征尺度以及旋转曲线的形状都和TF关系的弥散有所相关。我们理论模型预言的(Log L，Log V_m，Log R_d)空间中的基本面为L∝R_d~(α′)V_m~(β′)，并且α′～0.50和β′～2.60。这个结果和基于观测数据的初步结果基本一致。利用等光度半径作为第叁参量得到的结果有α′的值更高，β′的值更低，而弥散更小。在我们的模型参数当中，任何一个的弥散都会在TF关系中产生显着的弥散，其中由自旋参数和晕的致密度参数引起的弥散可由引入R_d作为第叁参量加以有效的消除，而质量组份m_d引起的弥散则可由表示旋转曲线形状的参数更好的消除。因此将漩涡星系的TF关系和基本面结合起来研究可对现有的星系形成的理论模型提供更进一步的约束。
郑亚辉[7]2016年在《基于非广延统计理论的自引力系统热力学问题研究》文中研究指明在经典引力热力学中,由于玻尔兹曼熵的凹性破缺,负热容总是出现在自引力系统中。这种负热容与系统的动力学不稳定性相联系,它导致了引力热灾变现象。因此,经典引力热力学认为自引力系统总是不稳定的。然而,这点是与观测相矛盾的。实际的引力系统,总是经历一个由不稳定到稳定的演化过程。本博士论文正是从这一点出发,基于非广延统计理论,对自引力系统的热力学问题展开系统的研究。我们提出了温度二重性原理,它解决了长期困扰人们的一个基本问题,即温度定义问题。这个原理将温度概念一分为二,分别叫物理温度和拉格朗日温度,二者在非广延统计中扮演着不同的角色。将温度二重性原理用到实际气体,得到了符合实验规律的结果。它还可以用来论证两种幂律分布函数,即等温分布和非等温分布之间的等价性。我们讨论并强调了杜氏关系的重要性。这个关系式是非广延统计理论所独有的,它指明了拉格朗日温度梯度与长程势梯度之间的内在联系。根据杜氏关系,我们在自引力系统中提出了非广延参数的两种物理解释,其中一种解释成为了我们即将定义的引力温度概念的统计基础。利用杜氏关系,可以将对流不稳定判据修改为用非广延参数表达的形式。我们利用杜氏关系,及参数的均匀性条件定义了引力温度概念。引力温度标志着系统的Tsallis平衡态,它的梯度能引起引力热流。引力温度被用来研究太阳的分层结构,我们发现在太阳不同区域都存在热流现象。我们证明了非广延熵在自引力系统的有界性。这意味着系统存在熵的全局最大值,经典熵的凹性破缺现象不会出现了。根据熵凹性我们定义了引力热容概念,并推导了非广延框架内正则系综的热力学稳定性判据,同时我们还给出了该判据的非广延参数表达式。我们在非广延框架内研究了引力热灾变问题。在改进前人工作的基础上,我们证明了引力系的热力学演化会引起非广延参数的增加。参数增加又会导致多方指数的减少。其后果是系统会最终满足稳定性条件,从而演化到一个热稳定状态,引力热灾变过程因此就被中止了。上述过程表明参数演化在天体物理系统演化中起着重要作用。由于参数演化,孤立自引力系统必然会发展出核晕结构,而一个与热源接触的系统则不会发展出这种结构。也是因为参数演化,自引力系统的熵在达到平衡态时会随着时间而减少。这与热力学第二定律并不冲突。这是因为此时造成参数演化的机制是引力系统辐射能的释放。此时的自引力系统不能再被看成孤立系统了,而是跟真空构成了一个复合系统。很容易可以证明,这个复合系统的熵因为热辐射而增加了。
李国亮[8]2006年在《多体模拟星系团中的强引力透镜现象》文中研究说明本文重点讨论了强引力透镜在N体数值模拟中的应用。相比于早期解析形式的透镜模型，N体数值模拟给出的物质分布更加复杂，透镜的各种性质必须要通过数值计算给出。如何利用数值模拟给出的离散粒子，重建一个可信的、低噪音的面密度投影是基于N体数值模拟的引力透镜研究面临的第一个问题。为了解决这个问题，我们提出了一种基于叁维SPH(Smoothed Particle Hydrodynamics)内核函数的SI(scatter and integrate)面密度算法。首先用蒙特—卡罗模拟一个均匀体分布和等温椭球分布来进行算法的误差分析。随后讨论了一个真实的N体数值模拟的星系团里的子结构和噪音对强引力透镜的影响。我们用Bradac等人2004年的工作结果作为比较，来说明我们算法的优越性。结果显示，强引力透镜过程、特别是其中的高阶奇异行为是一个复杂的过程，高阶奇异行为不单受子结构的影响；面密度上的噪音水平、非引力绑定的物质流、透镜本身的性质、透镜所处的环境同样是相当敏感的参量。 利用一个ΛCDM模型下的大尺度N体数值模拟，我们研究了不同质量星系团对应的透镜巨弧的发生截面，进而得出星系团透镜巨弧的发生概率。背景源分布在红移0.6到7.0之间，轴比随机分布在0.5～1，轴比为1的源的直径取1.0″并令所有的源的面积保持相等。缩小源的有效直径到0.5″大约能使巨弧的发生概率提高50％。最可几的透镜红移随源的红移的增高而增高，对于长宽比L／W＞10的像，当z_s=1.0时，最可几的透镜红移在0.3，而当z_s=2.0时，最可几透镜红移在0.5。透镜的光深随源的红移有显着的抬升这与Wambsganss et al．(2004)相符和，但是绝对值仅为他们的结果10％～20％，而且同其他人的结果相比我们结果也总是偏低，这可以用不同的N体数值模拟参数以及像的形状分析方法来很好地解释。我们还统计了HMUs(highly magnified (and “undistorted” images)的统计概率，发现对于由放大率|μ|＞10和长宽比L／W＜3定义的HMUs的数目跟|μ|＞10，L／W＞10的巨弧的数目是可比的。最终的结果显示，虽然现在的观测和理论上还有很多的不确定性，但是理论预言的巨弧数目看起来总是低于实际观测。 WMAP(Wilkinson Microwave Anisotropy Probe)第叁年的观测结果与当前流行的宇宙学参数有很大的差距，主要体现在物质密度Ω_(m,0)和原初物质密度
夏琼[9]2018年在《典型海洋中尺度涡旋特征分析研究》文中认为中尺度涡旋是海洋环流的重要组成部分,其空间尺度通常在几千米到几百千米,时间尺度在几周到几个月。作为连接大尺度运动与小尺度运动的纽带中尺度涡旋对海洋中的物质、能量、热量等的传播与混合起着重要作用,同时对海洋中多尺度的运动、海洋生态、大气环境、以及气候变化等都有着十分重要的影响。本论文从欧拉以及拉格朗日两个角度分别对南海中尺度涡旋以及阿古拉斯涡旋进行了研究。欧拉方法以及拉格朗日方法在中尺度涡旋的研究上各有利弊,欧拉方法更适合研究涡旋的短期特征而拉格朗日方法对长期存在的涡旋以及涡旋对水体输运的研究上远胜欧拉方法。我们首先用欧拉方法对南海中尺度涡旋进行了统计研究,后着重研究了南海偶极子,讨论了南海偶极子的可预报性并首次对其进行经验预报,然后讨论了ENSO对南海偶极子的影响;接着介绍了拉格朗日非线性动力系统理论以及方法,并且将其应用在阿古拉斯涡旋的研究上,发现阿古拉斯涡旋并不像过去人们认为的那样携带高温高盐的阿古拉斯洋流水体横跨大西洋,能够跨越大西洋的阿古拉斯涡旋只携带了很少一部分的阿古拉斯洋流水体,其携带的大部分水体都来自于大西洋。同时针对阿古拉斯涡旋个例的研究表明作为超级连贯涡旋的阿古拉斯涡旋,其周围存在能够不断吸收非连贯水体的短期连贯环带,使得涡旋可以将周围的非连贯水体转为连贯水体而成长。并且发现阿古拉斯涡旋之所以能够长期保持连贯与其强动能边界密不可分。
黄崧[10]2014年在《近邻椭圆星系的测光结构与演化历史》文中提出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叁个性质上有区别的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。
参考文献：
[1]. 基于暗晕模型对暗物质和星系分布的统计研究[D]. 王宇. 中国科学技术大学. 2005
[2]. 宇宙大尺度结构的统计研究[D]. 杨小虎. 中国科学技术大学. 2002
[3]. 离散小波方法在宇宙大尺度结构及引力透镜中的应用[D]. 杨毅彬. 中国科学技术大学. 2008
[4]. 高光度活动星系核和暗弱银心天体Sgr A～*的射电观测研究[D]. 安涛. 中国科学院研究生院（上海天文台）. 2004
[5]. 日地扰动事件的统计分析及相关预报方法的综合研究[D]. 赵新华. 中国科学院研究生院（空间科学与应用研究中心）. 2007
[6]. 星系大小分布的统计研究[D]. 沈世银. 中国科学院研究生院（上海天文台）. 2003
[7]. 基于非广延统计理论的自引力系统热力学问题研究[D]. 郑亚辉. 天津大学. 2016
[8]. 多体模拟星系团中的强引力透镜现象[D]. 李国亮. 中国科学院研究生院（上海天文台）. 2006
[9]. 典型海洋中尺度涡旋特征分析研究[D]. 夏琼. 中国科学院大学(中国科学院海洋研究所). 2018
[10]. 近邻椭圆星系的测光结构与演化历史[D]. 黄崧. 南京大学. 2014
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