一、测量宇宙微波背景辐射的极化（论文文献综述）
高暠[1]（2021）在《基于噪声读出的太赫兹高灵敏度探测器的关键技术研究》文中提出太赫兹波段占有宇宙微波背景辐射（CMB）以后宇宙近一半的光子能量,特别适合观测研究第一代恒星的形成、星系形成和演化、恒星和行星系统的形成和早期演化、地外行星系统大气的物理化学特性、以及宇宙生命起源等现代天文学中最重要的前沿科学问题。针对宇宙尘埃热辐射的太赫兹宽带连续谱探测以及超宽带太赫兹分子/原子谱线中低分辨率探测（配合光谱仪）,需要高灵敏度太赫兹非相干探测器。目前,太赫兹波段高灵敏度非相干探测器技术主要有超导相变边缘探测器和超导动态电感探测器,两者均可实现背景极限探测灵敏度,在若干太赫兹天文望远镜（如美国JCMT望远镜、欧洲IRAM望远镜等）中得到应用。近年来,另一种新兴的太赫兹波段高灵敏度非相干探测器技术,即基于噪声读出的太赫兹热电子探测器技术,获得了国内外广泛关注。基于噪声读出的太赫兹热电子探测器具备无直流偏置、工作温区宽、动态范围大、噪声读出所用低温低噪声放大器发展相对成熟等优势。目前,基于噪声读出的太赫兹热电子探测器仍处于起步阶段。面对未来太赫兹天文应用,基于噪声读出的太赫兹热电子探测器仍需进一步解明探测器物理机制、探测器材料特性等问题。基于上述背景,本文将开展了基于三种不同材料的太赫兹热电子探测器的探测机制与特性研究。主要研究内容及创新点包括:基于噪声读出技术,表征了钛热电子探测器直接检波特性。采用高能隙超导铌电极抑制热电子探测器微桥扩散导热,有效降低了热电子探测器电子扩散导热作用。实验表征了钛热电子探测器电学噪声等效功率温变特性,噪声等效功率随温度变化率为NEP oc T2.5,在3K时热导G=3.79 × 10-8W/K噪声等效功率NEP=2.3×10-11W/（?）。此外,钛热电子探测器在15μW输入功率时仍可以有效工作。基于噪声读出技术表征了石墨烯热电子探测器直接检波特性,石墨烯热电子探测器由石墨烯材料微桥、金材料接触电极和金材料平面天线构成。利用傅里叶变换光谱仪测量平面天线频率响应为0.3THz到1.6THz。在3K温度实验表征石墨烯热电子探测器光学噪声等效功率NEP=5.6 × 10-12W/（?）。此外,本文发现石墨烯热电子探测器电子扩散导热作用随微桥长度增加而降低。提出基于噪声读出技术表征超导氮化铌热电子探测器直接检波特性。实验表征了氮化铌热电子探测器不同偏置电压时的噪声等效功率,3K温度下氮化铌热电子探测器最佳偏置点基于噪声读出技术表征的噪声等效功率NEP=1.24 ×10-12W/（?）。研究了噪声等效功率与读出带宽相关性,发现更宽的读出带宽表征的噪声等效功率更好。比较了基于电流读出技术与噪声读出技术表征的噪声等效功率,发现电流读出技术由于常温读出电路噪声过大,导致电流读出技术表征的噪声等效功率劣于噪声读出技术表征的噪声等效功率。采用“束缚态至连续态跃迁”有源区结构的低功耗单模量子级联激光器作为本振信号源,成功实现迄今最高集成度的太赫兹超导热电子混频器与量子级联激光器外差混频（同一 4K低温混频腔内集成超导热电子混频器与量子级联激光器）,2.5 THz频段实测接收机噪声温度仅为800 K（含光学损耗）,优于7倍量子噪声,并通过PID控制提高超导热电子混频器稳定性。本文的研究工作加深了对热电子探测器各项性能的理解,基于噪声读出法表征了热电子探测器作为直接检波探测器的各项性能指标,为热电子探测器作为高灵敏度直接检波探测器打下了重要的基础。为后续的大规模集成热电子探测器提供了更高的可能性。
张子睿[2]（2020）在《AliCPT实验中的底层数据处理与束流系统误差研究》文中提出进几十年来,对宇宙微波背景辐射的观测与研究极大的推动了对宇宙学的理解,尤其是最近对CMB温度的各向异性的观测为早期宇宙的暴胀提供了越来越多的证据。暴胀理论是由Alan Guth与Andrei Linde在1981年首次提出的,他认为在宇宙大爆炸后不久后,宇宙会经历一段短期的超光速膨胀,在暴胀时期里的量子扰动在暴胀结束后在宇宙的密度分布上留下了印记,随着宇宙的演化变成了现在所观测到的宇宙结构。在暴胀时期同样会有引力波的存在,引力波的存在会导致宇宙微波背景辐射产生特定模式的极化,称之为B模式极化。在数据分析中以BB功率谱来定量的描述B模式极化在不同空间尺度上的各向异性。探测到CMB中的B模式极化将是对暴胀时期存在的一个有力的且直接的证据,目前许多实验组也在致力于探测到原初B模式极化信号。探测宇宙微波背景辐射的极化信号非常容易受到系统误差的影响,因为温度涨落在10-4K的上才显示出各向异性,且极化信号更小,只有温度涨落的约10%,所以即使微小的系统误差也会带来假极化信号,影响到B模式的测量。有两种可以去除这种假信号的方法,一种是在仪器层面上,增加新的模块或者采用新的架构减小系统误差;另一种通过数据分析的方法去除假极化信号。本文的工作作为阿里原初引力波偏振望远镜（Ali CMB Polarization Tele-scope,AliCPT）数据处理的一部分,目的是尽可能减少假极化信号在后续数据分析与处理时带来的影响。本文采用一种称为去投影（deprojection）的方法,以一种自修正的方法在数据分析的过程中将因束流不匹配带来的极化假信号扣除掉。通过模拟实验的方法,以模拟背景辐射天图、模拟探测器数据流、去投影、制图、计算功率谱的顺序,来研究束流不匹配这种系统误差对BB功率谱的影响,以及对比去投影前后的B模式功率谱来验证去投影方法的有效性。本文主由以下几部分内容组成:宇宙学简介、微波背景辐射观测方法、系统误差模拟、数据分析、系统误差的消除和修正以及最终结论。
姚健[3]（2020）在《宇宙微波背景辐射的前景扣除》文中研究指明作为宇宙当中最古老的光,宇宙微波背景辐射（Cosmic Microwave Background,CMB）携带着大量的关于早期宇宙和晚期演化的信息,引发了很多有趣的宇宙学现象。通过研究CMB蕴含着的丰富信息,我们将能够找寻到其背后隐藏的宝藏。其中最引人入胜的一颗明珠莫过于原初引力波。这种被暴胀理论预言的在宇宙极早期产生的引力波在CMB信号中留下了隐秘的线索,等待着我们去发现。除此之外,CMB的科学目标还包括限制中微子质量、测量哈勃常数等等,一旦被精确测量,都将为现代宇宙学的发展提供重要推力。这些科学目标的实现,都依赖于一个先决条件:我们能够得到干净的CMB信号。而事实是,我们直接观测到的不仅仅是CMB信号,还有比CMB信号强的多的前景信号,这些强干扰前景几乎完全将CMB信号掩盖于其后。因此,我们需要采用特定的前景扣除方法,才能够从观测到的总的信号当中提取CMB信号,或者是CMB信号天图,或者是CMB信号的统计信息。本文的主要工作即在于采用一种解析的前景扣除算法——ABS算法,在模拟和实际观测的温度场信号天图上进行测试,假设若干严苛条件,得到了稳定、无偏的恢复结果。还进一步用在CMB极化场信号的恢复当中,亦取得精确的结果,表明这一方法将可以在未来CMB信号探测实验的前景扣除算法中占有一席之地。
倪书磊[4]（2020）在《早期宇宙模型的数据模拟》文中提出随着精确宇宙学时代的到来,暴涨宇宙学模型已经得到越来越多的天文观测数据的检测。研究者们发现,该模型几乎与所有的数据高度吻合。然而,也有一些数据表现出一些异常情况,甚至不同数据来源对模型限制得到不同结果,例如宇宙微波背景大尺度反常问题,Gaia和Planck观测反映出的H0对立问题等。它在理论上也有一定的问题,其中最为重要就是宇宙学奇点问题。这些反常现象和理论疑难反应了暴涨模型需要更为精细的调节。本文讨论了两个理论模型,G alileon反弹暴涨模型和轴子单值模型。前者主要是为了解决奇点问题而建立,后者是针对解释宇宙微波背景大尺度异常而建立。本文首先根据阿里原初引力波望远镜的硬件参数、位置和大气参数以及科学目标,模拟了其对应尺度上的宇宙微波背景B-模式极化数据,并用来做科学研究。Galileon反弹暴涨模型的主要机制是在暴涨前增加一个收缩阶段,以此来避免宇宙奇点。在理论上,Galileon反弹暴涨模型经过了慢收缩-反弹-暴涨-再加热的过程,最后演化到现在我们所观测的宇宙。在观测上,本文使用相关数据对该模型进行了限制,得到了模型的最佳取值。Galileon反弹暴涨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结构。本文主要考虑了Planck2015,BAO,JLA数据对反弹暴涨模型的限制,并给出最佳值和CMB（Cosmic Microwave Background）温度角功率谱（TT谱）,在一定程度上解释了CMB角功率谱大尺度角功率谱压低、鼓包和凹陷等现象。轴子单值模型是在暴涨场和轴子耦合作用下产生了一个正弦震荡的相互作用量,这个震荡作用最终反应到角功率谱大尺度压低上。本文使用阿里原初引力波探测的模拟数据,并结合Planck2018,BK15的观测数据来限制轴子模型,并给出该模型的最佳值,同样在一定程度上解释了角功率谱压低、震荡等。
乔进[5]（2020）在《引力理论的高阶导数项对暴涨功率谱和引力波的影响》文中提出本文主要研究了引力理论中的高阶导数项对暴涨过程中的原初扰动功率谱和引力波所产生的影响。文中主要考虑了两种高阶导数项,一种是扩展有效场论暴涨模型中引入的高于二阶的空间导数项,另一种则是在无鬼宇称破坏引力理论中引入的高阶宇称破坏项。前者的引入导致了引力的Lorentz对称性被破坏,同时还导致了暴涨过程中宇宙学标量扰动的非线性色散关系,而后者则因为含有奇数阶的空间导数项从而破坏了引力的宇称对称性。首先,我们研究了扩展有效场论暴涨模型中所引入的高于二阶空间导数项如何影响暴涨过程中标量扰动的演化行为及其功率谱。因为高阶导数算符的存在,原初标量扰动模式在出视界之前会经历一段非绝热的演化过程,从而导致这些扰动模式在出视界之前不再处于绝热真空态,而是处于激发态。为了研究这些高阶导数项所导致的非绝热演化对原初标量扰动功率谱的影响,我们利用“均匀渐近近似方法”构造了标量扰动在整个暴涨过程中的近似解析解,并根据所得到的近似解详细计算了原初的标量扰动功率谱。研究结果表明所得到的修正功率谱仍然是近尺度不变的,高阶导数算符项的效应仅影响了功率谱的整体振幅。其次,我们研究了无鬼宇称破坏引力理论中的导致宇称破坏的高阶导数项对引力波传播的影响,并详细计算了其对致密双星绕转或并合阶段产生的引力波在传播阶段波形的修正。通过比较引力波的两种圆极化模式,我们发现引力的宇称破坏在引力波的传播过程中产生了振幅双折射和速度双折射效应,并且这两种效应明确的体现在了引力波的振幅和相位修正之中。随后详细计算了频域中的引力波波形,并发现与广义相对论的偏差由引力波的速度双折射效应主导。此外,本研究还将所得到的引力波波形的结果写成了参数化的后爱因斯坦形式（parametrized post-Einstein）,并明确地给出了相应的后爱因斯坦参数（post-Einstein）。同时,基于无鬼宇称破坏引力,我们研究了宇称破坏对原初引力波的极化的影响。在这种宇称破坏引力理论中,一个基本的结果是在慢滚暴涨期间所产生的原初引力波是圆极化的。这部分研究同样采用“均匀渐进近似方法”,构造了慢滚暴涨期间原初引力波的模函数的近似解析解,详细地计算了原初引力波的功率谱和相应的原初引力波的圆极化度。我们发现耦合标量场的高阶导数对圆极化的贡献与Chern-Simons（CS）引力中的结果在数量级上是相同的。原初引力波的圆极化度被引力中宇称破坏的能标压低,因此仅使用未来宇宙微波背景辐射的两点关联函数很难对其进行探测或限制。
张贤成[6]（2020）在《宇宙中的重子物质及其相关物理》文中进行了进一步梳理重子物质是宇宙中的重要组成部分,宇宙中可直接观测的天体都是由重子和电子组成的,因此对于这些结构,其形成和演化必须考虑气体动力学和辐射过程等相关物理过程的影响。基于Houjun Mo等人的Galaxy Formation and Evolution一书,并基于本人对诸如流体力学平衡下的气体密度分布、激波转移条件的马赫数形式和由其得出的强激波情况、以及冲击波的自相似模型和风驱泡模型等内容的推导,本文在第二章中介绍了基于流体力学,对考虑各种流体效应、辐射过程的气态晕演化的相关研究,这些研究不仅包含了气态晕的形成、流体平衡下的气态晕结构、忽略冷却效应和加热效应的气态晕演化,还介绍了气态晕冷却和气态晕加热（有能量源）以及气态晕的热不稳定和流体不稳定。在第三章中,本人对诸如星系际介质的热演化、星系际介质的电离演化等内容做出推导,基于此并结合相关资料,此章介绍了对宇宙中星系际介质的相关研究,星系际介质是任何星系形成和演化理论的重要组成部分,并且在“重子丢失”问题和对宇宙微波背景辐射的研究中也扮演了重要的角色。在这一章当中,我们首先介绍了星系际介质的全局性质,并介绍了各种辐射和气体动力学过程是如何驱动星系际介质演化的;然后我们详细介绍了如何利用不同的类星体吸收线系统对星系际介质进行探测。至此本文基于相关资料和本人的推导对宇宙中的重子物质及其相关物理过程做出了详尽综述,并在最后一章提出了相关展望。
戴锐[7]（2020）在《暴胀标量场非最小耦合项对微波背景辐射失真的影响研究》文中研究表明暴胀理论是现代宇宙学的重要组成部分,是对大爆炸理论的完善与补充,暴胀理论描述宇宙早期存在一个加速膨胀的过程,在极短的时间内,宇宙体积以指数形式增长。暴胀不但为大尺度结构的形成提供了最初的种子,也在微波背景辐射（CMB）中留下了痕迹。在过去的三十余年间,对CMB各向异性的观测为宇宙暴胀提供了有力的证据,而未来的CMB失真实验有望获得更多关于早期宇宙的信息。在本文中,我们利用慢滚近似计算不同尺度上标量功率谱的行为,对非最小导数型耦合情况下暴胀模型导致的CMB失真信号强度进行了探讨,并对最小耦合情况下的部分错误结果进行了修正。依据提案中的PIXIE实验的精度作为依据,我们发现,不论是最小耦合或是非最小耦合的情形下,在常见的49种暴胀模型中,只有5种能在满足现有的观测Planck观测同时产生可观测的CMB失真信号。它们是:混合暴胀（Hybrid inflation in the Valley,VHI）,非正则K?hler暴胀（Non-canonical K?hler Inflation,NCKI）,推广MSSM暴胀（Generalized MSSM Inflation,GMSSMI）、推广可重整化拐点暴胀（Generalized Renormalizable Inflection Point Inflation,GRIPI）和质量跑动暴胀（Running mass Inflation,RIM）。在很小的参数空间区域内,这五种模型都能产生满足5观测置信度的失真信号。在相应的参数取值区域内,NCKI模型近似于VHI模型。对比最小耦合和非最小耦合的情形,不难发现,对于VHI、GMSSMI和GRIPI三种模型,非最小耦合项可以压低模型种具有质量量纲参数的取值,使得模型更加符合其理论动机。对于RMI模型,非最小耦合使得模型参数的取值范围变大。
乔琛凯[8]（2020）在《暗物质直接探测实验中相关的原子物理过程研究》文中认为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。
张光宇[9]（2019）在《望远镜自主观测控制和天文数据智能处理的研究》文中认为随着工业技术的发展和天文观测对望远镜分辨率要求的提高,一方面望远镜本身的口径越来越大,相机等设备也越来越复杂,另一方面为了进一步得到更好的图像质量,越来越多的望远镜选择在高原、高山、南极、太空等特殊的环境来建造。这两方面因素导致望远镜对其控制系统提出了更高的要求,尤其是南极望远镜在无人值守和卫星网络的条件下,更要求望远镜能够实现完全自主观测。而随着望远镜的口径越来越大,其数据量也随着指数量级的增加,比如2.5米口径的WFST的大焦面巡天成像,以及FAST望远镜的巡天数据。这些大型望远镜每天观测的数据量非常大,而且对精度的要求也更高,一些传统的天文数据处理算法在处理效率和效果上无法令人满意。近年来计算机硬件技术的发展和深度学习技术的提出,使得天文数据处理算法有了更多的选择。目前国内大型光学望远镜较少,主要是LAMOST望远镜和一些1-2米口径的光学望远镜,许多望远镜还都采用手动或半手动的观测模式,由天文学家提供观测目标,再由观测助手操作望远镜进行观测。LAMOST望远镜的观测控制系统基于CORBA开发,实现了一定的组件化架构设计,但在实际应用中由于种种限制,仍然需要大量人员参与,自主化程度还需提高。现在已有的开源望远镜控制框架只有RTS2,但这个框架也存在诸多问题。随着更多大型光学望远镜和极地望远镜的建设,对望远镜的自主观测控制要求越来越迫切。本论文首先介绍了目前国内外大型望远镜和极地望远镜的发展现状,以及现有的一些望远镜控制技术和数据处理技术,发展了两种望远镜观测和控制框架,一种是基于RTS2和EPICS的望远镜观测和控制框架,另一种是基于ZeroMQ的望远镜自主观测和控制框架。两种框架同时发展了软硬件结合技术,面向焦面系统中的关键部件天文相机进行了软硬件结合的构架,使得上层框架能方面地获取底层硬件的信息,同时设备层的控制也和硬件的固件系统紧密配合,使得整个系统无缝衔接,提升系统的稳定性和故障诊断能力,这对整个望远镜的自主观测和自主控制尤为重要。因此在基于自主观测和控制的需求下,本文完成了一种小型相机控制的通用SDK和应用软件,并通过AreaDetector很方便地融入上述两个控制框架中,同时针对大焦面拼接式相机完成了 DAQ设计和控制系统设计。对于望远镜的自主观测和控制来说,除了观测控制的自主化,另一个重要技术就是天文大数据的自动化和智能化处理,包括在线处理和离线处理。随着计算能力的越来越强劲,在线处理和离线处理的界限也在模糊化。随着天文巡天需求的增加,不论是光学望远镜还是射电望远镜,数据量都是急剧增加。本文基于射电望远镜中的智能化和自动化数据处理需求,针对宇宙微波背景辐射数据和FAST河外HI数据进行了相应的智能化和自动化处理,实现了自动化数据处理流水线,可通过配置文件灵活组合各种流程和算法模块,并对流水线的性能进行了优化,使流水线处理速度满足了 FAST望远镜的数据处理需求。宇宙微波背景辐射是来自宇宙早期阶段的残余电磁辐射,其观测对于研究宇宙早期结构和宇宙演化有重要意义,目前已有包括Boomerang探空气球和Planck卫星等多个地基和太空的宇宙微波背景辐射观测设备。但是直接接收到的微波背景辐射数据包含了大量的前景噪声。目前已有的噪声处理算法主要是通过光谱分析来重建前景噪声并加以去除。本论文针对微波背景辐射的前景噪声去除技术,列举了三种算法模型,包括一种基于深度学习的模型,实现了从21cm中性氢原子谱线预测出对应区域的CMB前景噪声信号,算法在Planck卫星数据和HI4PI数据上进行了模型训练和测试,发现CMB前景噪声信号和21cm中性氢原子谱线之间有一定相关性,并且深度学习模型的输出结果最好。本论文的创新之处如下:（1）基于自主观测和控制的整体需求,发展了两种控制框架,包括基于RTS2和EPCIS的望远镜自主观测和控制框架;基于ZeroMQ的望远镜自主观测和控制框架。基于ZeroMQ实现了国内首个通用的分布式望远镜自主观测框架,框架采用了层次化结构设计,支持按计划自动观测、基于规则的故障监控、以及远程控制界面和日志参数可视化界面。（2）基于自主观测和控制在设备层的需求,面向焦面系统中的关键部件天文相机进行了软硬件结合的构架,完成了通用的跨平台的相机控制SDK和应用软件。针对大焦面拼接式相机的完成了数据获取系统（DAQ）设计和控制系统设计,基于软硬件结合的技术最大程度地优化了相机控制系统,并和上层自主观测和控制框架无缝结合。（3）针对FAST射电望远镜的21 cm中性氢原子谱线数据实现了自动化数据处理流水线。同时面向天文大数据的智能化和自动化处理需求,提出了一种基于深度学习的算法,用于通过21cm中性氢原子谱线预测宇宙微波背景辐射的前景噪声。算法在Planck卫星的CMB数据上验证,得到了较好效果。
张文雪[10]（2019）在《宇宙学和中微子实验对中微子质量及质量序的限制》文中认为1998年T.Kajita带领的超级神冈探测器实验和2001年A.McDonald带领的萨德伯里中微子观测站实验分别发现了大气和太阳中微子振荡现象,证明了中微子有非零的静止质量。目前,中微子振荡实验已经能够精确地测量两组中微子质量平方差,这导致了两种中微子质量顺序,即,正序对应m1<m2<m3,逆序对应m3<m1<m2。在粒子物理中,无中微子双贝塔衰变实验不仅能确认中微子的性质,而且能确定中微子的质量序。在宇宙学中,有质量的中微子在背景和扰动尺度上都影响着宇宙的演化,因此,宇宙微波背景辐射和大尺度结构观测的数据提供着关于中微子质量的信息,并且根据中微子振荡的实验结果,中微子质量和在正序时不低于0.06eV,在逆序时不小于0.1eV,若限制结果小于0.1eV,逆序将被排除。本文在标准的ΛCDM宇宙学模型中引入能够通过符号表示中微子质量顺序的序参数?,利用Planck 2015+BAO+SN+H0的宇宙学数据,加上中微子振荡和无中微子双贝塔衰变的数据,采用马尔科夫链-蒙特卡洛方法,对中微子的质量及质量序进行限制。论文中,我们首先阐述了课题的研究背景、研究内容及章节安排,之后介绍了宇宙学基础背景知识,同时我们也展示了常用的背景演化的几何观测和结构增长的动力学观测。然后我们介绍了中微子宇宙学的基本理论,其中包括中微子在宇宙中的演化,中微子的宇宙学效应。接下来我们介绍了在粒子物理中中微子的发现历程,中微子振荡和无中微子双贝塔衰变。我们的主要工作在第四章。在第四章中,首先我们介绍了进行贝叶斯分析的方法,主要对比了在使用两组不同数据的情况下,对中微子质量及质量序的限制结果,探讨了不同先验对中微子质量序的影响。最后是我们对本文研究内容的总结与展望。
二、测量宇宙微波背景辐射的极化（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、测量宇宙微波背景辐射的极化（论文提纲范文）
（1）基于噪声读出的太赫兹高灵敏度探测器的关键技术研究（论文提纲范文）
| 摘要 |
| ABSTRACT |
| 第1章 绪论 |
| 1.1 太赫兹科学及应用 |
| 1.1.1 太赫兹天文学 |
| 1.1.2 其他领域应用 |
| 1.2 太赫兹频段探测技术 |
| 1.2.1 非相干探测 |
| 1.2.2 相干探测 |
| 1.3 非相干探测技术研究现状 |
| 1.3.1 超导相变边缘探测器(TES) |
| 1.3.2 超导动态电感探测器(KID) |
| 1.3.3 超导隧道结探测器(STJ) |
| 1.3.4 热电子探测器(HEB) |
| 1.4 论文研究内容概要 |
| 第2章 噪声读出的热电子探测器理论 |
| 2.1 测热辐射计基本原理 |
| 2.2 热电子探测器基本原理与模型 |
| 2.3 非平衡态热点模型 |
| 2.4 噪声机理 |
| 2.4.1 热噪声和放大器噪声 |
| 2.4.2 热起伏噪声 |
| 2.5 热电子探测器特性表征方法 |
| 2.6 小结 |
| 第3章 钛热电子探测器特性研究 |
| 3.1 简介 |
| 3.2 器件基本参数及特性 |
| 3.3 探测器噪声特性表征 |
| 3.3.1 电学噪声等效功率 |
| 3.3.2 光学噪声等效功率 |
| 3.3.3 噪声等效功率与读出带宽相关性 |
| 3.3.4 噪声等效功率与微桥尺寸相关性 |
| 3.4 探测器动态范围 |
| 3.5 小结 |
| 第4章 石墨烯热电子探测器特性研究 |
| 4.1 简介 |
| 4.2 器件基本参数及特性 |
| 4.3 探测器噪声特性表征 |
| 4.3.1 电学噪声等效功率 |
| 4.3.2 光学噪声等效功率特性 |
| 4.3.3 噪声等效功率与读出带宽相关性 |
| 4.3.4 噪声等效功率与微桥尺寸相关性 |
| 4.4 探测器响应时间 |
| 4.5 小结 |
| 第5章 氮化铌热电子探测器特性研究 |
| 5.1 简介 |
| 5.2 噪声分析及热点模型 |
| 5.2.1 噪声分析 |
| 5.2.2 热点模型 |
| 5.3 器件基本参数及特性 |
| 5.4 探测器噪声特性表征 |
| 5.4.1 噪声等效功率 |
| 5.4.2 噪声等效功率与读出带宽相关性 |
| 5.5 基于电流读出的噪声等效功率 |
| 5.6 小结 |
| 第6章 超导氮化铌热电子混频器和量子级联激光器集成接收技术研究 |
| 6.1 简介 |
| 6.2 高集成度超导热电子混频器与太赫兹量子级联激光器外差混频接收机 |
| 6.3 超导热电子混频器与量子级联激光器外差混频集成接收机特性 |
| 6.3.1 直流特性 |
| 6.3.2 噪声温度 |
| 6.3.3 中频带宽 |
| 6.3.4 系统稳定性 |
| 6.4 小结 |
| 第7章 总结 |
| 参考文献 |
| 致谢 |
| 在读期间发表的学术论文与取得的其他研究成果 |
（2）AliCPT实验中的底层数据处理与束流系统误差研究（论文提纲范文）
| 摘要 |
| ABSTRACT |
| 第一章 绪论 |
| 1.1 宇宙学标准模型 |
| 1.2 宇宙微波背景辐射 |
| 1.2.1 宇宙微波背景辐射的各向异性 |
| 1.2.2 宇宙微波背景辐射的极化 |
| 1.3 斯托克斯参数 |
| 1.4 极化的E模式与B模式 |
| 1.5 宇宙学领域现状 |
| 1.6 论文内容安排 |
| 第二章 观测设备与观测方法 |
| 2.1 宇宙微波背景辐射观测设备 |
| 2.2 宇宙微波背景辐射观测方法 |
| 2.3 探测器读数与斯托克斯参数之间的关系 |
| 第三章 系统误差模拟与数据分析 |
| 3.1 两种系统误差的定义 |
| 3.1.1 增益不匹配 |
| 3.1.2 束流不匹配 |
| 3.2 探测器时序数据模拟 |
| 3.2.1 扫描策略 |
| 3.2.2 束流函数与增益系数 |
| 3.2.3 背景信号源 |
| 3.2.4 数值计算 |
| 3.3 数据处理与分析 |
| 3.3.1 制图 |
| 3.3.2 功率谱计算 |
| 第四章 系统误差的消除和修正 |
| 4.1 去投影方法 |
| 4.1.1 增益不匹配的去投影 |
| 4.1.2 指向不匹配的去投影 |
| 4.1.3 束流宽度不匹配的去投影 |
| 4.1.4 束流椭率不匹配的去投影 |
| 4.2 拟合方法与去投影结果 |
| 4.2.1 无噪声的情况 |
| 4.2.2 有噪声的情况 |
| 第五章 总结与展望 |
| 5.1 总结 |
| 5.2 展望 |
| 参考文献 |
| 致谢 |
| 附录A 坐标转换 |
| 附录B 束流窗口函数 |
| 附录C HEALPix导数变换 |
（3）宇宙微波背景辐射的前景扣除（论文提纲范文）
| 摘要 |
| ABSTRACT |
| 第一章 简介 |
| 第二章 暴胀理论概述和CMB角功率谱 |
| 2.1 暴胀理论简介 |
| 2.2 CMB温度场功率谱的推导 |
| 2.2.1 光子的玻尔兹曼方程 |
| 2.2.2 CMB的自由传播 |
| 2.2.3 角功率谱C_l的定义 |
| 2.2.4 从Θ_l((?))到C_l |
| 2.3 CMB的极化 |
| 2.3.1 CMB极化的基础理论 |
| 2.3.2 极化场功率谱 |
| 2.3.3 E-B分解 |
| 2.3.4 张量扰动导致的CMB极化B模偏振——探测原初引力波 |
| 2.4 本章小结 |
| 第三章 前景扣除方法 |
| 3.1 Planck卫星实验采用的四种前景扣除方法 |
| 3.1.1 Commander |
| 3.1.2 SMICA |
| 3.1.3 ILC和NILC |
| 3.1.4 SEVEM |
| 3.2 机器学习 |
| 3.3 本章小结 |
| 第四章 ABS方法与测试 |
| 4.1 ABS方法 |
| 4.1.1 没有仪器噪音的情况 |
| 4.1.2 有仪器噪音污染的情况 |
| 4.2 模拟天图与计算过程 |
| 4.2.1 仪器效应 |
| 4.2.2 信号中的各个组分 |
| 4.3 在模拟天图上进行的测试 |
| 4.3.1 中间区域被掩盖掉的情况 |
| 4.3.3 平移参数的收敛性测试 |
| 4.3.4 ABS方法在极化数据上的应用 |
| 4.4 在真实的Planck实验温度场数据上测试ABS方法 |
| 4.5 针对阿里原初引力波探测实验所做的前景扣除测试 |
| 4.6 本章小结 |
| 全文总结 |
| 附录A 有用的公式 |
| 附录B Θ_l((?),η_0)的具体推导过程 |
| 附录C C_l相关公式 |
| 附录D ABS方法的数学推导 |
| D.1 D_B的推导 |
| D.2 ABS方法的误差估计 |
| 附录E 实空间中ILC方法的推导 |
| 附录F 球谐空间中ILC方法的推导 |
| 参考文献 |
| 致谢 |
| 攻读硕士学位期间已发表或录用的论文 |
| 简历 |
（4）早期宇宙模型的数据模拟（论文提纲范文）
| 摘要 |
| ABSTRACT |
| 第一章 引言 |
| 第二章 望远镜数据处理研究和数据模拟 |
| 2.1 HEALPix介绍 |
| 2.2 常用的天文观测数据 |
| 2.3 数据模拟 |
| 2.3.1 似然函数的推导 |
| 2.3.2 exact似然函数数据模拟 |
| 2.3.3 HL似然函数数据模拟 |
| 第三章 暴涨模型和大尺度反常 |
| 3.1 大爆炸宇宙学 |
| 3.2 暴涨宇宙学 |
| 3.2.1 暴涨宇宙学介绍 |
| 3.2.2 宇宙学扰动 |
| 3.3 暴涨遇到的问题 |
| 3.3.1 宇宙学奇点问题 |
| 3.3.2 大尺度异常 |
| 第四章 反弹宇宙学 |
| 4.1 Galileon反弹模型的理论基础 |
| 4.2 标量扰动 |
| 4.2.1 反弹暴涨模型的背景 |
| 4.2.2 收缩相 |
| 4.2.3 反弹相 |
| 4.2.4 暴涨相 |
| 4.3 张量扰动和非高斯 |
| 4.3.1 张量扰动 |
| 4.3.2 暴涨相 |
| 4.4 模型限制 |
| 第五章 轴子模型 |
| 5.1 轴子暴胀的理论基础 |
| 5.2 初始条件 |
| 5.3 模型分析和模拟 |
| 第六章 总结与展望 |
| 附录A 宇宙学原初扰动 |
| 附录B 能量条件及其破坏 |
| 附录C Galileon反弹暴涨模型推导 |
| 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）引力理论的高阶导数项对暴涨功率谱和引力波的影响（论文提纲范文）
| 摘要 |
| ABSTRACT |
| 第一章 绪论 |
| 1.1 扩展有效场论暴涨理论的提出 |
| 1.2 引力的宇称破坏 |
| 1.3 文章结构 |
| 第二章 扩展有效场论暴涨理论的暴涨功率谱 |
| 2.1 扩展有效场论暴涨理论 |
| 2.1.1 张量微扰 |
| 2.1.2 标量微扰 |
| 2.2 均匀渐进近似中的解析解 |
| 2.2.1 WKB近似 |
| 2.2.2 转折点的分类 |
| 2.2.3 均匀渐进近似的近似解 |
| 2.3 标量微扰功率谱的非绝热效应 |
| 2.3.1 激发态的产生和粒子产生率 |
| 2.3.2 标量微扰谱 |
| 2.3.3 微扰谱的非绝热效应 |
| 2.3.4 指数积分(?)的影响 |
| 2.4 本章小结 |
| 第三章 无鬼宇称破坏引力中的引力波波形 |
| 3.1 无鬼宇称破坏引力 |
| 3.2 无鬼宇称破坏引力的引力波 |
| 3.3 振幅和速度双折射 |
| 3.3.1 相位修正 |
| 3.3.2 振幅修正 |
| 3.3.3 修正项的后牛顿阶数 |
| 3.4 引力波波形的修正 |
| 3.5 本章小结 |
| 第四章 无鬼宇称破坏引力的原初引力波极化 |
| 4.1 原初引力波的极化 |
| 4.1.1 引力波的运动方程 |
| 4.1.2 均匀渐进近似解 |
| 4.1.3 原初引力波的功率谱 |
| 4.1.4 圆极化与可探测性 |
| 4.2 本章小结 |
| 第五章 结论和展望 |
| 参考文献 |
| 致谢 |
| 作者简介 |
| 1 作者简历 |
| 2 攻读硕士学位期间发表的学术论文 |
| 学位论文数据集 |
（6）宇宙中的重子物质及其相关物理（论文提纲范文）
| 摘要 |
| Abstract |
| 第1章 宇宙学简介 |
| 1.1 宇宙学原理 |
| 1.2 Robertson–Walker度规 |
| 1.3 红移 |
| 1.4 角直径距离 |
| 1.5 相对论宇宙学与Friedmann方程 |
| 1.6 原初核合成与原初气体 |
| 1.7 复合 |
| 1.8 引力不稳定 |
| 1.9 Press–Schechter形式 |
| 第2章 气态晕(Gaseous Halos)的演化和形成 |
| 2.1 基本的流体力学和辐射过程 |
| 2.1.1 冷却效应 |
| 2.1.2 加热效应 |
| 2.2 流体力学平衡 |
| 2.2.1 气体密度分布 |
| 2.2.2 对流不稳定 |
| 2.2.3 Virial定理应用于气态晕 |
| 2.3 热气体晕的形成 |
| 2.3.1 吸积冲击(Accretion Shocks) |
| 2.3.2 碰撞气体(Collis ional Gas)的自相似坍缩 |
| 2.3.3 无碰撞成分的影响 |
| 2.3.4 球状坍缩的更一般的模型 |
| 2.4 气态晕的辐射冷却 |
| 2.4.1 均匀云的辐射冷却时间尺度 |
| 2.4.2 冷却半径的演化 |
| 2.4.3 冷却波的自相似解 |
| 2.4.4 有冷却效应的球坍缩 |
| 2.5 冷却气体的热和流体不稳定 |
| 2.5.1 热不稳定 |
| 2.5.2 流体动力学不稳定 |
| 2.5.3 热传导 |
| 2.6 有能量源的气态晕演化 |
| 2.6.1 冲击波 |
| 2.6.2 风和风驱泡(Wind-Driven Bubbles) |
| 2.6.3 超新星反馈和星系形成 |
| 2.7 数值模拟的结论 |
| 2.7.1 不考虑辐射冷却的三维坍缩 |
| 2.7.2 考虑辐射冷却的三维坍缩 |
| 第3章 星系际介质 |
| 3.1 星系际介质的电离态 |
| 3.1.1 复合后的物理条件 |
| 3.1.2 IGM的平均光深 |
| 3.1.3 Gunn-Peterson测试 |
| 3.1.4 来自宇宙微波背景的约束 |
| 3.2 电离源 |
| 3.2.1 光致电离与碰撞电离 |
| 3.2.2 类星体和年轻星系的发射率 |
| 3.2.3 中间吸收衰减 |
| 3.2.4 紫外背景的观测约束 |
| 3.3 星系际介质的演化 |
| 3.3.1 热演化 |
| 3.3.2 电离演化 |
| 3.3.3 再电离的时代 |
| 3.3.4 用 21cm线的发射和吸收探测再电离 |
| 3.4 吸收线的一般性质 |
| 3.4.1 分布函数 |
| 3.4.2 热致宽 |
| 3.4.3 固有增宽(Natural Broadening)与Voigt分布 |
| 3.4.4 等效线宽和柱密度 |
| 3.4.5 常见的QSO吸收线系统 |
| 3.4.6 光致电离模型 |
| 3.5 Lyman线丛 |
| 3.5.1 红移演化 |
| 3.5.2 柱密度分布 |
| 3.5.3 Doppler参数 |
| 3.5.4 吸收体的尺度 |
| 3.5.5 金属度 |
| 3.5.6 成团 |
| 3.5.7 低红移的线丛 |
| 3.5.8 氦的线丛 |
| 3.6 线丛的模型 |
| 3.6.1 早期模型 |
| 3.6.2 线丛的分层模型 |
| 3.6.3 流体力学模拟中的线丛 |
| 3.7 极限系统 |
| 3.8 阻尼系统 |
| 3.8.1 柱密度分布 |
| 3.8.2 红移演化 |
| 3.8.3 金属度 |
| 3.8.4 运动学 |
| 第4章 总结与展望 |
| 参考文献 |
| 致谢 |
（7）暴胀标量场非最小耦合项对微波背景辐射失真的影响研究（论文提纲范文）
| 摘要 |
| Abstract |
| 第一章 绪论 |
| 1.1 研究背景 |
| 1.2 研究现状 |
| 1.3 本文内容及安排 |
| 第二章 暴胀 |
| 2.1 引入暴胀的原因 |
| 2.1.1 视界问题 |
| 2.1.2 平坦性问题 |
| 2.2 原初标量扰动 |
| 2.2.1 最小耦合的慢滚暴胀 |
| 2.2.2 非最小耦合的慢滚暴胀 |
| 2.3 本章小结 |
| 第三章 当前与未来的CMB观测 |
| 3.1 Planck观测结果与局限性 |
| 3.2 微波背景辐射失真 |
| 3.3 PIXIE的观测精度 |
| 3.4 本章小结 |
| 第四章 非最小耦合模型 |
| 4.1 产生可观测CMB失真的必要条件 |
| 4.2 混合暴胀(VHI) |
| 4.2.1 最小耦合情形 |
| 4.2.2 非最小耦合情形 |
| 4.3 非正则K?hler暴胀(NCKI) |
| 4.3.1 最小耦合情形 |
| 4.3.2 非最小耦合情形 |
| 4.4 推广MSSM暴胀(GMSSMI) |
| 4.4.1 最小耦合情形 |
| 4.4.2 非最小耦合情形 |
| 4.5 推广可重整化拐点暴胀(GRIPI) |
| 4.5.1 最小耦合情形 |
| 4.5.2 非最小耦合情形 |
| 4.6 质量跑动暴胀(RMI) |
| 4.6.1 最小耦合情形 |
| 4.6.2 非最小耦合情形 |
| 4.7 本章小结 |
| 第五章 总结与展望 |
| 致谢 |
| 参考文献 |
| 攻读学位期间获得与学位相关的科研成果目录 |
（8）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 |
（9）望远镜自主观测控制和天文数据智能处理的研究（论文提纲范文）
| 摘要 |
| ABSTRACT |
| 第1章 引言 |
| 1.1 望远镜简介 |
| 1.1.1 大型光学望远镜 |
| 1.1.2 射电望远镜 |
| 1.1.3 极地望远镜 |
| 1.2 望远镜观测控制技术 |
| 1.2.1 CORBA |
| 1.2.2 DDS |
| 1.2.3 ZeroMQ |
| 1.2.4 基于套接字的自定义协议 |
| 1.3 天文数据处理概述 |
| 1.3.1 FAST数据处理 |
| 1.3.2 宇宙微波背景辐射 |
| 1.3.3 深度学习在天文中的应用 |
| 1.4 论文章节安排 |
| 第2章 望远镜自主观测和控制 |
| 2.1 RTS2和EPICS简介 |
| 2.2 基于RTS2和EPICS的望远镜自主观测控制框架 |
| 2.2.1 设备控制层 |
| 2.2.2 观测控制层 |
| 2.2.3 用户层 |
| 2.3 BSST自动观测流程 |
| 2.3.1 观测模式 |
| 2.3.2 观测计划 |
| 2.3.3 命令执行器 |
| 2.4 监控和报警 |
| 2.5 RTS2存在的问题 |
| 2.6 RACS2分布式观测控制框架 |
| 2.6.1 RACS2消息总线 |
| 2.6.2 框架内部结构 |
| 2.6.3 RACS2用户界面 |
| 2.6.4 RACS2自动观测流程 |
| 2.6.5 EPICS兼容层 |
| 2.6.6 RACS2日志系统 |
| 2.6.7 故障监控专家系统 |
| 2.6.8 自动构建和测试 |
| 2.6.9 性能测试 |
| 2.7 应用案例 |
| 2.8 本章小结 |
| 第3章 基于自主观测控制的相机控制 |
| 3.1 天文相机介绍 |
| 3.2 单传感器相机控制系统 |
| 3.3 通用相机控制软件 |
| 3.3.1 相机控制SDK |
| 3.3.2 基于C#的相机控制软件 |
| 3.3.3 基于AreaDetector的相机控制软件 |
| 3.4 大型拼接式相机控制系统 |
| 3.5 WFSTDAQ硬件设计 |
| 3.5.1 整体架构 |
| 3.5.2 数据通信协议 |
| 3.5.3 10G以太网UDP/IP通信性能调优 |
| 3.5.4 图像上传格式 |
| 3.5.5 FITS图像存储格式 |
| 3.6 相机控制与自主观测结合 |
| 3.7 本章小结 |
| 第4章 天文数据智能处理 |
| 4.1 FAST望远镜19波束数据自动化处理 |
| 4.2 CMB前景噪声处理 |
| 4.3 CMB和21 cm数据及数据预处理 |
| 4.4 CMB数据模型 |
| 4.4.1 平均值模型 |
| 4.4.2 深度神经网络模型 |
| 4.4.3 线性模型 |
| 4.5 结果对比 |
| 4.6 本章小结 |
| 第5章 总结与展望 |
| 5.1 工作总结 |
| 5.2 未来展望 |
| 参考文献 |
| 致谢 |
| 在读期间发表的学术论文 |
（10）宇宙学和中微子实验对中微子质量及质量序的限制（论文提纲范文）
| 摘要 |
| Abstract |
| 引言 |
| 1 宇宙学的基本理论及宇宙学观测 |
| 1.1 宇宙的动力学演化 |
| 1.2 宇宙学观测 |
| 1.2.1 Ia型超新星 |
| 1.2.2 重子声学振荡(BAO) |
| 1.2.3 哈勃参量观测 |
| 1.2.4 宇宙微波背景 |
| 2 中微子宇宙学 |
| 2.1 中微子的宇宙学演化 |
| 2.2 中微子的宇宙学效应 |
| 3 中微子及中微子实验 |
| 3.1 中微子振荡实验 |
| 3.2 无中微子双贝塔衰变 |
| 4 对中微子质量及质量序的限制 |
| 4.1 贝叶斯证据 |
| 4.2 宇宙学数据对中微子质量及质量序的限制 |
| 4.3 全部数据对中微子质量及质量序的限制 |
| 4.4 小结 |
| 结论 |
| 参考文献 |
| 攻读硕士学位期间发表学术论文情况 |
| 致谢 |
四、测量宇宙微波背景辐射的极化（论文参考文献）
- [1]基于噪声读出的太赫兹高灵敏度探测器的关键技术研究[D]. 高暠. 中国科学技术大学, 2021(09)
- [2]AliCPT实验中的底层数据处理与束流系统误差研究[D]. 张子睿. 山东大学, 2020(12)
- [3]宇宙微波背景辐射的前景扣除[D]. 姚健. 上海交通大学, 2020(01)
- [4]早期宇宙模型的数据模拟[D]. 倪书磊. 华中师范大学, 2020(01)
- [5]引力理论的高阶导数项对暴涨功率谱和引力波的影响[D]. 乔进. 浙江工业大学, 2020(02)
- [6]宇宙中的重子物质及其相关物理[D]. 张贤成. 吉林大学, 2020(08)
- [7]暴胀标量场非最小耦合项对微波背景辐射失真的影响研究[D]. 戴锐. 武汉理工大学, 2020(08)
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