导读:本文包含了致密星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:致密,星系,中子星,双星,恒星,白矮星,物态。
致密星论文文献综述
高颖[1]（2019）在《大质量致密星系的形成演化研究》一文中研究指出星系的诞生、演化与宇宙的环境息息相关。处于不同宇宙时期的星系有不同的性质,因此,研究星系的形成与演化对宇宙早期物理的揭示十分重要。而大质量星系的形成与早期宇宙有很大关联,所以大质量星系演化的研究一直是星系的结构与演化研究的热点。大量的观测事实表明,星系满足许多标度关系,其中为人所知的是星系大小-质量关系。在对星系的大小-质量关系研究时发现,高红移星系的半径-质量关系偏离近邻星系半径-质量关系,且红移越高星系的半径-质量关系越偏离近邻星系半径-质量关系。可以得到同等质量高红移星系的有效半径远小于低红移星系的有效半径。星系的有效半径在数十亿年内迅速演化,对星系大小的演化有几种机制获得了研究者们的支持:(1)观测效应;(2)活动星系核的反馈的作用;(3)并合机制等。并合作用中次并合对星系大小的增长解释很受欢迎,因为次并合模型与观测到的星系半径增长正比于质量增长的平方的观测现象相符。星系的演化分为两个阶段的次并合理论更是受到研究者们广泛支持,该理论认为星系的形成可以分为两个阶段,星系的核心区域在高红移时期形成在后期演化过程中逐渐构建了外围延展部分。但上面所提到的解释机制都不能很完美解释观测现象,星系大小的演化可能存在其他演化方式。由于高红移致密星系与近邻大质量椭圆星系有类似的椭球结构且中心密度一致,研究者们猜想大质量早期星系的核区很可能是由高红移致密星系演化而来,这种猜想为大质量星系的演化开辟了新思路、提供了新的演化路径,本研究希望通过对近邻星系核区光谱的分析,利用星系核区的年龄、金属丰度、恒星形成历史进一步验证高红移大质量致密星系的演化路径,为大质量星系的形成与演化研究新思路提供有力支持。本文中,我们从斯隆数字巡天数据中选取了182个满足条件的低红移大质量核区致密的星系,并对它们的核区光谱拟合结果和星系形态分类进行分析。首先,对182个低红移大质量致密的核区源与选择的低红移比较样本的光谱分析结果进行比较,发现两个样本光谱分析所得核区的质量权重年龄-质量、质量权重金属丰度-质量关系没有明显区别,在一定质量范围内,质量权重金属丰度随星系核区质量的增加而增加。两者的质量权重年龄中值约为12Gyr表明低红移大质量星系的核区是在高红移处形成的(z=3-4)。然后利用样本星系光谱得到的星系核区的年龄反推样本星系核区的形成时间,根据致密核随红移的演化与高红移致密宁静星系(red-nuggets)的分布得到高红移致密宁静星系很可能是低红移星系致密核的祖先这一结论。因此低红移大质量核区致密星系的致密核区很可能是由高红移致密宁静星系演化而来。最后我们对低红移大质量核区致密星系进行了形态分类,得出样本星系中有约80%的早期类型星系和20%的晚期类型星系的结论。结合对星系核区年龄等研究得到高红移致密星系很可能幸存于现今大质量核区致密星系中,且存在多种演化路径的结论。(本文来源于《山东大学》期刊2019-05-08）
陈雪飞,李焱,韩占文[2]（2018）在《双致密星引力波源的形成》一文中研究指出迄今为止,aLIGO/Virgo共探测到5次恒星级双黑洞并合和1次双中子星并合发出的引力波信号,宣布了引力波时代的全面到来.双白矮星的绕转和并合产生的引力波信号则是未来空间引力波探测器的主要探测目标.双星演化是这些双致密星形成的主要途径.本文从恒星演化出发,对这些双致密星引力波源的形成图像和面临的不确定性进行系统地介绍.这些不确定性主要来自大质量恒星星风、恒星后期演化、超新星爆发、双星演化的基本过程等.(本文来源于《中国科学:物理学 力学 天文学》期刊2018年07期）
彭宗开[3]（2018）在《双致密星并合事件与快速射电暴相关性研究》一文中研究指出双致密星并合过程的研究在双黑洞并合的引力波以及双中子星并合的引力波发现之后,被推上了高能天体物理研究的前沿。特别是GW170817及其电磁对应体的发现,不仅直接证明了双中子星并合是短暴的起源之一,同时标志着引力波和多波段电磁信号多信使研究的开始。这是一个崭新的天文学研究的新时代。短暴的致密双星并合起源很早之前就提出,而统一动力学余辉模型很好的解释了短暴之后余辉的辐射特征。数值模拟的结果显示双中子星或者中子星-黑洞系统在并合过程中都会有部分动力学抛射物抛射出来,这部分抛射物在通过快中子俘获反应之后产生放射性物质给抛射物自身供能,产生千新星(Kilonova)。这些电磁辐射在GW170817双中子星并合引力波事件中都有得到观测的验证。快速射电暴(FRB)作为一个年轻的高能天体物理暂现现象,其爆发机制我们还并不清楚。其观测上表现出时标极短～ms,流量密度极高～Jy ms,这很容易让人联想到可能为致密星起源,并提出了很多模型来解释FRBs的产生。科学家们在寻找FRBs其他波段电磁对应体的问题上做了很多的努力,FRB 150418曾被认为在其爆发后2小时到6天的时间里观测到了5.5 GHz和7.5 GHz波段的辐射,但很快被后续的观测否定,认为后续的射电辐射其实是来自于活动星系核的活动,所以第一次寻找FRBs的电磁对应体是以失败告终。而FRB 131104/SwiftJ0644.5-5111疑似成协事件将伽玛暴和快速射电暴联系在一起,虽然在FRB 131104的观测天区也观测到了活动星系核的活动,但是并没有排除FRB 131104/S wift J0644.5-5111有共同起源的可能。这篇文章,我们主要讨论了致密双星并合事件与FRBs之间存在相关性的可能。在第一章我们简单介绍了双致密星并合产生的多波段电磁辐射。第二章我们介绍了快速射电暴的分类,主要分为非重复快速射电暴和重复快速射电暴,并且重点介绍了双中子星并合产生FRBs的模型和黑洞-中子星并合产生FRBs的模型。第叁章,我们用统一动力学余辉模型来研究FRB131104/Swift J0644.5-5111疑似成协事件的环境参数,但是由于没有观测到除了伽玛射线以外其他波段的电磁对应体,我们只能用各个探测器的探测上限来限制FRB 131104的环境参数,并且在一定程度上给出了 FRB 131104起源于黑洞-中子星并合的可能性。在第四章,我们做了简单的关于致密双星并合问题的探讨和展望。(本文来源于《南京大学》期刊2018-05-01）
荆珍珍[4]（2017）在《超重致密星结构和性质的研究》一文中研究指出在2010年和2013年,观测发现两颗大质量的中子星:PSR J1614+2230(质量约为1.97?0.04M?)和PSR J0348+0432(质量约为2.01?0.04M?),其中M?为太阳质量,但是在广义相对论的理论框架下,软的致密物质的物态方程不能支持质量大于2.0M?的大质量中子星,而重离子碰撞实验分析及相关理论研究认为高密度非对称核物质可能具有较软的物态方程,高密区超子和K介子凝聚也会使高密物质的物态方程变软。这样天文观测和核物理理论之间就出现了矛盾。我们计算和讨论了强电场对中子星质量的影响,我们假设中子星内有净电荷存在,由于电荷之间的排斥力,星体带电之后软物态方程将会等效的变硬,因此来支持大质量的中子星;选取一个有代表性的软物态方程,我们发现要使电荷对物态方程有明显的影响并且通过静电场来增加星体的最大质量,星体内的总电量应该在1020C的量级上;为了研究电荷分布对星体最大质量的影响,我们考虑了两种电荷分布,计算发现即使对于不同的电荷分布,为了支持?2.0 M?的中子星,星体所需要带的总电量是相似的?2.3?1020C;在本文中,我们还简单计算了带电中子星的稳定性,计算发现它在动力学上是稳定的。事实上,这样类似的问题也存在于另一类致密星体——白矮星中。人们普遍认为在双星系统中当白矮星的质量达到钱德拉塞卡质量极限(1.44 M?)时,Ia型超新星爆发将会发生,由于这个独特的特点,SN Ia被作为标准烛光来测量宇宙的尺度和了解宇宙膨胀的历史,但是最近观测发现了超亮度的SN Ia,比如SN 2003fg,SN 2006gz,SN 2007if和SN 2009dc,普遍被人们接受的解释是可能存在一个超钱德拉塞卡质量极限的源,即存在超钱德拉塞卡质量极限的白矮星,这就与经典的白矮星理论相矛盾。为了解决白矮星内存在的矛盾,我们提出了两种机制:一是考虑修正的引力理论(EiBI引力理论),二是考虑在白矮星的内部有暗物质存在。第一,在EiBI的引力理论下,我们重新研究了白矮星的结构和性质,发现EiBI引力为我们提供一种新的方式来理解观测现象。我们通过选取合适的Eddington参数,采用自由电子气的物态方程,白矮星的质量可以达到2.8M?,并且最大质量与星体的中心密度呈正相关;反过来我们也可通过白矮星的最大质量来约束Eddington参数;另外,我们还计算了EiBI引力下白矮星的开普勒转速,计算发现白矮星与中子星的开普勒转速出现了简并,那我们就不能仅仅通过观测到的脉冲星的频率和质量来区分两种致密星。第二,暗物质作为宇宙的主要组成部分,致密星体中很有可能存在暗物质,在本文中我们基于暗物质混合白矮星来解释超亮度的SN Ia。我们通过计算发现,当白矮星吸积足够多的暗物质,暗物质粒子即费米子由于粒子间的pauli不相容原理,暗物质白矮星的质量将会增加进而超过钱德拉塞卡质量极限。另外,我们也研究了暗物质白矮星的一些观测量,比如引力红移和转动惯量,发现这些量敏感于暗物质粒子的分布,将来可以作为探针来探测暗物质粒子的一些相关信息。(本文来源于《华南理工大学》期刊2017-04-12）
关红慧[5]（2016）在《真空涨落与致密星体》一文中研究指出中子星作为超新星爆发的产物,具有高密度、强引力场和电磁场等极端条件,是一种得天独厚的宇宙物理实验室,一直被物理学家和天体物理学家广泛关注。本文主要讨论由中子,质子,轻子组成的反对称中子星。以FSUGold模型与相对论平均场理论(MFT)为基础,在相对论性哈特利近似(RHA)与无规相近似(RPA)下,计算了核子及各介子的有效质量以及真空涨落(VF)后的物态方程(EOS)。然后将物态方程(EOS)代入球对称静态理想流体恒星内部的平衡方程(TOV),在满足相同的核饱和性质的情况下,通过调试叁个参数大小(五个参数大小)得出中子星的最大质量由1.71 Msun降低到1.35Msun(1.40Msun)。另外,与FSUGold结果相比,中子星的很多物理性质变得“平缓”。与最新的天文观测数据相比,在相对论平均场论框架下,高阶圈图的贡献以及其他物理机制的贡献仍是亟待研究的。(本文来源于《华东师范大学》期刊2016-04-06）
周颖[6]（2014）在《致密星非径向振动的研究》一文中研究指出首先，我们阐述了中子星结构和性质的研究现状及意义，以及致密星非径向振动f-mode的研究方法。在后面的两个主要部分，计算并讨论了中子星和夸克星的f-mode振动频率和衰减时间。详细地，我们利用普遍用来计算致密星结构的广义相对论下球对称理想流体静力学平衡方程(TOV方程)，并且饱和核密度附近给定对称能斜率一个合理的范围，计算了中子星的质量-半径关系，以及中子星非径向振动f-mode的振动频率和衰减时间，同时获得了频率和衰减时间的约束范围。结果表明：较大的对称能斜率对应着较小的振动频率和较长的衰减时间；与牛顿理论做对比，广义相对论下计算出的f-mode振动频率跟平均密度的平方根存在类似的比例关系；并且以致密度(M R)作为自变量，以含有衰减时间的函数作为因变量进行合理的拟合。另一方面，非牛顿引力的提出是为了使地面实验给出的软物态可以支持观测到的大质量脉冲星，它提供一种排斥力，在物理上类似于暗能量的作用。本文在夸克星内考虑了非牛顿引力，夸克星物质的状态方程用MIT口袋模型来描述，同样计算了夸克星的质量-半径关系和f-mode的振动频率和衰减时间。研究发现：对较大的口袋参数B，即B=117MeVfm-3时，计算出的夸克星最大质量为观测到的典型脉冲星的质量，非牛顿引力应该被考虑。而且我们的计算结果显示，与传统的中子星相比，星体质量相同时夸克星拥有相对较高的f-mode振动频率。(本文来源于《华南理工大学》期刊2014-05-30）
林晓鸷[7]（2014）在《高红移大质量致密星系：成团性研究》一文中研究指出高红移大质量宁静星系(QG)的研究最近以来越来越引起大家的广泛重视。大质量宁静星系的数目在高红移和低红移都比较少,然而在中等红移(红移1～2)处,数目急剧增加并达到峰值。至于这些高红移大质量宁静星系形成原因引起天文学家的广泛猜想。最知名的猜想莫过于星系并合模型。然而近年来有研究表明,并合模型并不足以解释高红移大质量星系形态上的急剧变化。因此有一种新的理论认为高红移大质量宁静星系的前身或许是更高红移处的大质量恒星形成星系(SFG),并且这些星系通过自身恒星形成活动的熄灭最终演化成为大质量宁静星系。本论文中,我们尝试利用GOODS-S场和COSMOS场的数据,挑选出高红移不同区间的大质量宁静星系和恒星形成星系,并且进行物理性质上的比较。从中推测看看哪一种大质量宁静形成的理论更符合观测结果。我们结合CANDELS-GOODS-S场和COSMOS极深场的数据,利用哈勃空间望远镜(HST/WFC3)的图像以及多波段测光来研究红移1-3之间的大质量星系的结构,恒星形成活动等等的演化特征。大质量的致密星系被通过静止系UVJ方法划分为致密的恒星形成星系以及致密的宁静星系。我们发现红移在1到2之间的致密的宁静星系在形态,颜色以及成团性上与红移在2到3之间的致密的恒星形成星系很相似。结论支持了在红移2附近,致密的恒星形成星系由恒星形成活动熄灭演化成为致密的宁静星系的模型,以及致密的恒星形成星系很可能是致密的宁静星系的祖先的假说。(本文来源于《中国科学技术大学》期刊2014-05-01）
徐晓杰[8]（2012）在《致密星双星的演化和X射线源的研究》一文中研究指出x射线是高能天体物理的重要研究波段,研究天体的x射线辐射对认识它们的形成和演化具有重要的意义。此外,x射线辐射也可以被用来限制宇宙中的恒星形成历史,星系的形成和演化等等重要课题。近年来,随着Chandra, XMM-Newton等一批新的x射线望远镜投入工作,我们能够探测到的x射线源越来越多,源的光度越来越低,得到的x射线源的位置和光谱也越来越精确。这些新的观测结果对x射线源的起源,演化和最终产物的研究提供了新的机遇和挑战。在本文中,我们将就x射线点源、特别是含有白矮星为致密吸积星的x射线源的性质进行研究。我们力图通过x射线观测和数值计算两种手段,研究这类源的形成和演化中的一些重要过程、其性质受所处环境的影响、它们的演化产物以及它们和Ia型超新星可能的前身星之间的关系。第一章为x射线天文学综述,我们简要介绍了x射线源的观测和理论工作。主要内容包括星系中明亮的x射线点源的观测特征;两类x射线双星的形成和演化,以及星系中不同环境下的激变变星的观测和统计工作。其中我们着重介绍了双星演化中的公共包层,吸积过程,不稳定吸积盘的条件和吸积物质与致密星的相互作用,星系内激变变星的性质、统计结果和所处环境的关系等。在第二章我们以GRO J1744-28和Ia型超新星为例,研究不稳定的吸积盘在双星演化中的应用。我们在双星演化程序中加入了吸积盘不稳定性的因素,并采用最新的白矮星表面的H和He稳定燃烧的条件,以此未跟踪不同初始质量和轨道周期的白矮星双星的演化。在此过程中,我们还考虑了不同初始成分的白矮星累积足够物质之后的可能产物以及对双星轨道的影响等等因素。我们的研究表明,GROJ1744-28这个同时具有慢自转、高磁场强度和低质量伴星的x射线双星很可能是从一个含有ONeMg白矮星和一颗正常恒星的双星系统演化而来。在其演化过程中,白矮星经历了不稳定盘吸积和被吸积物质在其表面的燃烧和累积,白矮星由吸积导致塌缩形成中子星,中子星重新通过不稳定盘进行吸积的一系列过程。我们同时将不稳定吸积盘应用到C/O白矮星的吸积过程中,并据此重新计算了单简并模型中Ia型超新星的前身双星中伴星的初始质量和轨道周期的允许范围。我们的研究表明,在引入了不稳定的吸积盘之后,Ia型超新星的前身星中伴星的质量下限可以达到≤1.5M☉。这个结果可以进一步地应用在星族合成的工作中,并可能显着影响到计算的结果。第叁章主要介绍了我们对双星演化中公共包层入参数的重新计算。在以往的研究中λ往往被取成定值。我们采用了最新的恒星演化程序,并考虑了星风和恒星核演化的影响,对不同金属丰度,不同初始质量的恒星在不同演化阶段的包层的束缚能进行了计算,并以此得出相应的公共包层入参数。我们的结果表明,不同初始质量的恒星的λ参数不同,而相同初始质量的恒星在演化的不同阶段的λ参数也不相同。在～3-6M☉的恒星演化末期,其λ参数甚至可以远远超出常用的数值。另外,不同金属丰度的恒星的λ参数也有差别,其中星族Ⅰ恒星的λ参数的值总比相同状态下星族Ⅱ恒星的要大一些。我们修正的λ参数的值可能对研究双星公共包层演化结束后双星的轨道周期和演化的最终产物有着重要的价值。我们还对这些参数进行了多项式拟合,以便应用到随后的星族合成的工作中。第四章主要介绍了我们对银河系核球和球状星团中暗弱的X射线点源的统计性质的研究。我们选取了银河系核球中的'Limiting Window'以及4个典型的球状星团,对这些目标的Chandra X射线望远镜的观测数据进行了分析,并分别对5个目标得到了经过探测不完备性、爱丁顿偏差和背景源去除修正的X射线点源的光度函数和不同光度范围内的点源的数密度,并将核球、太阳系附近区域以及球状星团中的光度函数和点源数密度进行了对比。我们工作表明,核球和太阳系附近区域的光度函数几乎完全一致,而球状星团中的光度函数则更加扁平,且含有更多的高光度X射线源和更少的低光度X射线源。我们的结果定量地给出了球状星团中光度函数的斜率和其动力学参数的关系。进一步的分析表明,这些目标的光度函数和X射线源数密度与X射线源在星团中的位置以及初始的双星比例有关。我们的结果进一步确认了动力学过程对星团中双星的形成和演化的影响,更重要的是,这个结果可以用来和星族合成的计算进行对比,并对恒星的形成和演化过程中的诸项参数进行限制。第五章是对现有工作的总结以及对未来工作的展望。(本文来源于《南京大学》期刊2012-11-01）
[9]（2009）在《“致密星与QCD相图国际研讨会”在北京大学召开》一文中研究指出2009年5月20日,70余位中外学者参加了北京大学科维理天文与天体物理研究所举办的“致密星与QCD相图国际研讨会”。致密星体具有极端的物理环境,相关研究是当今天体物理和粒子物理的前沿课题之一。近年来,这一研究领域的理论和观测进展引人注目。本次会议吸引了(本文来源于《北京大学学报(自然科学版)》期刊2009年04期）
周霞[10]（2009）在《含退禁闭夸克物质的致密星热辐射演化》一文中研究指出致密星由致密核物质构成,其内部存在由中子、质子到奇异性物质(比如,超子物质或奇异夸克物质)的各种可能性,由于高密低温的环境核物质还可能出现超导、超流等性质。关于致密星内部物质成分和物态至今仍是探索中的天体物理问题。致密星表面高能辐射为我们认识致密星相关物理性质和演化提供了有价值的信息。借助Chandra和XMM-Newton探测器的观测数据,我们能更有效地限制和检验物理理论对致密星内部的窥视和预测,从而深刻地理解致密星结构和演化。致密物质状态方程和致密星结构是研究其热辐射演化过程的基础,我们首先介绍了几种致密物质的状态方程并且构建了不同的致密星模型。在此基础上,我们采用旋转微扰理论在较宽的致密物质状态方程参数范围内,研究了致密星的旋转演化行为。研究显示,随着星体的旋转减慢,致密星内部有可能出现奇异夸克物质,其存在形式可能是混合相或纯夸克核。随着星体的压缩,除致密星结构发生改变外,还可能发生各种相变过程。相变性质反过来又会影响致密星的结构与演化。我们介绍了一级相变的相关理论,以强子-夸克退禁闭相变为例,讨论了Maxwell构造和Gibbs构造方法对致密物质热力学性质和致密星结构可能产生的影响。致密星热辐射演化是能量损失和加热行为相互竞争的结果。我们在这里介绍几种典型的加热机制:由旋转减慢引发弱作用反应偏离平衡的化学加热、相变过程中的能量释放和磁场耗散。我们着重研究了基于Gibbs构造的一级相变过程的能量释放,在如此相变期间不仅有潜热释放,而且混合相的非线性性质会导致相变过程中一部分化学结合能的释放。我们分析这是因为非等压相变的非线性性质导致相变过程中出现耗散行为,相变期间系统偏离化学平衡,从而使得结合能释放出来。在此基础上我们重点讨论了致密星内部强子-夸克退禁闭相变过程,估计了其结合能释放的大小。结果显示,非平衡耗散过程的结合能释放比潜热要大得多,混合星转动减慢过程中,退禁闭耗散将是最重要的加热机制。在介绍和分析了几种加热机制的基础上,我们给出了不同致密星模型下的热辐射光度的演化曲线,比较了几种典型的加热机制在致密星不同演化阶段的作用。结果显示,退禁闭加热机制可以延缓带壳奇异星的热辐射过程,并且使得其演化曲线与现有的中等年龄星体的观测数据相符;CFL相奇异星的PBF过程主要影响星体早期的热演化过程,并且结合亮度限制和热辐射演化过程,我们可以限制CFL相的能隙大小;磁场演化的效果,修正了带壳奇异星的晚期热演化行为,使其更加符合现有的中等年龄脉冲星热辐射的观测数据;对于老年高热辐射脉冲星来说,在混合星模型下退禁闭加热机制比化学加热更加有效。(本文来源于《华中师范大学》期刊2009-05-01）
致密星论文开题报告
（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：
迄今为止,aLIGO/Virgo共探测到5次恒星级双黑洞并合和1次双中子星并合发出的引力波信号,宣布了引力波时代的全面到来.双白矮星的绕转和并合产生的引力波信号则是未来空间引力波探测器的主要探测目标.双星演化是这些双致密星形成的主要途径.本文从恒星演化出发,对这些双致密星引力波源的形成图像和面临的不确定性进行系统地介绍.这些不确定性主要来自大质量恒星星风、恒星后期演化、超新星爆发、双星演化的基本过程等.
（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。
致密星论文参考文献
[1].高颖.大质量致密星系的形成演化研究[D].山东大学.2019
[2].陈雪飞,李焱,韩占文.双致密星引力波源的形成[J].中国科学:物理学力学天文学.2018
[3].彭宗开.双致密星并合事件与快速射电暴相关性研究[D].南京大学.2018
[4].荆珍珍.超重致密星结构和性质的研究[D].华南理工大学.2017
[5].关红慧.真空涨落与致密星体[D].华东师范大学.2016
[6].周颖.致密星非径向振动的研究[D].华南理工大学.2014
[7].林晓鸷.高红移大质量致密星系：成团性研究[D].中国科学技术大学.2014
[8].徐晓杰.致密星双星的演化和X射线源的研究[D].南京大学.2012
[9]..“致密星与QCD相图国际研讨会”在北京大学召开[J].北京大学学报(自然科学版).2009
[10].周霞.含退禁闭夸克物质的致密星热辐射演化[D].华中师范大学.2009
论文知识图
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