一、宇宙中暗物质不少（论文文献综述）
阿尔曼·苏力旦[1]（2021）在《考虑Sommerfeld效应以后的非对称暗物质残留密度》文中研究说明
乔琛凯[2]（2020）在《暗物质直接探测实验中相关的原子物理过程研究》文中研究表明暗物质问题是当今粒子物理学、天体物理学、天文学、宇宙学中的重要研究课题之一。目前,越来越多的天文学证据表明宇宙中存在大量不发光的暗物质。因此,对暗物质进行直接探测,是意义重大且迫在眉睫的事。暗物质直接探测实验主要是通过收集暗物质粒子与探测器原子散射之后产生的电离、闪烁光、热信号等,来探测暗物质粒子。在探测实验中所采用的探测器处在原子环境中,存在各种各样的原子物理过程。在暗物质探测实验中,了解探测器中的原子物理过程起着至关重要的作用。原子物理过程不仅仅对暗物质探测实验的本底分析十分关键,它们还能开辟新的实验探测通道,来探测未知的暗物质粒子。因而,研究这些原子物理过程对暗物质直接探测实验的影响,十分必要。在这篇学位论文中,根据暗物质直接探测实验的需求,选取两个典型的原子物理过程进行研究,它们是原子康普顿散射过程以及微小电荷粒子对原子的电离过程。其中,原子康普顿散射是暗物质直接探测实验中重要的X射线和伽马射线本底,研究原子康普顿散射可以有助于分析暗物质探测实验的本底过程。微小电荷粒子是超越标准模型理论中预言出的一类亚原子新粒子,带有非常微小的电荷。微小电荷粒子对原子的电离过程,是实验上探测微小电荷粒子的通道,研究这一过程,可以有助于从实验上来寻找微小电荷粒子,并限制其物理参数。在原子康普顿散射的研究中,本文利用相对论冲量近似方法,研究了 Si、Ge、Ar、Xe等原子的康普顿散射过程,这些元素构成暗物质直接探测实验的探测器材料。本文计算并分析了原子康普顿散射的散射函数,并研究了康普顿散射过程的微分截面以及康普顿散射能谱。在计算中,为了考虑相对论效应的影响,本文用全相对论的Dirac-Fock理论以及多组态Dirac-Fock理论来得到原子的基态波函数。这些理论计算结果显示,对低能量转移或低动量转移的康普顿散射过程,原子多体效应对康普顿散射有较大影响。未来,我们将通过实验来验证这些理论计算结果。除此之外,在原子康普顿散射的研究中,本文还对相对论冲量近似的算法进行了改进,并与之前的相对论冲量近似标准算法进行了对比。利用改进的相对论冲量近似算法,可以从数值上对Roland Ribberfors等人的相对论冲量近似标准处理方法中采用的某些简化近似进行检验。理论计算结果显示:当末态光子能量靠近“康普顿峰”区域时,Roland Ribberfors等人采取的近似才是合理的;当末态光子能量远离“康普顿峰”时,Roland Ribberfors等人的某些近似不再成立。通过与散射矩阵方法的结果以及实验测量对比,表明在远离“康普顿峰”区域,改进的相对论冲量近似算法仍然不够精确。这是由冲量近似方法本身的局限所导致的:冲量近似中,量子多体效应仅仅表现在电子运动学上,在散射的动力学过程中考虑得不充分。未来,将开发更新的方法,对康普顿散射进行更深入的研究。在微小电荷粒子的研究中,本文成功地将计算原子康普顿散射的相对论冲量近似方法,应用于微小电荷粒子对原子电离过程中。本文推导了理论公式并进行数值计算,并将结果与自由电子近似、等效光子近似等方法进行了对比。具体地,本文计算了微小电荷粒子对Ge、Xe原子电离的微分截面,还对进入探测器中该反应的事例数进行了估计。根据对探测器中反应事例数的估算,可以预言:在未来的探测实验中,假定探测器能量阈值可以达到100 eV,探测器本底水平可以达到0.1 count/kg·keV·day,可以将暗物质粒子微小电荷的探测灵敏度提高到δχ～10-8量级,并将中微子微小电荷的探测灵敏度提高到δv～10-12量级。
燕斌斌[3]（2019）在《基于PandaⅩ-Ⅱ实验探测WIMP与原子核自旋相关的反应》文中研究指明物理学界最有名的故事之一就是“两朵乌云”,这个故事也激励着一代又一代物理学家不懈奋斗,勇于探索未知。物理学走到今天,虽然标准模型的巍峨大厦看起来不可突破,但也有越来越多的发现超出标准模型的框架,例如中微子,暗物质,暗能量,这些都是目前物理学界最前沿的课题。与此同时,人类的探测手段更加的丰富,引力波的发现让天文学进入了双信使时代,黑洞照片的公布也印证人类观测能力的增强,新一代超级加速器也在论证之中。从天文现象到宇宙演化的很多的证据让我们深信暗物质的存在,以我们对客观世界的认识也让我们深信暗物质由暗物质粒子组成,弱相互作用大质量粒子（Weakly Interacting Massive Particle,WIMe,P）是最有希望的候选者[76]。为了揭开这朵新的“乌云”,人们从天上地下寻找暗物质粒子的踪迹,PandaⅩ实验就是其中一个地下暗物质直接探测实验。PandaX实验是由上海交通大学牵头发起,使用液氙作为探测媒介,实验室坐落于四川省西昌市的中国锦屏地下实验。目前正在进行的是580kg级的PandaX-Ⅱ实验,是目前世界上在运行的最大最灵敏的暗物质直接探测实验之一。截止到目前,实验还没发现任何弱相互作用大质量粒子,实验结果进一步压缩了其可能存在的参数空间。按照稀有物理发现的规律,突破性的物理结果往往就是在于坚持实验或不经意发现之中。世界各个暗物质探测组都在升级探测设备,就液氙暗物质直接探测技术来说,增加体积和压低本底是两大方向。PabdaⅩ合作组正在升级PabdaⅩ-4T实验,总共可以容纳6吨液氙,也有更加严格的本底控制。山东大学从2009年就成为PandaX合作组成员,本人从2015年参与到Pan-daX实验,此时PandaⅩ-Ⅱ已经完成了搭建,在之后的测试和运行中,每年有超过150天在现场参与工作,逐渐深入的了解探测器。我承担了 PandaⅩ-Ⅱ实验中的部分数据分析工作,包括单电子信号,探测器均匀性修正,探测器刻度等。作为主要完成人完成了暗物质与原子核自旋相关的反应分析的工作。本文章节如下安排:第一章为绪论,介绍目前暗物质探测的实验组及其进展;第二章介绍液氙作为暗物质探测媒介的性质;第三章介绍PandaⅩ-Ⅱ实验的组成;第四章介绍PandaⅩ-Ⅱ实验对信号的响应;第五章介绍探测器的刻度;第六章给出最终结果数据分析及总结展望。
沈建其[4]（2019）在《诸引力理论喧嚣尘上 中子星合并一扫乾坤》文中研究说明一、引子弱电统一理论主要创建者之一、1979年诺贝尔物理学奖获得者温伯格曾讲过一件颇发人深省的事情。他在20世纪60年代曾与一位年轻博士后聊天,他问对方在研究什么课题,对方回答在研究广义相对论和天体物理学等问题,温伯格问他为何不研究具有更为丰富的理论和实验内容的粒子物理学。年轻博士后认为,粒子物理学中目前各路理论
鲁文斌[5]（2018）在《标量暗物质现象学、中微子辐射质量与宇宙重子数不对称相关问题研究》文中指出足够多的天文学和宇宙学观测证据表明,我们的宇宙充盈着不发光的暗物质,而为了从粒子物理的角度解释其起源和属性,对超出标准模型新物理的研究成为当前的重要课题,而其中暗物质候选者的性质也各不相同。令人感兴趣的是,如果我们从对暗物质粒子的建模本身出发,以尽可能最小的成本去寻求标准模型的扩展,那么这些模型便有望被系统化地归纳到一类最小暗物质模型的框架中,它通过增添额外的SU（2）L单态或多重态来扩充标准模型,从而在其中寻求合适的暗物质候选者。仅有的多重态规范相互作用也让模型具有精准的预测性:遗迹丰度将对唯一的自由参数——暗物质的质量给出限制。增添的多重态粒子可能是标量粒子、费米子或矢量玻色子,对于费米子,只考虑规范相互作用是相当合理的,因为在可重整的框架下并不存在其他可能的与标准模型粒子的相互作用项。然而对于标量多重态,这种假设并不是完整的:标量场希格斯通道的四次耦合项将完全有理由存在。在本文中我们对惰性标量三重态暗物质模型进行了系统的分析,特别关注了由希格斯通道的相互作用带来的更丰富的现象学效应。我们的计算预言了希格斯通道和规范相互作用间的干涉效应能够导致暗物质-核子弹性散射截面的急剧减小,从而逃过所有直接探测实验给出的限制。来自具有非零超荷多重态的中性粒子将耦合到Z0玻色子,从而产生大大超出当前实验限制的强弹性散射截面。为了避开这个限制,一个可行的多重态暗物质或者需要超荷为零,例如实标量三重态暗物质模型,或者在非零超荷多重态中电中性分量实部和虚部之间的质量劈裂来有效抑制与原子核的非弹性散射过程。在本文中,我们首次提出了一种混合惰性标量三重态暗物质模型,其中具有非零超荷的复标量三重态和具有零超荷的实标量三重态通过与标准模型希格斯两重态的可重整化耦合项相互混合。这种混合机制产生了合适的质量劈裂,从而恢复了由非零超荷的复标量三重态提供暗物质组分的可能性。我们考虑了模型在三种渐近极限,亦即实三重态主导暗物质、复三重态主导暗物质以及均等组分暗物质情形下暗物质遗迹丰度和直接探测散射截面的解析近似。作为交叉验证,我们进一步对全参数空间暗物质遗迹丰度给出的限制进行了数值分析,结果与解析近似吻合的很好,并直观的说明了我们考虑的三种特殊的极限情形事实上包含了全参数空间的大部分相关特征。另一方面,大气、太阳、加速器及反应堆中微子实验确证了中微子具有微小的非零质量,这使得令人满意的新物理理论也被期待拥有更加深邃的动机来同时解决更多的问题,作为暗物质候选者的新粒子也可能在中微子质量的产生甚至宇宙重子数不对称的起源中扮演重要的角色。在本文的第一部分中我们考虑了包含Majorana费米子单态或三重态、实标量希格斯单态或三重态以及带轻子数的希格斯两重态的一类模型,在这类模型中,由于轻子数的软性破坏和Z2对称性的严格守恒,中微子的非零Majorana质量只能通过这些惰性场参与的相互作用在单圈图水平产生。同时,这些相互作用可以导致重质量惰性场的不对称衰变,从而实现自然的轻子产生过程来解释宇宙中的重子数不对称。在第二部分混合标量三重态模型中,我们引入了两种具有相反超荷的惰性费米子两重态来构造重质量的狄拉克费米子。惰性标量三重态和费米子两重态分别与标准模型轻子两重态的Yukawa耦合可以被用来产生中微子辐射质量,同时,与通常采用Majorana费米子衰变的方式不同,这里的轻子产生过程将由狄拉克费米子的衰变来产生轻子数不对称。
陈厚尊[6]（2017）在《探寻宇宙的黑暗面——浅论暗物质和暗能量（上）》文中研究说明"暗物质"和"暗能量"是如今两个在科技文里很火的高频词。或许是因为二者都有一个"暗"字在里面,好像显得很神秘,加上一些媒体撰稿人有意无意的图文渲染,愈显得高深莫测。实际上,暗物质和暗能量究竟是不是一种物质和能量,目前尚有争议,况且,两者之间也不存在一般物质和能量所满足的爱因斯坦质能关系
阿西木江·阿不都沙塔尔[7]（2017）在《非标准宇宙模型中的非对称暗物质残留密度计算》文中研究指明暗物质的存在是粒子宇宙学研究领域中最重要的发现之一,并为随后一系列的天文观测实验所支持。研究表明,宇宙中的物质主要是由暗物质组成,而普通的重子物质只占微小的一部分。暗物质的研究已成为天体物理、粒子物理和宇宙学的交叉热点,其中冷暗物质的观测研究也已成为当今最热门的一个研究领域。较为流行的暗物质候选者是超对称理论模型中被假设的超对称大质量弱相互作用粒子（WIMP）。本文主要讨论了非标准宇宙模型更高维的宇宙模型（braneworld）。几种不同的非标准宇宙学模型（scalar-tensor cosmology和quintessence）中计算出了对称暗物质粒子（粒子χ与其反粒子χ相同χ =χ）以及非对称暗物质粒子(粒子χ与其反粒子χ是截然不同的χ ≠χ的残留密度（relic density）。我们在这个工作中利用与上面工作类似的方法,在braneworld宇宙模型下对非对称暗物质残留密度进行计算。对于暗物质粒子之间的相互作用,我们利用了湮灭散射截面一般表达式<σν=a + 6bT/mx（T是宇宙温度,mx是暗物质粒子质量）,并分别讨论了 S-波（b = 0）和P-波（a = 0）湮灭情形。另外,目前众所认知的暗物质残留密度为ΩDMh2= 0.1138±0.0045,残留密度的反比值等于湮灭散射截面<σv>。braneworld宇宙也是一种非标准宇宙学模型。在这种模型预言BBN以前宇宙膨胀率H会有增长,因而会影响到非对称暗物质粒子的残留密度。在我们的工作中讨论了非对称暗物质在非标准宇宙模型中修正的退耦使粒子-反粒子之间的非对称性降低还是增长和宇宙早期膨胀率比标准宇宙快还是慢,非对称暗物质粒子的残留量在这个模型如何改变等。在非标准宇宙学中,如果散射截面足够小,让反粒子的量保持与其粒子数量相同,那么有可能间接探测到非对称暗物质粒子。当只有散射截面和5维普朗克质量尺度因子适当的值时,间接检测信号的约束可用于此类模型。
许优华[8]（2017）在《宇宙膨胀历史与暗能量状态方程的非参数化重构》文中提出上世纪90年代末,两个团队通过测量Ia型超新星的光度距离,各自独立地发现我们的宇宙目前正在加速膨胀。后来其他的一些观测,如宇宙微波背景辐射、宇宙大尺度结构和重子声波振荡,均为宇宙加速膨胀提供了坚实证据。然而,到目前为止我们仍然不清楚宇宙加速膨胀的物理原因到底是什么。为了解释宇宙加速膨胀,通常有两种解决方案。一种方案是认为广义相对论仍然可以精确描述宇宙在大尺度上的演化,因此将加速膨胀的原因归结为一种目前尚未发现的宇宙组分,也就是暗能量;另外一种方案认为我们所观测到的宇宙加速膨胀不是由暗能量引起的,而是因为广义相对论在宇宙学大尺度上不是一个完整的理论,需要引入适当的修正。然而到目前为止还不能从观测上对这两种方案进行区分。从观测的角度来说,要攻克宇宙加速膨胀的难题,首先就是要精确测量宇宙膨胀和演化的历史。哈勃参量H（z）是描述宇宙膨胀最直接的物理量。目前测量H（z）最直接且不依赖于宇宙学模型假设的方法是通过对星系的年龄进行微分,但是由于星系年龄测量的误差以及数值微分对随机误差的敏感性,这种方法给出的结果误差很大。通过BAO也可以较为直接的测量H（z）,但目前通过这种方法获得的数据点还比较少。除了直接测量以外,还可以通过观测数据对宇宙膨胀历史进行非参数化重构。本文的第一项工作就是利用Ia型超新星对宇宙膨胀历史进行非参数化重构。在研究的过程中我们提出了一个单调性先验假设（单调性prior）,借助于模拟样本,我们发现它可以大幅度地改善重构的结果,且不会对重构结果造成偏差。然后我们将单调性prior应用于实际的超新星样本来重构宇宙的膨胀历史,所得到的结果与用Planck 2015年的CMB数据最佳拟合的ΛCDM模型的预测以及从星系年龄得到的结果非常自恰。我们还将单调性prior用于预测未来WFIRST巡天超新星限制宇宙膨胀历史的能力,结果显示WFRIST超新星可以在低红移范围内很好地弥补DESI（利用BAO+LSS）和LSST（利用BAO+WL）巡天在低红移区域的不足,而在更高红移处WFIRST超新星可以与DESI和LSST之间可以进行交叉检验。不论是什么物理机制导致了宇宙加速膨胀,我们总是可以测量一个等效的暗能量状态方程,用于检验不同的暗能量模型以及修改引力模型。到目前为止人们还没有找到直接测量暗能量状态方程的方法,因而不少工作转而利用非参数化的方法从观测数据中进行重构。暗能量非参数化重构的一个缺点就是其结果的误差非常大,且这些误差都是由高频的成分所贡献的。为减小或控制误差,有两类选择:第一类是对重构结果进行高频滤波;第二类是在重构的过程中引入一个连续性prior来过滤高频成分。在本文的第二项工作中,我们仔细研究了连续性prior对暗能量状态方程非参数化重构的影响。借助模拟的超新星样本和模拟的CMB distance prior,我们发现,尽管连续性prior对降低重构的误差有很大帮助,但是容易给出偏差严重的结果。利用主成分分析,我们找到了重构结果出现偏差的原因,以及在什么样的情况下会出现偏差。基于我们在这项工作中所发现的问题,我们建议应该更加全面地对连续性prior或者其他类似的prior进行验证,避免在重构结果中引入偏差。
吴永成[9]（2017）在《超出标准模型唯象学：希格斯粒子，超对称及暗物质》文中提出2012年7月,大型强子对撞机上的两个实验组（ATLAS,CMS）宣布发现了希格斯（Higgs）粒子。这是标准模型中的最后一个被发现的粒子。粒子物理的标准模型在解释我们的自然界的时候取得了巨大的成功,但是也遇上了很多问题。首先,新发现的这个希格斯粒子是一个标量粒子,它的自能修正在标准模型中不受任何对称性的保护,会出现二次发散,从而引起自然性（Naturalness）问题。其次,正常物质只占整个宇宙物质能量组成的4%,而剩下的则是暗物质与暗能量,但是这两种成分都不能在粒子物理的标准模型的框架内被解释。同时,根据观测,整个宇宙的物质部分主要是由正物质组成。正反物质之间巨大的差异要求理论中有足够的CP破坏效应,但是标准模型也不能满足这个要求。针对标准模型中的这些不足,理论学家们提出了各种模型来补足标准模型,同时我们还需要利用各种实验来验证这些模型的正确性。论文主要从希格斯粒子相关物理,超对称模型以及暗物质三个方面入手,研究了希格斯粒子与τ轻子耦合的CP性质在大型强子对撞机上的唯象学,讨论了超对称模型中底夸克（b-quark）的超对称伴随子（sbottom）在大型强子对撞机上的新的探测道,并且也分析了超对称模型中的暗物质候选者处在一个特殊参数空间时,在各种暗物质实验中的探测情况。大型强子对撞机已经开始了在高能量区间的运行,各类暗物质实验也正在如火如荼地进行中,同时中国正负电子对撞机也在紧锣密鼓地预研中,现在是一个非常关键的时期,需要我们做好各方面的准备来迎接未来可能会出现的各种新物理的现象。
康熙,王鹏,罗煜,夏千里,潘恒星[10]（2017）在《星系空间取向的理论和观测研究》文中指出星系在空间的分布并非随机,在不同的尺度上呈现不同的排列特征.在星系和星系团等中小尺度上,卫星星系的分布倾向于分布在中央星系的主轴方向上.在大尺度上,中央星系的主轴倾向于指向大尺度的物质分布,如平行于大尺度的纤维结构.在更大尺度上,星系的主轴之间也有一定的取向关联.此外,星系的角动量也与大尺度物质分布有一定的关联.本文将回顾星系空间取向的相关理论和观测研究的进展,指出小尺度上星系的空间各项异性主要是由非球对称的暗物质晕决定的,与大尺度物质分布的相关性正是冷暗物质模型下结构形成的典型特征,研究星系在不同尺度上的各项异性分布有利于理解星系形成物理和限制暗物质、暗能量模型.
二、宇宙中暗物质不少（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、宇宙中暗物质不少（论文提纲范文）
（2）暗物质直接探测实验中相关的原子物理过程研究（论文提纲范文）
| 中文摘要 |
| 英文摘要 |
| 常用缩略词表 |
| 常用符号表 |
| 第一章 前言 |
| 1.1 暗物质存在的证据与暗物质探测的意义 |
| 1.2 暗物质的候选者 |
| 1.3 暗物质探测方法 |
| 1.4 暗物质直接探测现状 |
| 1.5 中国暗物质探测实验(CDEX) |
| 1.6 另一条途径——修改引力假设 |
| 1.7 课题意义和内容 |
| 1.7.1 原子康普顿散射 |
| 1.7.2 微小电荷粒子对原子的电离 |
| 1.8 论文结构 |
| 第二章 相关的原子物理以及量子多体方法 |
| 2.1 多体物理的重要性 |
| 2.2 原子轨道介绍 |
| 2.3 自洽场方法:Hartree-Fock理论以及Dirac-Fock理论 |
| 2.4 多组态Dirac-Fock理论(MCDF) |
| 第三章 原子康普顿散射的研究 |
| 3.1 原子康普顿散射的计算方法 |
| 3.1.1 自由电子近似(Free Electron Approximation) |
| 3.1.2 相对论冲量近似(Relativistic Impulse Approximation) |
| 3.1.3 来自原子体系的修正:康普顿轮廓及散射函数 |
| 3.2 康普顿散射函数以及康普顿散射对末态光子立体角微分截面的研究 |
| 3.2.1 原子散射函数的计算 |
| 3.2.2 原子散射函数差异的原因分析 |
| 3.2.3 原子各电子亚层对应的散射函数的贡献 |
| 3.2.4 一点补充:康普顿散射总截面的计算 |
| 3.2.5 小结 |
| 3.3 康普顿散射能谱的研究 |
| 3.3.1 两个简单例子 |
| 3.3.2 散射能谱中极大值与极小值的高度比 |
| 3.3.3 能谱的线性拟合及各壳层“平台”的斜率 |
| 3.3.4 各电子亚层“平台”的相对高度比 |
| 3.3.5 理论计算与模特卡罗模拟的比较 |
| 3.3.6 一点补充,特定角度范围散射的康普顿散射能谱 |
| 3.3.7 小结 |
| 3.4 相关的实验设计 |
| 3.5 本章总结 |
| 第四章 原子康普顿散射中相对论冲量近似的改进 |
| 4.1 对相对论冲量近似改进的基本思路 |
| 4.2 相对论冲量近似改进方法中对康普顿散射双重微分截面的计算 |
| 4.2.1 康普顿散射双重微分截面计算的最简单情形 |
| 4.2.2 对康普顿散射双重微分截面其它的等效计算 |
| 4.3 改进的相对论冲量近似方法的数值结果 |
| 4.3.1 对康普顿散射双重微分截面的数值结果 |
| 4.3.2 Roland Ribberfors等人近似X(K_i,K_f)≈X_(KN)和近似X(K_i,K_f)≈X(K_i (p_z),K_f(p_z))的正确性 |
| 4.3.3 等效康普顿轮廓(Effective Compton Profile) |
| 4.3.4 更多关于等效康普顿轮廓的讨论 |
| 4.3.5 数值方法的误差估计 |
| 4.4 冲量近似的局限性 |
| 4.5 改进的相对论冲量近似方法、散射矩阵方法和实验测量的对比 |
| 4.6 本章总结 |
| 第五章 微小电荷粒子对原子电离过程的研究 |
| 5.1 微小电荷粒子概述 |
| 5.2 微小电荷粒子的起源机制 |
| 5.3 微小电荷粒子对原子电离过程的计算方法 |
| 5.3.1 自由电子近似 |
| 5.3.2 等效光子近似 |
| 5.3.3 多组态混相近似(MCRRPA) |
| 5.4 将相对论冲量近似方法应用于微小电荷粒子对原子的电离过程 |
| 5.5 微小电荷暗物质粒子的研究 |
| 5.5.1 微小电荷暗物质粒子对原子电离过程的能谱 |
| 5.5.2 探测器内反应事例数的估算 |
| 5.5.3 未来实验对暗物质粒子微小电荷探测灵敏度的估计 |
| 5.6 微小电荷中微子的研究 |
| 5.6.1 太阳中微子的通量 |
| 5.6.2 微小电荷中微子对原子电离过程的能谱 |
| 5.6.3 探测器内反应事例数的估算 |
| 5.7 本章总结 |
| 第六章 研究总结与展望 |
| 6.1 研究总结 |
| 6.1.1 原子康普顿散射的研究总结 |
| 6.1.2 微小电荷粒子对原子电离过程的研究总结 |
| 6.2 未来展望 |
| 参考文献 |
| 附录A 原子单位制简介 |
| 作者在读期间科研成果简介 |
| 致谢 |
| 彩蛋 |
（3）基于PandaⅩ-Ⅱ实验探测WIMP与原子核自旋相关的反应（论文提纲范文）
| 摘要 |
| ABSTRACT |
| 符号说明 |
| 1 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 |
| 1.1.3 宇宙微波背景辐射 |
| 1.1.4 暗物质候选粒子 |
| 1.1.5 超对称模型和WIMP miracle |
| 1.1.6 WIMP反冲事例率 |
| 1.2 探测暗物质 |
| 1.2.1 暗物质直接探测 |
| 1.2.2 暗物质间接探测 |
| 1.2.3 对撞机探测暗物质 |
| 1.3 论文章节的安排 |
| 2 基于两相型液氙的时间投影室技术 |
| 2.1 氙的物理性质 |
| 2.2 氙的光电特性 |
| 2.2.1 电离特性 |
| 2.2.2 发光特性 |
| 2.3 两相型液氙探测器 |
| 3 PandaⅩ-Ⅱ实验介绍 |
| 3.1 中国锦屏地下实验室,CJPL |
| 3.2 探测器组成部分 |
| 3.2.1 屏蔽体 |
| 3.2.2 制冷系统 |
| 3.2.3 循环系统 |
| 3.2.4 时间投影室(Time Projection Chamber,TPC) |
| 3.2.5 光电倍增管 |
| 3.2.6 刻度系统 |
| 3.2.7 慢控制系统和数据监测系统 |
| 3.2.8 DAQ系统 |
| 3.2.9 材料检测站 |
| 3.2.10 其余系统 |
| 3.3 PandaⅩ-Ⅱ时间表 |
| 3.4 PandaⅩ-Ⅱ离线软件 |
| 3.5 PandaⅩ-Ⅱ位置重建 |
| 4 探测器响应 |
| 4.1 光电管增益(Gain)刻度 |
| 4.1.1 Gain的稳定性 |
| 4.1.2 双光电子发射 |
| 4.1.3 光电管饱和 |
| 4.2 单电子增益 |
| 4.2.1 单电子事例的选择 |
| 4.2.2 单电子事例的能谱 |
| 4.2.3 S2 bottomonly SEG |
| 4.3 ZLE效率的刻度 |
| 4.3.1 使用LED数据刻度ZLE效率 |
| 4.3.2 使用AmBe数据刻度ZLE效率 |
| 4.4 探测器不均匀性的修正 |
| 4.4.1 Xe TPC常见刻度源 |
| 4.4.2 单次散射和多次散射 |
| 4.4.3 不均性修正 |
| 4.4.4 S2修正中的饱和问题 |
| 4.5 电光反相关图 |
| 5 PandaⅩ-Ⅱ低能事例刻度 |
| 5.1 NEST Model |
| 5.1.1 NSET model介绍 |
| 5.1.2 NSET模型的涨落 |
| 5.2 低能NR事例刻度 |
| 5.2.1 Am-Be中子源刻度 |
| 5.2.2 ~(252)Cf刻度 |
| 5.3 低能ER事例刻度 |
| 5.3.1 ~(127)Xe和~(83)Kr的低能事例 |
| 5.3.2 CH_3T |
| 5.3.3 Rn-220刻度 |
| 5.4 NR和ER的区分 |
| 6 PandaX实验中的低能本底和最终候选事例 |
| 6.1 低能ER本底 |
| 6.1.1 ~(85)PKr |
| 6.1.2 ~(220)Rn和~(222)Rn |
| 6.1.3 材料放射性 |
| 6.1.4 ~(127)Xe和CH_3T本底 |
| 6.1.5 其他ER本底 |
| 6.2 中子本底 |
| 6.3 偶然符合本底 |
| 6.3.1 独立S1的筛选 |
| 6.3.2 独立S2的筛选 |
| 6.3.3 随机匹配独立的S1和S2 |
| 6.4 PandaⅩ-Ⅱ最终暗物质候选事例 |
| 7 暗物质与原子核自旋相关的反应 |
| 7.1 WIMP-原子核自旋相关的反应 |
| 7.2 Profile likelihood fitting |
| 7.3 PandaⅩ-Ⅱ WIMP与原子核自旋相关反应的实验结果 |
| 8 总结和展望 |
| 参考文献 |
| 攻读博士学位期间发表的论文及其他成果 |
| 致谢 |
（4）诸引力理论喧嚣尘上 中子星合并一扫乾坤（论文提纲范文）
| 一、引子 |
| 二、星系暗物质两大谜 |
| 三、诸引力理论 |
| 四、双中子星合并中的“双信使”事件 |
| 五、代表性理论简述 |
| 六、尾声 |
（5）标量暗物质现象学、中微子辐射质量与宇宙重子数不对称相关问题研究（论文提纲范文）
| 摘要 |
| abstract |
| 第一章 绪论 |
| 1.1 粒子物理的标准模型 |
| 1.2 超标准模型新物理的实验证据 |
| 1.2.1 暗物质 |
| 1.2.2 中微子振荡 |
| 1.2.3 宇宙中的正反物质不对称 |
| 1.3 本章小结:本论文的研究内容、创新点及文章结构 |
| 第二章 暗物质模型、中微子质量与重子产生过程的相关动力学 |
| 2.1 标准宇宙学概要 |
| 2.2 物质遗迹丰度的计算:玻尔兹曼方程 |
| 2.2.1 早期宇宙中物质的热力学演化 |
| 2.2.2 玻尔兹曼方程的推导 |
| 2.2.3 物质遗迹丰度的解析计算 |
| 2.3 弱相互作用大质量粒子 (WIMP) 暗物质 |
| 2.3.1 暗物质候选者与WIMP基本图像 |
| 2.3.2 WIMP暗物质直接探测的散射截面 |
| 2.3.3 最小暗物质模型 |
| 2.4 中微子质量的产生 |
| 2.4.1 狄拉克质量与Majorana质量 |
| 2.4.2 中微子质量项的可能性:一般讨论 |
| 2.4.3 翘翘板机制 |
| 2.5 重子产生过程 |
| 2.5.1 Sakharov条件 |
| 2.5.2 轻子产生过程 |
| 第三章 三重态标量暗物质模型中的希格斯通道耦合效应 |
| 3.1 模型的建立 |
| 3.2 惰性希格斯三重态暗物质 |
| 3.2.1 暗物质质量 |
| 3.2.2 暗物质直接探测 |
| 3.2.3 希格斯现象学 |
| 3.3 中微子辐射质量 |
| 3.4 轻子产生过程 |
| 3.5 本章小结 |
| 第四章 混合三重态标量暗物质:混合机制与现象学 |
| 4.1 混合惰性标量三重态模型 |
| 4.1.1 实场与复场的惰性三重态 |
| 4.1.2 质量本征态 |
| 4.1.3 渐近极限 |
| 4.2 实三重态主导暗物质 |
| 4.2.1 遗迹丰度 |
| 4.2.2 Sommerfeld增强 |
| 4.2.3 直接探测 |
| 4.3 复三重态主导暗物质 |
| 4.3.1 遗迹丰度 |
| 4.3.2 直接探测 |
| 4.4 均等组分三重态暗物质 |
| 4.4.1 遗迹丰度 |
| 4.4.2 直接探测 |
| 4.5 混合惰性标量三重态模型的数值分析 |
| 4.6 中微子辐射质量与轻子产生过程 |
| 4.6.1 中微子辐射质量 |
| 4.6.2 轻子产生过程 |
| 4.7 本章小结 |
| 第五章 总结与展望 |
| 附录A 混合标量三重态模型中各分量场与标准模型的耦合 |
| 附录B 混合标量三重态模型中暗物质粒子的 (共同) 湮灭与散射过程的费曼图 |
| 参考文献 |
| 致谢 |
| 攻读学位期间发表的学术论文 |
（7）非标准宇宙模型中的非对称暗物质残留密度计算（论文提纲范文）
| 摘要 |
| Abstract |
| 第一章 绪论 |
| 第二章 现代宇宙学基础知识 |
| 2.1 宇宙的起源与演化 |
| 2.2 热大爆炸 |
| 2.3 标准宇宙模型 |
| 第三章 暗物质(Dark Matter) |
| 3.1 暗物质的提出 |
| 3.1.1 什么是暗物质 |
| 3.1.2 暗物质粒子最佳候选 |
| 3.1.3 暗物质在宇宙中的地位 |
| 3.2 几种常见的暗物质类型 |
| 3.2.1 热暗物质 |
| 3.2.2 冷暗物质 |
| 3.2.3 其他暗物质类型 |
| 3.3 暗物质的探测 |
| 3.3.1 暗物质粒子探测方法 |
| 3.3.2 暗物质粒子探测国际进展 |
| 第四章 非对称暗物质残留密度的计算 |
| 4.1 标准宇宙模型中的非对称暗物质残留密度计算 |
| 4.2 非标准BraneWorld宇宙模型中的非对称暗物质残留密度计算 |
| 4.2.1 BraneWorld宇宙学 |
| 4.2.2 BraneWorld宇宙模型中的非对称暗物质残留密度 |
| 4.2.3 BraneWorld宇宙模型中的非对称暗物质残留密度计算 |
| 4.2.4 参数空间的约束条件 |
| 第五章 总结 |
| 参考文献 |
| 发表文章目录 |
| 致谢 |
（8）宇宙膨胀历史与暗能量状态方程的非参数化重构（论文提纲范文）
| 摘要 |
| Abstract |
| 1 绪论 |
| 1.1 标准宇宙学模型的建立 |
| 1.2 宇宙加速膨胀的解释以及未来大型巡天的目标 |
| 1.3 本文的结构和研究内容 |
| 2 宇宙学理论基础 |
| 2.1 宇宙的组分 |
| 2.2 宇宙的背景演化 |
| 2.2.1 时空的演化 |
| 2.2.2 物质的演化 |
| 2.3 宇宙学距离 |
| 2.4 扰动论简介 |
| 2.4.1 扰动的运动方程 |
| 2.4.2 扰动的演化 |
| 3 一些重要的宇宙学探针 |
| 3.1 Ia型超新星 |
| 3.2 宇宙微波背景辐射 |
| 3.3 重子声波振荡 |
| 4 数据分析方法 |
| 4.1 贝叶斯分析 |
| 4.1.1 贝叶斯定理 |
| 4.1.2 似然函数与后验概率密度分布 |
| 4.1.3 不同观测数据的联合分析 |
| 4.2 蒙特卡洛模拟 |
| 4.2.1 经典Metropolish-Hanstings算法 |
| 4.2.2 Affine-Invariant Ensemble Sampler |
| 4.2.3 从MCMC样本统计参数信息 |
| 4.3 Fisher矩阵 |
| 5 重构宇宙膨胀历史 |
| 5.1 直接测量法 |
| 5.2 非参数化重构方法 |
| 5.3 单调性先验假设 |
| 5.3.1 基本想法 |
| 5.3.2 对单调性先验假设合理性的检验 |
| 5.3.3 单调性先验假设的实现 |
| 5.4 超新星模拟样本的重构测试 |
| 5.5 真实超新星样本的重构结果 |
| 5.6 对利用未来巡天数据重构宇宙膨胀历史的预测 |
| 6 重构暗能量状态方程 |
| 6.1 参数化重构 |
| 6.2 非参数化重构方法及其缺点 |
| 6.3 非参数化重构的改进 |
| 6.3.1 在重构结果中过滤高频成分 |
| 6.3.2 用连续性先验假设在重构过程中抑制高频成分 |
| 6.4 连续性先验假设对重构的影响 |
| 6.4.1 用模拟超新星数据检验重构 |
| 6.4.2 对连续性先验假设的主成分分析 |
| 7 总结与展望 |
| 7.1 本文的结论 |
| 7.1.1 重构宇宙膨胀历史的主要内容和结论 |
| 7.1.2 重构暗能量状态方程的主要内容和结论 |
| 7.2 展望 |
| 致谢 |
| 参考文献 |
| 简历与科研成果 |
（9）超出标准模型唯象学：希格斯粒子，超对称及暗物质（论文提纲范文）
| 摘要 |
| abstract |
| 主要符号对照表 |
| 第1章 粒子物理的标准模型及新物理模型 |
| 1.1 粒子物理标准模型简介 |
| 1.1.1 标准模型中的粒子 |
| 1.1.2 标准模型的理论 |
| 1.2 标准模型的不足及相关新物理 |
| 1.2.1 自然性(Naturalness)问题 |
| 1.2.2 CP破坏 |
| 1.2.3 暗物质 |
| 1.2.4 其他 |
| 第2章 希格斯粒子的CP性质测量 |
| 2.1 希格斯粒子的CP性质测量简介 |
| 2.2 分析过程、方法以及相关可观测量重建 |
| 2.2.1 有效拉氏量 |
| 2.2.2 对hτ~+τ~?耦合的CP性质敏感的可观测量 |
| 2.2.3 信号与背景过程的Monte Carlo模拟相关细节 |
| 2.3 LHC上的相关结果 |
| 2.3.1 信号区域的选择以及其中的信号与背景事例数估计 |
| 2.3.2 CP奇的可观测量重建 |
| 2.3.3 高亮度LHC上的探测预期 |
| 2.4 小结 |
| 第3章 最小超对称模型中的sbottom粒子的唯象学 |
| 3.1 最小超对称模型简介 |
| 3.2 最小超对称模型中的sbottom粒子 |
| 3.2.1 sbottom粒子 |
| 3.2.2 sbottom粒子的衰变 |
| 3.2.3 8 TeV LHC实验的限制 |
| 3.3 14 TeV LHC上sbottom的唯象分析 |
| 3.3.1 (?)_1～(?)_L的相关信号 |
| 3.3.2 (?)_1～(?)_R的相关信号 |
| 3.4 总结 |
| 第4章 最小超对称模型中的暗物质盲点 |
| 4.1 MSSM中的暗物质候选者 |
| 4.2 暗物质直接探测盲点 |
| 4.2.1 自旋无关直接探测盲点 |
| 4.2.2 自旋相关直接探测盲点 |
| 4.3 暗物质遗迹密度 |
| 4.4 暗物质直接与间接探测 |
| 4.4.1 自旋相关的暗物质直接探测 |
| 4.4.2 中微子探测 |
| 4.4.3 gamma射线探测 |
| 4.5 在LEP中的暗物质探测 |
| 4.5.1 Z玻色子的不可见衰变 |
| 4.5.2 LEP对chargino的探测 |
| 4.6 在LHC中的暗物质探测 |
| 4.6.1 Disappearing Track探测 |
| 4.6.2 Electroweakino探测 |
| 4.6.3 Mono-jet探测 |
| 4.7 总结与结论 |
| 第5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 |
四、宇宙中暗物质不少（论文参考文献）
- [1]考虑Sommerfeld效应以后的非对称暗物质残留密度[D]. 阿尔曼·苏力旦. 新疆大学, 2021
- [2]暗物质直接探测实验中相关的原子物理过程研究[D]. 乔琛凯. 四川大学, 2020(11)
- [3]基于PandaⅩ-Ⅱ实验探测WIMP与原子核自旋相关的反应[D]. 燕斌斌. 山东大学, 2019(02)
- [4]诸引力理论喧嚣尘上 中子星合并一扫乾坤[J]. 沈建其. 现代物理知识, 2019(01)
- [5]标量暗物质现象学、中微子辐射质量与宇宙重子数不对称相关问题研究[D]. 鲁文斌. 上海交通大学, 2018(01)
- [6]探寻宇宙的黑暗面——浅论暗物质和暗能量（上）[J]. 陈厚尊. 飞碟探索, 2017(09)
- [7]非标准宇宙模型中的非对称暗物质残留密度计算[D]. 阿西木江·阿不都沙塔尔. 新疆大学, 2017(02)
- [8]宇宙膨胀历史与暗能量状态方程的非参数化重构[D]. 许优华. 南京大学, 2017(01)
- [9]超出标准模型唯象学：希格斯粒子，超对称及暗物质[D]. 吴永成. 清华大学, 2017(02)
- [10]星系空间取向的理论和观测研究[J]. 康熙,王鹏,罗煜,夏千里,潘恒星. 中国科学:物理学 力学 天文学, 2017(04)