导读:本文包含了天体物理因子论文开题报告文献综述、选题提纲参考文献及外文文献翻译，主要关键词:天体,物理,因子,特洛伊木马,热核反应,质心,核反应。
天体物理因子论文文献综述
谌阳平,郭冰,李志宏,李云居,苏俊[1]（2017）在《通过~(12)C(~(11)B,~7Li)~(16)O反应研究~(12)C(α,γ)~(16)O天体物理S_(E2)因子》一文中研究指出~(12)C(α,γ)~(16)O被认为是最重要的核天体物理反应之一。作为3α反应合成~(12)C后的后续反应,该反应强烈影响着宇宙中碳氧同位素(主要为~(12)C和~(16)O)的丰度比,而这两种同位素是可观测宇宙中丰度第4和第3高的同位素。本工作通过测量~(12)C(~(11)B,~7Li)~(16)O反应,导出6.917MeV 2~+阈下共振的约化α宽度,并根据约化α宽度,导出~(12)C(α,γ)~(16)O在伽莫夫窗口内的天体物理S_(E2)因子。本实验在中国原子能科学研究院的HI-13串列加速器上进行。采用束流能量为50 MeV的~(11)B束流,对~(12)C(~(11)B,~7Li)~(16)O反应~(16)O 6.917 MeV激(本文来源于《中国原子能科学研究院年报》期刊2017年00期）
安振东[2]（2016）在《氦燃烧中~(12)C(α,γ)~(16)O反应天体物理S因子及其热核反应率的综合研究》一文中研究指出在恒星氦燃烧的起始阶段(恒星内部核心温度T～0.2×109K),3α→12C+γ反应过程起决定作用。当生成的12C达到相当的丰度后12C(α,γ)16O将控制燃烧过程。3α反应和12C(α,γ)16O反应相互竞争,两者的反应速率(反应截面或S因子与反应核素速率分布的卷积)共同决定了氦燃烧结束后12C与16O的丰度比,该比值是大质量恒星后继演化以及伴随的元素核合成过程的初始条件。这些过程对12C(α,γ)16O反应在恒星环境中的温度为0.2×109K(即T9=0.2,对应的质心系能量Ec.m.=0.3 MeV)处的反应速率极为敏感。目前,T9=0.2处3α反应的截面及其反应率的不确定度降低到12%,天体物理模型要求相应的12C(α,γ)16O反应率的精确度要低于10%,然而尚未有实验或理论给出满足要求的结果。William A.Fowler在1983年诺贝尔物理学奖报告中说到:人类身体的90%是由12C和16O组成的,我们了解其中的化学和生物过程,然而我们确不清楚形成12C和16O元素的天体核过程。并将12C(α,γ)16O反应天体热核反应速率称为核天体物理学的“圣杯(holy grail)”。在Ec.m.=0.3 MeV处,12C(α,γ)16O的俘获总截面估计在10-17 b上下,且反应机制复杂,及库仑位垒的影响直接测量如此小的截面极为困难。目前最为直接和可靠地获取12C(α,γ)16O反应速率的方法,就是尽可能往低能区测量其天体物理S因子,然后通过理论外推到所感兴趣的能区。为了弄清楚16O核对于这一反应天体物理S因子的具体作用,四十多年的实验研究积累了大量的相关实验数据,包括精确测量12C(α,γ)16O的总的S因子,基态辐射俘获的γ角分布及其导出的电偶极跃迁S因子SE10和电四极跃迁部分SE20,经16O核子四个束缚态的级联跃迁反应截面,16N核的β-延迟α粒子衰变谱,转移反应12C(6Li,d)16O或12C(7Li,t)16O的微分反应截面,12C(α,α)12C的弹性散射截面,以及更高能区开放的12C(α,α1)12C和12C(α,p)15N反应道数据。目前实验直接测量的12C(α,γ)16O反应最低能量是质心系891keV,测量误差在50%以上。不同外推模型给出的天体物理S因子Stot(0.3 MeV)彼此间相互矛盾,相应的不确定度是天体物理模型要求值的2倍以上。R-矩阵理论是上面这些16O核系统实验数据拟合及其外推最为有效的分析手段之一,也是本文最为主要的研究内容。首先,我们基于经典的R-矩阵理论,建立了用于低能核反应的多道、多个能级的约化R-矩阵理论,用于拟合上述的几乎所有的16O系统的实验数据。不同于已有的采用L表象处理12C(α,γ)16O俘获反应道的R-矩阵模型,我们的理论采用道自旋耦合表象,拟合表明该表象下的积分和微分反应截面公式,可以分别精确地描述12C(α,γ)16O反应天体物理S因子和基态俘获的角分布实验数据。这也是理论上首次采用R-矩阵理论来拟合12C(α,γ)16O反应的微分数据,其分析所确定的分波贡献及导出数据SE10和SE20,要比已有工作采用勒让德多项式的拟合结果更为合理。配合使用协方差统计和误差传播理论,通过迭代拟合上述有关16O系统的所有可用的实验数据,拟合外推得到了客观的、内部自恰的和唯一性好的12C(α,γ)16O反应天体物理S因子。总的外推S因子为,Stot(0.3 MeV)=162.7±7.3 keV b,这是理论中首次给出达到恒星演化与元素核合成模型的误差要求的S因子。其次,基于约化R-矩阵分析给出的全能区的S因子,我们计算给出了温度位于0.04≤T9≤10区间的12C(α,γ)16O反应天体物理反应率。在最为关注的T9=0.2处,推荐的反应率为(7.83±0.35)×1015cm3mol-1s-1,相对误差为4.5%。以此反应率,我们分别研究了其对25M恒星演化中等质量核素(A=16-40)和弱中子俘获过程(weak s-process)产生的核素的影响,给出了我们推荐的12C(α,γ)16O反应率所限定的相应核素的产额。该反应率的获得将有助于科学家理解上至铁区的中等质量核素的合成、铁区以后重元素经s、r和p等过程核合成的反应机制,以及大质量恒星随后的演化进程(白矮星的冷却、超新星爆发的光变曲线、中子星和大质量的X射线黑洞双星的形成)等。(本文来源于《中国科学院研究生院(上海应用物理研究所)》期刊2016-03-01）
傅元勇,李成波,文群刚,周书华[3]（2014）在《间接测量天体物理S因子的特洛伊木马方法》一文中研究指出天体环境下的核反应速率是各种关于天体核合成理论模型所需的输入量,对于了解天体核合成过程,以及宇宙的演化很重要。但是在天体温度下,核反应是在很低的能量上发生的。由于库仑位垒的作用,反应截面非常低,直接测量很难进行。通过测量合适的叁体反应截面,特洛伊木马方法提供了一种提取感兴趣的低能两体反应截面的方法;而且,采用一系列近似可得到便于计算的理论公式。本文介绍特洛伊木马方法的原理及其在天体核反应中的应用。(本文来源于《原子核物理评论》期刊2014年04期）
吴志丹,郭冰,李志宏,李云居,苏俊[4]（2013）在《~(16)N阈下态中子谱因子及~(15)N(n,γ)~(16)N天体物理反应率》一文中研究指出氟对恒星中的物理条件极其敏感,因此,它对于核合成研究而言是一种重要的元素。产生氟的天体物理场所为渐进巨支(AGB)星。在AGB星中,15N(n,γ)16N反应与15N(α,γ)19F反应的竞争会影响氟的丰度。本工作用Q3D磁谱仪测量了15N(7Li,6Li)16N布居16N基态和前3个激发态的角分布。通过对实验数据的扭曲波玻恩近似(DWBA)分析,导出这些态的谱因子(0.96±0.09、0.69±0.09、(本文来源于《中国原子能科学研究院年报》期刊2013年00期）
吴志丹,郭冰,李志宏,李云居,苏俊[5]（2014）在《~(16)N阈下态中子谱因子及~(15)N(n,γ)~(16)N天体物理反应率》一文中研究指出氟对恒星中的物理条件极其敏感,因此,它对于核合成研究而言是一种重要的元素。产生氟的天体物理场所为渐进巨支(AGB)星。在AGB星中,~(15)N(n,γ)~(16)N反应与~(15)N(α,γ)~(19)F反应的竞争会影响氟的丰度。本工作用Q3D磁谱仪测量了~(15)N(~7Li,~6Li)~(16)N布居~(16)N基态和前3个激发态的角分布。通(本文来源于《中国原子能科学研究院年报 2013》期刊2014-06-01）
陈思泽[6]（2014）在《6Li(p,gamma)7Be低能天体物理因子的测量（英文）》一文中研究指出(本文来源于《核天体反应截面间接测量方法研讨会报告集》期刊2014-05-05）
李二涛,李志宏,李云居,颜胜权,郭冰[7]（2010）在《~6He(p,γ)~7Li天体物理S因子和反应率的间接测量》一文中研究指出大爆炸原初核合成标准模型成功地预言了2H、3He、4He的丰度,但是对最古老贫金属恒星中锂元素丰度进行观测,其结果却与模型计算结果相错甚远。根据威尔金森宇宙微波背景辐射各向异性探测器(WMAP)观测得到的重子光子密度比率,模型计算结(本文来源于《第十四届全国核物理大会暨第十届会员代表大会论文集》期刊2010-11-01）
李志宏,郭冰,李云居,苏俊,李二涛[8]（2010）在《用单核子转移反应间接确定辐射俘获反应的天体物理S因子和反应率》一文中研究指出核天体物理是将研究宏观世界的天体物理和研究微观世界的原子核物理结合起来的一门交叉学科。宇宙中各种化学元素及其同位素合成的过程、时标、物理环境、天体场所和丰度分布都是核天体物理的主要研究对象。其中,确定天体物理感兴趣的核反应及不稳定核衰变的速率是核天体物理研究重要基础。(本文来源于《第十四届全国核物理大会暨第十届会员代表大会论文集》期刊2010-11-01）
周静,付元勇,夏海鸿,周书华[9]（2008）在《~2H(d,γ)~4He反应天体物理S因子测量》一文中研究指出2H(d,γ)4He反应是原初核合成与星系核合成过程中的重要核反应。在质心系能量小于80keV处,该反应的天体物理因子S(E)明显偏离高能时的趋势,这意味着反应初态为5S2态,这将导致S(0)(本文来源于《中国原子能科学研究院年报》期刊2008年00期）
李二涛[10]（2009）在《~6He（p，γ）~7Li_（g.s.）和~（11）B（p，γ）~（12）C_（g.s.）天体物理S因子和反应率的间接测量》一文中研究指出近年来,利用单质子转移反应提取核的质子谱因子,已经广泛应用于质子辐射俘获反应的研究之中。该方法通过测量截面较大的单质子转移反应的角分布并用扭曲波波恩近似进行分析,导出剩余核的质子谱因子,进而得出质子辐射俘获反应的直接俘获截面以及天体物理S因子和反应率。本工作在HI-13串列加速器次级束流线上利用加速器产生的46 MeV ~7Li初级束通过~2H(~7Li,~6He)~3He反应产生了~6He次级束,利用该次级束测量了~6He(d,n)~7Li和~(12)C(~6He,~7Li)~(11)B反应的角分布,通过与理论计算比较导出了~7Li和~(12)C基态的质子谱因子,计算了~6He(p,γ)~7Li_(g.s.)和~(11)B(p,γ)~(12)C_(g.s.)直接辐射俘获反应在天体物理感兴趣能区的激发曲线、天体物理S因子和反应率。本论文布局如下:第一章概述了宇宙的形成、核天体物理和放射性核束的产生;第二章对HI-13串列加速器次级束流线实验装置及其实验成果做了简介;第叁章、第四章是本论文工作的主题,在这两章中,首先介绍了直接辐射俘获反应率的间接测量方法,然后对~6He(d,n)~7Li和~(12)C(~6He,~7Li)~(11)B反应角分布的实验测量以及~6He(p,γ)~7Li_(g.s.)和~(11)B(p,γ)~(12)C_(g.s.)直接辐射俘获反应的天体物理S因子及反应率的推导过程及计算结果进行了详细的阐述;第五章是本论文的总结。(本文来源于《郑州大学》期刊2009-05-01）
天体物理因子论文开题报告
（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：
在恒星氦燃烧的起始阶段(恒星内部核心温度T～0.2×109K),3α→12C+γ反应过程起决定作用。当生成的12C达到相当的丰度后12C(α,γ)16O将控制燃烧过程。3α反应和12C(α,γ)16O反应相互竞争,两者的反应速率(反应截面或S因子与反应核素速率分布的卷积)共同决定了氦燃烧结束后12C与16O的丰度比,该比值是大质量恒星后继演化以及伴随的元素核合成过程的初始条件。这些过程对12C(α,γ)16O反应在恒星环境中的温度为0.2×109K(即T9=0.2,对应的质心系能量Ec.m.=0.3 MeV)处的反应速率极为敏感。目前,T9=0.2处3α反应的截面及其反应率的不确定度降低到12%,天体物理模型要求相应的12C(α,γ)16O反应率的精确度要低于10%,然而尚未有实验或理论给出满足要求的结果。William A.Fowler在1983年诺贝尔物理学奖报告中说到:人类身体的90%是由12C和16O组成的,我们了解其中的化学和生物过程,然而我们确不清楚形成12C和16O元素的天体核过程。并将12C(α,γ)16O反应天体热核反应速率称为核天体物理学的“圣杯(holy grail)”。在Ec.m.=0.3 MeV处,12C(α,γ)16O的俘获总截面估计在10-17 b上下,且反应机制复杂,及库仑位垒的影响直接测量如此小的截面极为困难。目前最为直接和可靠地获取12C(α,γ)16O反应速率的方法,就是尽可能往低能区测量其天体物理S因子,然后通过理论外推到所感兴趣的能区。为了弄清楚16O核对于这一反应天体物理S因子的具体作用,四十多年的实验研究积累了大量的相关实验数据,包括精确测量12C(α,γ)16O的总的S因子,基态辐射俘获的γ角分布及其导出的电偶极跃迁S因子SE10和电四极跃迁部分SE20,经16O核子四个束缚态的级联跃迁反应截面,16N核的β-延迟α粒子衰变谱,转移反应12C(6Li,d)16O或12C(7Li,t)16O的微分反应截面,12C(α,α)12C的弹性散射截面,以及更高能区开放的12C(α,α1)12C和12C(α,p)15N反应道数据。目前实验直接测量的12C(α,γ)16O反应最低能量是质心系891keV,测量误差在50%以上。不同外推模型给出的天体物理S因子Stot(0.3 MeV)彼此间相互矛盾,相应的不确定度是天体物理模型要求值的2倍以上。R-矩阵理论是上面这些16O核系统实验数据拟合及其外推最为有效的分析手段之一,也是本文最为主要的研究内容。首先,我们基于经典的R-矩阵理论,建立了用于低能核反应的多道、多个能级的约化R-矩阵理论,用于拟合上述的几乎所有的16O系统的实验数据。不同于已有的采用L表象处理12C(α,γ)16O俘获反应道的R-矩阵模型,我们的理论采用道自旋耦合表象,拟合表明该表象下的积分和微分反应截面公式,可以分别精确地描述12C(α,γ)16O反应天体物理S因子和基态俘获的角分布实验数据。这也是理论上首次采用R-矩阵理论来拟合12C(α,γ)16O反应的微分数据,其分析所确定的分波贡献及导出数据SE10和SE20,要比已有工作采用勒让德多项式的拟合结果更为合理。配合使用协方差统计和误差传播理论,通过迭代拟合上述有关16O系统的所有可用的实验数据,拟合外推得到了客观的、内部自恰的和唯一性好的12C(α,γ)16O反应天体物理S因子。总的外推S因子为,Stot(0.3 MeV)=162.7±7.3 keV b,这是理论中首次给出达到恒星演化与元素核合成模型的误差要求的S因子。其次,基于约化R-矩阵分析给出的全能区的S因子,我们计算给出了温度位于0.04≤T9≤10区间的12C(α,γ)16O反应天体物理反应率。在最为关注的T9=0.2处,推荐的反应率为(7.83±0.35)×1015cm3mol-1s-1,相对误差为4.5%。以此反应率,我们分别研究了其对25M恒星演化中等质量核素(A=16-40)和弱中子俘获过程(weak s-process)产生的核素的影响,给出了我们推荐的12C(α,γ)16O反应率所限定的相应核素的产额。该反应率的获得将有助于科学家理解上至铁区的中等质量核素的合成、铁区以后重元素经s、r和p等过程核合成的反应机制,以及大质量恒星随后的演化进程(白矮星的冷却、超新星爆发的光变曲线、中子星和大质量的X射线黑洞双星的形成)等。
（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。
天体物理因子论文参考文献
[1].谌阳平,郭冰,李志宏,李云居,苏俊.通过~(12)C(~(11)B,~7Li)~(16)O反应研究~(12)C(α,γ)~(16)O天体物理S_(E2)因子[J].中国原子能科学研究院年报.2017
[2].安振东.氦燃烧中~(12)C(α,γ)~(16)O反应天体物理S因子及其热核反应率的综合研究[D].中国科学院研究生院(上海应用物理研究所).2016
[3].傅元勇,李成波,文群刚,周书华.间接测量天体物理S因子的特洛伊木马方法[J].原子核物理评论.2014
[4].吴志丹,郭冰,李志宏,李云居,苏俊.~(16)N阈下态中子谱因子及~(15)N(n,γ)~(16)N天体物理反应率[J].中国原子能科学研究院年报.2013
[5].吴志丹,郭冰,李志宏,李云居,苏俊.~(16)N阈下态中子谱因子及~(15)N(n,γ)~(16)N天体物理反应率[C].中国原子能科学研究院年报2013.2014
[6].陈思泽.6Li(p,gamma)7Be低能天体物理因子的测量（英文）[C].核天体反应截面间接测量方法研讨会报告集.2014
[7].李二涛,李志宏,李云居,颜胜权,郭冰.~6He(p,γ)~7Li天体物理S因子和反应率的间接测量[C].第十四届全国核物理大会暨第十届会员代表大会论文集.2010
[8].李志宏,郭冰,李云居,苏俊,李二涛.用单核子转移反应间接确定辐射俘获反应的天体物理S因子和反应率[C].第十四届全国核物理大会暨第十届会员代表大会论文集.2010
[9].周静,付元勇,夏海鸿,周书华.~2H(d,γ)~4He反应天体物理S因子测量[J].中国原子能科学研究院年报.2008
[10].李二涛.~6He（p，γ）~7Li_（g.s.）和~（11）B（p，γ）~（12）C_（g.s.）天体物理S因子和反应率的间接测量[D].郑州大学.2009
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