一、Λ≠0理想流体源的爱因斯坦场方程的宇宙学解（论文文献综述）
郭文帝[1]（2021）在《f（T）引力中的厚膜模型》文中研究表明我们的世界是否是四维时空?这个问题一直困扰着广大物理学家。随着各种额外维理论的提出,并且成功的解释了宇宙学常数问题,规范层次问题,三代费米子问题等,额外维理论得到了广泛研究。另一方面,尽管广义相对论已经取得巨大成功,但是仍然有许多迹象表明它不是最终的引力理论。这些迹象包括广义相对论不能与量子理论相容,在不引入暗物质暗能量时没办法解释星系动力学和宇宙加速膨胀的问题等。因此,修改引力是现在物理学中一个十分重要的方向。在本文中我们主要研究f（T）引力中的厚膜模型的相关问题。在第一章,我们介绍了额外维的研究背景,以及一些额外维模型提出的动机。另一方面,我们介绍了广义相对论的基础知识,同时也指出广义相对论的一些局限性,进而阐述修改引力的动机。广义相对论中的基本动力学场是度规,且时空的挠率为零。但这只是爱因斯坦为了简单而做出的假设。在平行引力以及由它推广的f（T）引力中,基本的动力学量是标架,并且时空是平直的,即曲率为零但是挠率不为零。在第二章,我们介绍了几种额外维模型,指出了每种额外维模型提出的背景以及各自的缺陷。其中厚膜模型作为畴壁模型和RS-2模型的结合体,得到了比较广泛的研究。在厚膜模型中由于物质场都分布在五维时空中,因此物质场在四维膜上的局域化是比较重要的问题。接下来,在第三章简单介绍了平行引力的基础知识。在平行引力中,基本的动力学场是嵌入在每个时空点上切空间的标架。由此得到的Weitzenb?k流形只有挠率而曲率为零。但是由于平行引力的作用量和广义相对论中的爱因斯坦希尔伯特作用量只相差一个边界项,因此二者的动力学方程是等价的。而由平行引力推广的f（T）引力和由广义相对论推广的f（R）引力由于不再只相差一个边界项,它们不再等价。第四章主要介绍了在f（T）引力中如何构造出厚膜模型。我们发现背景场为正则标量场和非正则标量场时,在f（T）引力中都可以得到厚膜模型。由于挠率的影响,两种情况下的厚膜都会发生劈裂。但是对于非正则标量场生成的厚膜,在f（T）取为T的多项式形式时,厚膜会发生更加明显的劈裂。并且子膜的个数可以和多项式的项数相对应。因此非正则标量场生成的厚膜有更加丰富的内部结构。第五章介绍了各种场在f（T）厚膜模型中的局域化问题。由于标量场和矢量场的局域化只依赖于卷曲因子的形式而不依赖引力模型,因此它们和广义相对论中的结果相同。也即,对于五维时空中自由的无质量标量场,只要在广义相对论中引力可以局域化它便也可以局域化在膜上。对于五维时空中自由的无质量矢量场,由于零模积分不收敛,因此不可以局域化在膜上。但是引入一些其它的局域化机制后矢量零模也可以局域化在膜上。费米场和引力场的局域化问题依赖于引力模型,因此我们分析了在f（T）引力中这两种场的局域化问题。对于五维时空中的费米场,在和背景标量场发生汤川耦合的情况下其零模可以局域化在膜上。对于更为重要的引力场,我们通过分析标架场的张量涨落发现由正则标量场和非正则标量场生成的厚膜在线性张量涨落下都是稳定的,也即没有m2<0的快子态产生,并且引力零模也可以局域化在膜上。除此之外,和膜的劈裂相对应,引力零模也会发生一定程度的劈裂。第六章介绍了将拟态引力的方法应用到f（T）引力之后如何构造厚膜模型的问题。不同于由物质场生成厚膜的模型,在拟态f（T）引力厚膜模型中,生成厚膜的标量场来自于度规中的共形自由度,因此是一个几何量,而不是物质场。我们发现它不仅可以生成厚膜还可以得到更加丰富的膜结构。在此基础上,我们研究了引力共振态,发现此时会有更多的引力共振态产生。最后在第七章我们给出了论文的总结和展望。
江蓉蓉[2]（2020）在《中子星结合能及其普适性关系研究》文中研究指明目前,对于数倍于饱和核密度的非对称核物质（中子星内核物质）状态方程的认识存在着很大的不确定性,但是高密核物质的状态方程又是理论研究中子星结构和性质的关键输入量。如何减小物态方程不确定性对研究中子星的影响呢?研究发现,不依赖于物体方程的中子星性质参量之间的普适性关系能有效地减小或消除物体方程不确定性的影响。很早就有关于中子星结合能普适性关系的研究。但是由于中子星总结合能包含了核结合能和引力结合能,而其中的引力结合能可以更好地反映中子星质量分布的信息,因此它是一个比中子星致密参数（M/R）更理想的表达中子星性质参量普适性关系的物理量。本论文中,我们系统地研究了基于中子星引力结合能的各种普适性关系。例如引力结合能与中子星致密系数的普适性关系;转动惯量与引力结合能的普适性关系;潮汐形变与引力结合能的普适性关系;引力结合能与中心密度的普适性关系等。对比已有的关于转动惯量同致密度、总结合能的普适性关系以及潮汐形变与致密度和转动惯量的普适性关系,我们发现中子星引力结合能与转动惯量和潮汐形变具有更强的普适性关系。在引力结合能与潮汐形变的普适性关系中,普通中子星物态和夸克物态会分离成两条曲线。这可以用来区分普通中子星与夸克星。根据引力结合能与转动惯量（或潮汐形变）的普适性关系,若能在观测上得到中子星质量、转动惯量（或潮汐形变）以及引力结合能三者之间任何两个物理量则可以估算出第三个物理量的大小。最后,还发现上述普适性关系在Ei BI引力理论框架下保持不变。这表明我们不能利用这些普适性关系来区分不同的引力理论。
钟义[3]（2018）在《Mimetic引力和临界引力中的膜世界》文中研究表明膜世界和修改引力是目前基础物理的两个热点。过去的二十年提出了 Arkani-Hamed-Dimopoulos-Dvali（ADD）模型和Randall-Sundram（RS）模型等薄膜模型和各种厚膜模型。许多基础物理的重大问题,如层次问题、宇宙学常数问题,可以在膜世界理论下得到解决。另外由于暗物质、暗能量问题和广义相对论不可重整化的问题,物理学家提出了许多修改引力理论,如mimetic引力和临界引力等。mimetic引力通过引入mimetic标量场和辅助度规将度规参数化,它可以用几何的方式解决暗物质问题。临界引力的作用量是可重整化的,并且在AdS背景下可以消除标量模式和有质量的张量模式。膜世界理论的研究也从广义相对论下的膜世界拓展到了各种修改引力下的膜世界。本文研究mimetic引力和临界引力中的膜世界,以及mimetic引力膜世界中的引力共振。本论文一共五章。第一章首先介绍额外维与膜世界的发展和几种重要的额外维与膜世界理论:Klein-Kluza（KK）理论、ADD模型、RS模型和厚膜模型。然后介绍mimetic引力和临界引力。第二章研究mimetic引力中的膜世界。通过选取不同的mimetic标量场势函数,我们构造出了三种类型的厚膜,并研究了模型中的参数对膜劈裂和张量、标量涨落的有效势函数的影响。我们发现这些厚膜模型在张量和标量涨落下是稳定的,牛顿势可以在膜上恢复。标量涨落不在膜上传播,并且不能局域化在膜上,从而不会导致“第五种力”。第三章研究mimetiic厚膜模型中的引力共振。首先,对于共振态的描述我们给出了两种新的相对概率的定义,并在具体的膜世界模型中分别得出了对应的共振态质量谱,发现两种定义方式是等价的。然后研究了准局域化在子膜上的共振态,发现随着膜间距增加,共振态的数量也会增加。第四章研究了n维临界引力中的弯曲膜世界。这个工作是文献[Phys.Rev.D 88,104033（2013）]中五维平直膜的推广。首先用Gibbons-Hawking方法推导出薄膜的衔接条件。然后我们研究了平直、Anti-de Sitter（AdS）和de Sitter（dS）三种具有最大对称性的薄膜和厚膜。我们发现临界引力的平直薄膜模型可以解决层次问题。在平直厚膜和dS厚膜模型中都发现了膜劈裂的现象,并给出了出现膜劈裂的条件。
徐春[4]（2015）在《带导数的非最小耦合标量场的动力学分析》文中提出自从宇宙现处于加速膨胀阶段被发现以来,物理学家们投入大量的精力去研究宇宙加速膨胀的原因。想要解释宇宙加速膨胀,可以修改引力或引入一种新的物质,这种物质具有负压,即暗能量。暗能量的起源、性质对我们来说都是谜,越来越多的有关暗能量的理论模型被提出。暗能量的最简单的候选者是含有宇宙学常数的模型,它的能量密度是常数。到现在为止,这和观测数据还符合得很好。起初,宇宙学常数是爱因斯坦在1917年引入的为了在他1915年创建的广义相对论的体系下实现静态宇宙。可是不久之后,当哈勃通过测量遥远星系的退行速度证明宇宙是在膨胀的,并非像爱因斯坦所设想的保持静态。之后,爱因斯坦放弃了在场方程中添加宇宙学常数的想法。1998年宇宙加速膨胀发现以后,宇宙学常数再次复活,作为推动宇宙的晚期加速膨胀的一种暗能量模型。但是宇宙学常数模型又无法解释精细调节问题以及巧合性问题。为了解决宇宙学常数所无法解释的精细调节和巧合性问题,动力学标量场,如quintess ence,K-essence,phantom,Tachyon等被提出作为动力学暗能量模型。这些模型都能够在某种程度上缓解或者解决精细调节以及巧合性问题。如果通过相平面分析,标量场有不依赖初始条件的吸引子解,那么巧合性问题就能得到解决。对于quintessence等标量场的研究已经有很多,而且也都找到了吸引子解。可是,这些吸引子解的结果是?m=0,这与观测不相符。为了更好地解决巧合性问题,大家开始研究标量场与引力非最小耦合情形。本文介绍宇宙学常数模型和标量场模型。以quintessence模型为例,介绍最小耦合标量场的动力学分析,通过对标量场自治系统求解,得到临界点,再分析临界点稳定性,把稳定不动点作为晚期宇宙的解,这样利用相平面就能展示宇宙的演化状态。然后,以类似的方法研究带导数的非最小耦合的标量场的动力学。不同的是,quintessence模型中不考虑标量场与物质的相互作用,即最小耦合的情况,是最简单的形式。我还对几种典型的非最小耦合标量场做了详细介绍,这几种非最小耦合标量场的研究都表明非最小耦合标量场有一些独特的性质,有一定的优越性,会产生一些不同的宇宙学结果。基于这些研究思想,我们把标量场与引力的相互作用考虑进来,对一种指数势的带导数的非最小耦合的标量场做动力学分析,求出其临界点,并对得到的临界点存在性条件以及稳定性进行分析。结果发现,对于quintessence模型的情形,考虑不考虑耦合作用得到的稳定点是一样的。对phantom场情形,暗能量的吸引子解仅在最小耦合情况下存在。对无标准动能项的非最小耦合情况,只有de-Sitter吸引子解存在,而且暗能量标度解不稳定。
刘丽艳[5]（2015）在《f（T）理论的分岔现象及其整体动力学行为》文中指出通常为了说明一个理论的演化方式,人们一般是先找到系统的一些临界点,然后研究这些临界点附近的微扰情况,进而判断这样的系统是否是稳定的。当这些动力学变量的初始值在相应的临界点附近时,这种传统方法是十分有用的。更主要的是,采用这种分析方法人们可以完全忽略非线性效应的影响。但是,如果这些变量的初始值不足以接近临界点时,这种方法便不能够判断出动力系统是否会演化到这些稳定的临界点。而且,如果这个系统有两个以上稳定的临界点,这种传统方法也不能说明系统最后会演化到哪个临界点。为了弥补传统动力学分析方法的不足,本论文发展了一种全局（整体）动力学分析方法,即用零点集和相图的方法来研究两种理论模型（幂律模型n和对数模型β）的分岔现象以及系统的整体动力学行为。而且,采用这种方法人们也能清楚地看到在任何初始条件下系统是如何演化的。此外,本论文通过定义新变量的方式消除了系统的奇性问题,比如在幂律模型中,用2的方式引入新变量,消除了原系统在处的奇性。
王有刚,陈学雷,邹振隆[6]（2012）在《亚历山大·弗里德曼和现代宇宙学的起源》文中指出1925年英年早逝的弗里德曼堪称大爆炸宇宙学之父.然而,他杰出的贡献常常被误解和低估.90年前,俄罗斯物理学家弗里德曼（1888—1925）首次阐述了爱因斯坦的广义相对论存在非静态的解.他发现这些解可以描述宇宙的膨胀、收缩、坍缩,甚至可能从奇点中诞生.弗里德曼描述宇宙演化各种可能性的基本方程,是我们当前关于大爆炸和宇宙加速膨胀观点的基
李剑丽[7]（2010）在《暗能量及其相关问题的研究》文中研究指明近年来大量的天文观测表明宇宙正在加速膨胀。具有负压强的奇异物质暗能量成为了宇宙的主导成分。它均匀地分布在整个空间中,为宇宙的加速膨胀提供原动力。尽管人们对暗能量有了初步的认识,但是对它本质的了解却不多。暗能量已经成为了物理学研究中最重要的问题之一。论文首先介绍了宇宙学的背景和标准宇宙学模型,然后对几种比较流行的暗能量模型做了简单介绍。接着,主要研究有理想流体存在时标量场的动力学。由一个标量场来推动宇宙加速膨胀的动力学暗能量模型往往会遇到所谓的精细调节以及巧合性问题。为了解决这些问题,可以引入多组分的模型来求解标度解。在本文中,首先介绍标量场暗能量的自治系统,然后着重讨论了时空弯曲下有理想流体存在时快子暗能量的动力学,并求解标度解,通过对标度解的研究,确定它是稳定的还是短暂的。最后分别在开放宇宙和闭合宇宙两种可能的情况下探讨标度解的势具有什么样的形式及其演化。另外,我们也研究和探讨暗能量的存在对行星进动角的影响。发现对于太阳系水星,暗能量对其进动角的贡献大约为总进动角的万分之一。因此,期望通过对水星进动的精密观测,可以推测暗能量的状态函数,并以此作为检验各种暗能量模型的理论依据。最后是总结与展望,对整篇论文进行总结,并展望未来工作。
吴庆章[8]（2008）在《彩虹宇宙中的扰动和大反弹》文中研究说明彩虹引力（Rainbow Gravity）作为一个半经典的量子引力框架,被认为是双狭义相对论（Doubly Special Relativity,简称DSR）在弯曲时空中的推广。此方案最近主要由Maguejio和Smolin提出,其主要思想是考虑了运动粒子本身的量子引力效应可能对背景时空的影响。作者在本论文中主要做了以下两个方面的研究,一是在彩虹宇宙中,探索宇宙的原初扰动,包括原初扰动的产生和演化。在此框架下,探测粒子的量子引力效应使得扰动谱依赖于探测粒子的能量。另一个是在彩虹宇宙中,探索宇宙非奇异的大反弹解,期望能为解决宇宙标准模型中的大爆炸奇点困难提供思路。第一章,在综述里我们将对彩虹引力框架做一简单的介绍和总结。首先,双狭义相对论（DSR）是平直时空里一种变形的狭义相对论,力图在考虑了高能粒子的量子引力效应之后,依然能够保持相对性原理,同时使得时空具有一个对于所有观测者都适用的最小普朗克长度。此种理论主要通过动量空间中非线性洛伦兹变换而得以实现。但双狭义相对论具有一个主要困难,就是与此动量空间相对偶的位置空间很难以被定义。为此,人们提出一个设想,那就是在考虑了粒子的量子引力效应之后,就不会存在着一个单一的、固定的时空背景,而是相对于不同能量的探测粒子将得到不同的时空背景,也就是说,时空度规依赖于探测粒子的能量,这正是彩虹引力的由来。相应的再由彩虹度规,人们可以得到依赖于能量的联络、曲率和修正的爱因斯坦方程组,并且得到依赖于能量的宇宙学方程（FRW）。第二章,我们研究彩虹宇宙中的暴胀模型。宇宙的极早期会有一个暴胀时期,在这个时期内会产生影响宇宙大尺度结构的密度扰动。本章讨论彩虹引力下的暴胀模型,并且推导出了度规场和标量场的扰动方程,分析密度扰动随时间变化的性质。通过求解功率谱,发现彩虹宇宙里功率谱的标度不变性仍然保持,谱指数和标准暴胀模型中一致,但是功率谱的幅度值却与探测粒子的能量有关。第三章,我们讨论彩虹宇宙学中的反弹解。如果把随宇宙时间演化的辐射粒子作为探测粒子,就可以推导出修正了的Friedmann-Rorbenson-Walker（FRW）方程。给定不同的彩虹函数后,则可以继续推导出修正FRW方程的大反弹解。在大反弹处,为了能够得到一个合理的彩虹度规,需要考虑宇宙常数的存在,此时宇宙常数也依赖于能量。结果,我们发现当存在正宇宙常数的时候,会得到一个很好的大反弹解。第四章,结束语。
张同杰,崔建华,万昊宜[9]（2008）在《Dvali-Gabadadze-Porrati（DGP）膜世界宇宙学》文中研究表明使用观测到的哈勃参量H（z）数据和重子声学振荡观测数据[the Baryon Acoustic Oscillations（BAO）]来检验Dvali-Gabadadze-Porrati宇宙学模型.结果表明,观测到的哈勃参量H（z）数据可以看作可以被接受宇宙探测指针,与其他观测数据的联合如BAO对宇宙学参量提供了很强的限制.
李杰超[10]（2008）在《宇宙学观测限制暗能量模型》文中研究表明在精确宇宙学时代,为了解释宇宙的加速膨胀和理解暗能量的性质人们从理论机制和宇宙学观测限制两个方面出发来研究。本论文在四维标准宇宙学和五维反弹宇宙学框架下,根据宇宙学观测利用模型无关的方法重建宇宙学参量。首先,我们介绍了现代宇宙学的基础理论和标准宇宙学模型。接着介绍了几种宇宙学观测,暗能量模型和重建宇宙学模型的方法。本论文利用近期宇宙学观测对参数化暗能量状态方程和减速因子进行了限制。论文还探讨了高红移的伽马爆观测数据在宇宙学研究中的应用前景,介绍了分别利用宇宙学常数模型和超新星数据校准伽马爆光度关系的方法,并比较了两种方法的差异。
二、Λ≠0理想流体源的爱因斯坦场方程的宇宙学解（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、Λ≠0理想流体源的爱因斯坦场方程的宇宙学解（论文提纲范文）
（1）f（T）引力中的厚膜模型（论文提纲范文）
| 中文摘要 |
| Abstract |
| 第一章 引言 |
| 1.1 研究背景 |
| 1.2 研究动机和内容 |
| 第二章 额外维模型 |
| 2.1 KK理论 |
| 2.2 畴壁模型 |
| 2.3 大额外维:ADD模型 |
| 2.4 卷曲的额外维:RS模型 |
| 2.4.1 RS-1 模型 |
| 2.4.2 RS-2 模型 |
| 2.5 本章小结 |
| 第三章 平行引力 |
| 3.1 基础结构 |
| 3.2 本章小结 |
| 第四章 f(T)膜世界 |
| 4.1 正则标量场厚膜的解析解 |
| 4.1.1 n=1/2 |
| 4.1.2 其它正整数n |
| 4.2 非正则标量场厚膜的解析解 |
| 4.2.1 背景框架 |
| 4.2.2 f_T=exp(T/T_0) |
| 4.2.3 f_T=∑_(n=0)~Nα_nT~n |
| 4.2.4 膜的劈裂 |
| 4.3 本章小结 |
| 第五章 物质场及引力局域化 |
| 5.1 标量场的局域化 |
| 5.2 矢量场局域化 |
| 5.3 费米场的局域化 |
| 5.4 张量涨落 |
| 5.5 正则标量场厚膜的引力局域化 |
| 5.6 非正则标量场厚膜的引力局域化 |
| 5.7 本章小结 |
| 第六章 拟态引力f(T)膜世界 |
| 6.1 拟态引力简介 |
| 6.1.1 拉氏乘子形式 |
| 6.2 拟态f(T) 引力的膜世界 |
| 6.3 膜世界解 |
| 6.3.1 第一种卷曲因子 |
| 6.3.2 第二种卷曲因子 |
| 6.4 局域化 |
| 6.5 引力共振态 |
| 6.6 本章小结 |
| 第七章 总结与展望 |
| 7.1 总结 |
| 7.2 展望 |
| 参考文献 |
| 在学期间的研究成果 |
| 致谢 |
（2）中子星结合能及其普适性关系研究（论文提纲范文）
| 摘要 |
| ABSTRACT |
| 第一章 绪论 |
| 1.1 中子星研究概述 |
| 1.2 中子星状态方程 |
| 1.2.1 中子星状态方程 |
| 1.2.2 本研究中用到的几种状态方程模型 |
| 1.3 与EOS无关的中子星性质参量普适性关系 |
| 1.4 中子星结合能相关研究概述 |
| 1.5 本文的研究动机及其主要内容 |
| 第二章 中子星结合能 |
| 2.1 中子星结合能的定义及其计算 |
| 2.1.1 静态球对称理想流体静力学平衡方程--TOV方程 |
| 2.1.2 中子星结合能的定义 |
| 2.1.3 中子星结合能的计算 |
| 2.2 中子星总结合能相关的普适性关系 |
| 2.3 本章小结 |
| 第三章 中子星引力结合能相关普适性关系 |
| 3.1 中子星引力结合能与致密度之间的普适性关系 |
| 3.2 引力结合能与其他物理量之间的普适性关系 |
| 3.2.1 引力结合能与转动惯量之间的普适性关系 |
| 3.2.2 引力结合能与潮汐形变之间的普适性关系 |
| 3.2.3 引力结合能与中心密度之间的普适性关系 |
| 3.3 结合能大小估算分析 |
| 3.4 本章小结 |
| 第四章 结合能相关普适性关系在EiBI引力理论下的适用性 |
| 4.1 EiBI引力理论简介 |
| 4.2 EiBI引力理论下的普适性关系 |
| 4.3 本章小结 |
| 总结与展望 |
| 参考文献 |
| 攻读硕士学位期间取得的研究成果 |
| 致谢 |
| 附件 |
（3）Mimetic引力和临界引力中的膜世界（论文提纲范文）
| 中文摘要 |
| Abstract |
| 第一章 绪论 |
| 1.1 额外维与膜世界理论 |
| 1.1.1 KK理论 |
| 1.1.2 大额外维模型(ADD模型) |
| 1.1.3 RS模型 |
| 1.1.3.1 RS-1模型 |
| 1.1.3.2 规范层次问题的解决 |
| 1.1.3.3 RS-1模型中KK引力子的质量谱 |
| 1.1.4 厚膜模型 |
| 1.2 Mimetic引力和临界引力 |
| 1.2.1 修改引力简介 |
| 1.2.2 Mimetic引力 |
| 1.2.2.1 Mimetic引力的作用量与运动方程 |
| 1.2.2.2 Mimetic引力的拉格朗日乘子形式 |
| 1.2.2.3 带有势函数的Mimetic引力 |
| 1.2.2.4 Mimetic引力的发展和应用 |
| 1.2.3 临界引力 |
| 1.3 研究动机和研究内容 |
| 第二章 Mimetic引力理论中的厚膜模型 |
| 2.1 厚膜模型的构造 |
| 2.1.1 厚膜模型1 |
| 2.1.2 厚膜模型2 |
| 2.1.3 厚膜模型3 |
| 2.2 张量涨落 |
| 2.3 标量涨落 |
| 2.4 小结 |
| 第三章 Mimetic厚膜中的引力共振态 |
| 3.1 模型1 |
| 3.2 模型2 |
| 3.3 模型3 |
| 3.4 本章小结 |
| 第四章 临界引力中的弯曲膜世界 |
| 4.1 薄膜解 |
| 4.1.1 衔接条件 |
| 4.1.2 平直薄膜 |
| 4.1.3 AdS薄膜 |
| 4.1.4 dS薄膜 |
| 4.1.5 有效作用量和规范层次问题 |
| 4.2 标量场产生的厚膜 |
| 4.2.1 平直厚膜 |
| 4.2.1.1 情况Ⅱ: ζ=0 |
| 4.2.1.2 情况Ⅱ:ζ≠0 |
| 4.2.2 AdS厚膜 |
| 4.2.2.1 情况Ⅰ:ζ=0 |
| 4.2.2.2 情况Ⅱ:ζ≠0 |
| 4.2.3 dS厚膜 |
| 4.2.3.1 情况Ⅰ:ζ=0 |
| 4.2.3.2 情况Ⅱ:ζ≠0 |
| 4.3 本章小结 |
| 第五章 总结和展望 |
| 5.1 总结 |
| 5.2 研究展望 |
| 参考文献 |
| 在学期间的研究成果 |
| 致谢 |
（4）带导数的非最小耦合标量场的动力学分析（论文提纲范文）
| 摘要 |
| ABSTRACT |
| 1 绪论 |
| 2 暗能量及最小耦合标量场的动力学分析 |
| 2.1 含有宇宙学常数的暗能量模型 |
| 2.2 几种常见的标量场模型 |
| 2.3 最小耦合标量场的动力学分析 |
| 3 标量场动能项与引力的非最小耦合 |
| 3.1 场方程 |
| 3.2 无势能项幂次解 |
| 3.3 有势能项幂次解 |
| 3.4 状态方程参数的动力学演化 |
| 3.5 本章小节与讨论 |
| 4 标量场动能项与引力更一般的非最小耦合 |
| 4.1 场方程 |
| 4.2 无自由动能项的幂次解 |
| 4.3 无自由动能项时的状态方程参数的动力学演化 |
| 4.4 含有自由动能项时的宇宙学解 |
| 4.5 本章小结与讨论 |
| 5 与爱因斯坦张量耦合的标量场动力学分析 |
| 5.1 与一个爱因斯坦张量耦合的标量场的动力学分析 |
| 5.2 与n个爱因斯坦张量的耦合标量场的动力学分析 |
| 5.3 本章小结 |
| 6 带导数的非最小耦合的标量场动力学分析 |
| 6.1 运动方程 |
| 6.2 动力学分析 |
| 7 总结与展望 |
| 致谢 |
| 参考文献 |
（5）f（T）理论的分岔现象及其整体动力学行为（论文提纲范文）
| 摘要 |
| Abstract |
| 第一章 宇宙学研究背景 |
| 1.1 宇宙学理论基础 |
| 1.2 宇宙学模型 |
| 第二章 简介引力理论 |
| 2.1 f(T)理论 |
| 2.2 f(T)理论的研究历史及现状 |
| 第三章 简要介绍传统动力学研究方法 |
| 3.1 宇宙动力学的传统研究方法 |
| 第四章 全局（整体）动力学分析：零点集、分岔现象以及相图 |
| 4.1 幂律模型 |
| 4.2 对数模型 |
| 4.3 f(T)理论的宇宙学成果 |
| 第五章 总结 |
| 参考文献 |
| 攻读学位期间的研究成果 |
| 致谢 |
（7）暗能量及其相关问题的研究（论文提纲范文）
| 摘要 |
| ABSTRACT |
| 第一章 综述 |
| 1.1 研究背景和意义 |
| 1.2 背景宇宙学 |
| 1.3 标准宇宙学模型 |
| 1.4 标准宇宙学的困难 |
| 1.5 暴涨宇宙学 |
| 1.6 暗能量及"新标准宇宙模型" |
| 1.7 本文主要工作及安排 |
| 第二章 暗能量模型 |
| 2.1 引言 |
| 2.2 宇宙常数Λ模型 |
| 2.3 暗能量的标量场模型 |
| 2.3.1 Quintessence暗能量 |
| 2.3.2 Tachyon暗能量 |
| 2.3.3 K-essence暗能量 |
| 2.3.4 Phantom暗能量 |
| 2.3.5 Quintom暗能量 |
| 2.3.6 Chaplygin gas暗能量 |
| 2.4 相互作用暗能量 |
| 第三章 空间弯曲的FRW宇宙的快子场动力学 |
| 3.1 引言 |
| 3.2 有理想流体存在时标量场的动力学 |
| 3.2.1 标量场暗能量模型的自治系统 |
| 3.2.2 普通标量场和理想流体 |
| 3.3 TACHYON场与流体共存下的宇宙动力学 |
| 3.4 空间弯曲下的TACHYON势 |
| 3.4.1 开放宇宙下的Tachyon势 |
| 3.4.2 闭合宇宙下的Tachyon势 |
| 3.5 总结与讨论 |
| 第四章 暗能量对星体进动的影响 |
| 4.1 施瓦西度规下的运动方程 |
| 4.2 暗能量下的广义相对论轨道解 |
| 4.3 总结与讨论 |
| 第五章 总结与展望 |
| 致谢 |
| 参考文献 |
| 攻读学位期间的研究成果 |
（8）彩虹宇宙中的扰动和大反弹（论文提纲范文）
| 摘要 |
| 英文摘要(ABSTRACT) |
| 目录 |
| 第一章 综述 |
| 1.1 引言 |
| 1.2 修正狭义相对论(DSR) |
| 1.3 彩虹引力 |
| 第二章 彩虹宇宙中的扰动问题 |
| 2.1 引言 |
| 2.2 彩虹引力下的爱因斯坦方程 |
| 2.2.1 修正的爱因斯坦张量 |
| 2.2.2 修正的能动张量 |
| 2.3 彩虹引力下的扰动方程 |
| 2.3.1 均匀标量场的运动方程 |
| 2.3.2 慢滚近似(slow-roll) |
| 2.3.3 修正的度规场扰动方程 |
| 2.4 彩虹引力下的扰动方程解 |
| 2.4.1 修正的度规场扰动方程解 |
| 2.4.2 规范不变量 |
| 2.5 彩虹引力下的功率谱 |
| 2.5.1 修正的标量场扰动方程解 |
| 2.5.2 修正的功率谱 |
| 第三章 彩虹宇宙中的大反弹 |
| 3.1 彩虹宇宙中修正的FRW方程 |
| 3.2 彩虹宇宙中的大反弹解(Λ=0) |
| 3.2.1 f~2=g~2=1/(1-l_p~4(?)~4)的情况 |
| 3.2.2 f~2=g~2=1+l_p~4(?)~4的情况 |
| 3.3 彩虹宇宙中的大反弹解(Λ≠0) |
| 0的情况'>3.3.1 Λ>0的情况 |
| 第四章 结束语 |
| 参考文献 |
| 硕士期间的研究成果 |
| 致谢 |
（9）Dvali-Gabadadze-Porrati（DGP）膜世界宇宙学（论文提纲范文）
| 1 宇宙学概况和DGP宇宙 |
| 1.1 哈勃定律 |
| 1.2 大爆炸宇宙学 |
| 1.3 宇宙微波背景辐射 (Cosmic Microwave Background Radiation) |
| 1.4 宇宙动力学[31] |
| 1) 罗伯逊-沃尔克度规[Robertson-Walker (RW) metric] |
| 2) 爱因斯坦场方程 |
| 3) 弗里德曼方程 (Friedman equation) |
| 1.5 Dvali-Gabadadze-Porrati (DGP) 宇宙模型 |
| 2 观测数据 |
| 2.1 哈勃参量观测数据 |
| 2.2 重子声学振荡[Baryonic Acoustic Oscillations:BAO]观测数据 |
| 3 对DGP宇宙的限制 |
| 3.1 非平坦DGP宇宙模型 |
| 3.2 平坦DGP宇宙模型 |
| 4 结论和讨论 |
（10）宇宙学观测限制暗能量模型（论文提纲范文）
| 摘要 |
| Abstract |
| 引言 |
| 1 标准宇宙学模型 |
| 2 宇宙学观测 |
| 2.1 观测数据 |
| 2.2 重建宇宙学模型的方法 |
| 2.2.1 简介 |
| 2.2.2 参数化形式 |
| 3 近期宇宙学观测重建宇宙学模型 |
| 3.1 重建5维反弹模型 |
| 3.2 重建MCG模型和暗能量状态方程 |
| 4 探索伽马爆宇宙学 |
| 4.1 伽马爆光度关系 |
| 4.2 依赖宇宙学模型的校准 |
| 4.3 利用超新星校准 |
| 4.4 伽马爆观测在应用中的前景 |
| 4.4.1 伽马爆的哈勃谱 |
| 4.4.2 利用伽马爆数据限制宇宙学参量 |
| 4.4.3 伽马爆观测面临的问题 |
| 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、Λ≠0理想流体源的爱因斯坦场方程的宇宙学解（论文参考文献）
- [1]f（T）引力中的厚膜模型[D]. 郭文帝. 兰州大学, 2021
- [2]中子星结合能及其普适性关系研究[D]. 江蓉蓉. 华南理工大学, 2020(02)
- [3]Mimetic引力和临界引力中的膜世界[D]. 钟义. 兰州大学, 2018(10)
- [4]带导数的非最小耦合标量场的动力学分析[D]. 徐春. 华中科技大学, 2015(06)
- [5]f（T）理论的分岔现象及其整体动力学行为[D]. 刘丽艳. 上海师范大学, 2015(11)
- [6]亚历山大·弗里德曼和现代宇宙学的起源[J]. 王有刚,陈学雷,邹振隆. 物理, 2012(10)
- [7]暗能量及其相关问题的研究[D]. 李剑丽. 南昌大学, 2010(04)
- [8]彩虹宇宙中的扰动和大反弹[D]. 吴庆章. 南昌大学, 2008(05)
- [9]Dvali-Gabadadze-Porrati（DGP）膜世界宇宙学[J]. 张同杰,崔建华,万昊宜. 德州学院学报, 2008(04)
- [10]宇宙学观测限制暗能量模型[D]. 李杰超. 大连理工大学, 2008(08)