Niniejsza rozprawa stanowi wkład w ocene uzytecznosci podejscia kwantowej wiernosci jako alternatywnej metody analizy kwantowych punktów krytycznych. W tym celu porównywane sa wyniki standardowej metody, wykorzystujacej funkcje korelacyjne, z rezultatami otrzymanymi przy pomocy postulowanych praw skalowania wiernosci w otoczeniu kwantowych punktów krytycznych. Do testów uzywany jest dokładnie diagonalizowalny model fermionowego gazu sieciowego w jednym i dwóch wymiarach oraz—w tym ostatnim przypadku—w dwóch wariantach. Badane sa wszystkie rodzaje punktów krytycznych rozwazanych modeli. Analiza pozwala ustalic ramy stosowalnosci rozwazanej metody oraz jak sie objawia jej niepowodzenie (jesli w ogóle).

Pomimo, że model kwarkowy został opracowany juz pół wieku temu, problem uwolnienia koloru pozostaje nierozwiązany we współczesnej fizyce cząstek elementarnych oraz fizyce jądrowej. Teoria oddziaływan silnych, Chromodynamika Kwantowa (z ang. QCD), jest rozwiazywalna numerycznie za pomoca obliczeń z pierwszych zasad na dyskretnych siatkach czasoprzestrzennych, niestety wyłącznie dla linii zerowego potencjału bariochemicznego. W nieperturbacyjnym rejonie wysokich gęstości QCD nie zostało jeszcze rozwiazane i niezbedne jest podejście efektywne. Obecnie powszechnie używa się opisu bazujacego na modelu Nambu–Jona-Lasinio łamania/przywrócenia symetrii chiralnej kwarków. Niestety to podejście nie uwzględnia uwięzienia koloru i nie może ono opisać hadronów. Są one modelowane niezależnie i dodane przy pomocy tak zwanego podejścia dwufazowego. Wyrafinowane podejście do materii hadronowo-kwarkowej powinno opisywać hadrony jako stany związane kwarków, np. na podstawie chiralnego modelu kwarkowego, uwzgldniając oddziaływanie wiążace kolor. W niniejszej rozprawie przedstawione są dwa kroki ku takiemu podejściu. Po pierwsze rozwijamy metodę relatywistycznego funkcjonału gestości, która bierze pod uwagę oddziaływania wyższych rzędów w relatywistycznych układach wielociałowych.Dają one możliwość wyprowadzenia zupełnie nowej klasy równań stanu z mikroskopowym opisem uwiezienia koloru. Metoda ta jest wyprowadzona w sposób samookreslony z formalizmu całek po trajektoriach, bazujac na efektywnym lagranzjanie niskoenergetycznej QCD. Wyrażenia bazowe są w najogólniejszej formie zadane na poziomie średniego pola i mogą być zastosowane do dowolnych temperaturowych stopni swobody oraz struktury chemicznej. Dzięki temu możliwe jest zaaplikowanie modelu do opisu zderzeń ciężkich jonów oraz zjawisk astrofizycznych i -dodatkowo - przewidzieć implikacje możliwych scenariuszy z przejściem fazowym pierwszego rzędu. W szczególności zbadałem produkcje lekkich klastrów (np. deuteronu, czastki _) w zderzeniach ciężkich jonów w energiach dostepnych dla eksperymentu NICA. Co więcej, obliczyłem konfiguracje gwiazd neutronowych ze szczególnym uwzględnieniem zjawiska gwiazd bliźniaczych, tj. trzeciej rodziny gwiazd zwartych. Wyniki mojej rozprawy dały podwaliny pod odkrycie nowego mechanizmu powstawania supernowych typu core-collapse, które prowadzi do udanego wybuchu masywnych błekitnych nadolbrzymów. Dotychczasowe obliczenia numeryczne dla takich gwiazd macierzystych wskazują, że standardowy mechanizm wybuchu supernowych typu core-collapse oparty na neutrinowym transferze ciepła prowadzi do powstania czarnych dziur, co jest sprzeczne z obserwacjami. Po raz pierwszy możliwe było przewidzenie zmian w sygnale fali grawitacyjnej emitowanej w zderzeniu dwóch gwiazd neutronowych, o ile ma miejsce wystarczajaco silne przejście fazowe pierwszego rzędu, a pozostałość po zderzeniu jest wystarczajaco długowieczna. Główna wada powszechnie stosowanych równań stanu jest założenie, że hadrony są cząstkami punktowymi. W drugim kroku opracowałem nowoczesne rozwinięcie tego uproszczenia, które bazuje na samookreślonym formalizmie _-derivable, używajac klastrowego rozwinięcia wirialnego. W takim podejściu hadrony są rozpatrywane na poziomie składowych kwarków i gluonów, podczas gdy oddziaływania z ośrodkiem zadane są przy pomocy relatywistycznego funkcjonału gęstości. Ujęcie to zastępuje dwufazowa konstrukcje przez mikroskopowe rozwinięcie klastrowe i zwięźle opisuje efekty chiralnego przejścia fazowego oraz uwolnienia koloru

In this thesis we study dierent aspects of the asymptotic symmetries of the gravitational eld as described by general relativity. We rst brie y recall the surprising fact, uncovered by Bondi, van der Burg, Metzner and Sachs (BMS) [1]{[3] in the 1960s, that in the limit of a vanishing gravitational eld the symmetry of spacetime does not reduce to the Poincare group but is in fact described by an innite-dimensional generalization thereof. In what follows this BMS group will be the central object of our interest. The following chapter is devoted to the analysis of asymptotic symmetries in the Hamiltonian formulation of general relativity. We revisit previous treatments [4, 5] and nd that at spatial innity a symmetry which is even larger than BMS can be obtained. It has been shown by Witten [6] in the 1980s that 2+1 dimensional gravity is completely equivalent to a specic gauge theory with Poincare as gauge group. We investigate the question whether it is possible to obtain a gauge theory with BMS as gauge group. Next we turn to the topic of the deformation of symmetries. After reviewing the mathematical notions of Hopf algebras and twist deformations we generalize the -deformation [7]{[11] of the Poincare to the BMS algebra. We then consider the topic of black hole entropy and revisit one of the earliest attempts of a microscopic explanation of its origin by 't Hooft [12]. By including backreaction eects we nd a natural explanation for a certain regulator, which has been introduced ad-hoc by 't Hooft, and thereby remove the previous need to ne-tune its value. Lastly, we review the information loss paradox and how it might be connected to the BMS symmetry [13] and point out that our results from the -deformation of the BMS algebra could be relevant in this context. i

Niniejsza rozprawa doktorska skupia się na badaniu gorących obiektów w kierunku zgrubienia centralnego Galaktyki z wykorzystaniem wielobarwnej fotometrii, w szczególności pasma obejmującego naziemny ultrafiolet. Obserwowane obszary cechuje bardzo duża gęstość gwiazd oraz znaczna ekstynkcja międzygwiazdowa. Z jednej strony umożliwia to badanie obiektów pochodzących z różnych składowych Galaktyki, z drugiej strony wymaga niestandardowego podejścia w celu otrzymania fotometrii dobrej jakości. Rozprawa została podzielona na dwie główne części. Pierwsza z nich opisuje obserwacje fotometryczne wraz z ich redukcją. Fundamentem są nasze własne pomiary fotometryczne wykonane w pasmach UBV IC w obserwatorium Cerro Tololo Inter-American Observatory. Zostały one rozszerzone o dodatkowe pola w pasmach UV IC, które pobraliśmy z publicznie dostępnych baz danych VPHAS+ i OGLE. Zaproponowaliśmy również autorski algorytm, który automatycznie wyszukuje pozycje obiektów na obrazach gęstych pól gwiazdowych. Wynikiem tej części pracy są dwie bazy fotometryczne zawierające jasności dla 4,1 miliona obiektów. W drugiej części rozprawy z obu baz wyselekcjonowaliśmy prawie 800 obiektów, które wykazują nadwyżkę ultrafioletową. Gwiazdy te zostały następnie poddane szczegółowej analizie. Obejmowała ona wstępną klasyfikację obiektów w oparciu o ruchy własne i paralaksy pochodzące z misji Gaia. Następnie, wykorzystując szeregi czasowe z trzeciej i czwartej fazy OGLE, wszystkie gwiazdy zostały przeanalizowane pod kątem zmienności. Ponad 80 z nich zostało zidentyfikowanych jako zmienne. Dla najbardziej interesujących przypadków zbadaliśmy zmiany okresów oraz przeprowadziliśmy modelowanie efektów bliskości w układach podwójnych. Jednym z najciekawszych wyników niniejszej rozprawy doktorskiej jest odkrycie pięciu kandydatek na krótkookresowe układy typu heartbeat (dla trzech z nich Porb < 1 h), jednego BLAP-a i wielomodalnego białego karła ze zmiennymi amplitudami. Wspomniane gwiazdy mogą przyczynić się do lepszego poznania ewolucji gwiazd, w szczególności procesów zachodzących w bliskich układach podwójnych. Efektem ubocznym naszej pracy jest wielobarwna fotometria 3,5 miliona gwiazd, które mogą służyć za wtórne standardy fotometryczne w polach z okolic centrum Galaktyki.

Rozprawa traktuje o macierzach fuzji i splatania w dwuwymiarowej w N=1 supersymetrycznej konforemnej teorii pola.

Rozwijamy podejście termodynamiczne do chromodynamiki kwantowej (QCD) w obszarze przejścia fazowego, obejmując powstawanie i rozpad hadronowych stanów związanych kwarków z jednoczesną realizacją cech złamania symetrii chiralnej i uwięzienia kwarków. Wykorzystujemy efektywny teoriopolowy model typu Nambu–Jona-Lasinia ulepszony przez sprzężenie z pętlą Poliakowa dla mikroskopowego opisu niskoenergetycznej QCD w skończonych temperaturach i gęstościach barionowych. Dokonujemy bozonizacji reprezentacji sumy stanów w całce po drogach poprzez wprowadzenie pól kolektywnych w kanałach mezonowych i dikwarkowych i wyliczamy całkę po drogach w przybliżeniu gaussowskim dla fluktuacji w tych kanałach poza przybliżeniem pola średniego. Na tym poziomie uzyskujemy opis dysocjacji Motta mezonów i dikwarków, co jest zawarte w przesunięciach fazowych w ośrodku, jakie wchodzą do relatywistycznego równania stanu Betha-Uhlenbecka. W następnym kroku sprzęgamy kwarki i dikwarki jako kolorowe stopnie swobody z pętlą Poliakowa, co prowadzi do tłumienia ich obecności w obszarze złamanej symetrii chiralnej, gdzie pętla Poliakowa jest bliska zeru, przypominając uwięzienie efektywne. Opis ten rozszerzamy do przypadku 2+1 zapachów kwarków zapewniając w ten sposób jednolity opis materii kwarkowo-hadronowej z przejściem fazowym QCD od gazu hadronowego złożonego z mezonów skalarnych i pseudoskalarnych do plazmy kwarkowo-gluonowej, co jest podobne do odtworzenia symetrii chiralnej, uwolnienia kwarków i dysocjacji Motta hadronów. Nowym wynikiem w tym podejściu jest pojawienie się dodatkowego modu stanu związanego w ośrodku dla kaonu dodatniego, co może przyczynić się do wyjaśnienia efektu „rogu” dla stosunku K + /π + obserwowanego w zderzeniach ciężkich jonów. Przy porównywaniu wyników naszego podejścia z termodynamiką sieciowej QCD można zauważyć trzy różnice: (i) temperatura pseudokrytyczna Tc przejścia chiralne/uwolnione jest za wysoka, (ii) w wysokich temperaturach T & 2Tc granica Stefana-Boltzmanna dla ciśnienia nieoddziałujących kwarków i gluonów zawartych w naszym podejściu omija wyniki sieciowej QCD oraz (iii) gaz rezonansów hadronowych powinien zawierać więcej stanów hadronowych, w szczególności barionów. Aby rozwiązać te kwestie, (i) zawieramy reakcję wsteczną korelacji na polu średnim w ramach „Φ-derivable” podejścia Bayma i Kadanoffa do materii kwarkowo-hadronowej, (ii) dodajemy poprawki perturbacyjne z procesów rozpraszania kwark-gluon w rzędzie dwóch pętli oraz (iii) rozwijamy typowe podstawienie dla przesunięć fazowych w zastosowaniu do wszystkich składników gazu rezonansów hydronowych. W tym efektywnym podejściu Betha-Uhlenbecka do termodynamiki dysocjacji Motta hadronów w plazmę kwarkowo-gluonową otrzymujemy doskonały opis termodynamiki sieciowej QCD. Przedstawiamy widoki na dalszy rozwój modelu, aby rozważyć obszar dużych gęstości barionowych na wykresie fazowym QCD.

Rozprawa dotyczyła zastosowań zdeformowanego modelu BF oferującego opis grawitacji wychodzący poza einsteinowsko-cartanowską teorię poprzez uwzględnienie tzw. modyfikacji Holsta oraz członów topologicznych. Badania obejmowały supersymetryczne rozszerzenie teorii BF do supergrawitacji i termodynamikę czarnych dziur wynikającą z grawitacyjnych ładunków Noether. Celem pracy było sprawdzenie jak parametr Immirziego, związany z modyfikacją Holsta, wpływa odpowiednio na równania pola oraz wyrażenie na entropię czarnej dziury. Dodatkowo przy wykorzystaniu teorii BF analizowana była konstrukcja teorii grawitacji i supergrawitacji opartej na tzw. algebrze i superalgebrze AdS-Maxwella.

Głównym celem pracy doktorskiej było zbadanie efektów jądrowych w oddziaływaniach neutrin z jądrami atomowymi oraz ich implementacja w generatorze Monte Carlo NuWro. W rozprawie przedstawiono opis modeli fizycznych użytych w generatorze. Szczególny nacisk położony został na model oddziaływań stanów końcowych, który był przewodnim tematem badań. Uwzględnione zostały liczne efekty kwantowe, takie jak ruch Fermiego, blokowanie Pauliego, czy czas kształtowania, które towarzyszą propagacji cząstek przez jadro. Przewidywania generatora zostały skonfrontowane z danymi doświadczalnymi. Podsumowaniem pracy jest pełna analiza danych dla elastycznego rozpraszania neutrin na CH2 przez prąd neutralny zmierzonych przez eksperyment MiniBooNE, wykonana przy użyciu generatora NuWro.

Celem rozprawy było zastosowanie niskoenergetycznych supesrtunowych rozwiązań w kosmologii. Zakres problemów, które rozwiązałem dotyczył kwantowych i klasycznych modeli ewolucji D3-brany w ustalonym tle rozwiązań superstrunowych, oraz problemów przyczynowości i ich związków z T-dualnością. Powiązałem pola występujące w objętości świata D3-brany z polami tła. Związki te określają kosmologiczną ewolucję D3-brany zarówno we wczesnych etapach (konieczność uwzględnienia efektów kwantowych) jak i późniejszych kiedy stała kosmologiczna jest dominująca. Podałem warunki określające potencjał prowadzący do wystąpienia inflacji określanej polem tachionowym. Znalazłem relacje między kosmologicznymi modelami z naruszoną zasadą przyczynowości z rozwiązaniami przyczynowymi poprzez transformacje T-dualności.

Rozprawa dotyczyła zbadania własności silnie oddziałującej materii w warunkach skończonej gęstości barionowej i skończonej temperatury. W badaniach użyty został głównie model Sakai-Sugimoto oparty na zasadzie holograficznej jak i modele typu Nambu-Jona-Lasinio (NJL). W badaniach rozważano możliwość istnienia fazy kwarkionowej w skończonych gęstościach i przy niskich temperaturach skupiając się na własnościach symetrii chiralnej. W rejonie wysokich temperatur i zerowych gęstości barionowych zbadano zależność od temperatury kondensatu chiralnego w ramach modelu gazu rezonansów hadronowych uzupełnionego dynamiką opartą na modelach typu NJL. Otrzymane wyniki porównano z danymi z symulacji chromodynamiki na sieci.

W tej pracy przedstawiono wyniki badań dotyczących identyfikacji składu chemicznego przypowierzchniowych warstw atomowych, mechanizmu wzrostu adsorbatu, uporządkowania bliskiego i dalekiego zasięgu dla dwóch układów adsorpcyjnych Cu/Ru(10 0) i Pb/Ru(0001).Dla układu Cu/Ru(10 0) badania strukturalne przeprowadzono dla pokrycia 7 warstw podwójnych Cu, natomiast w przypadku układu Pb/Ru(0001) badania strukturalne dotyczyły zarówno pierwszej warstwy zwilżającej jak i pokryć większych od jednej monowarstwy. Do badań właściwości miedzi na powierzchni rutenu zastosowano spektroskopię elektronów Augera, dyfrakcję powolnych elektronów oraz kierunkową spektroskopię piku elastycznego. Badania przeprowadzono dla czystej oraz pokrytej 7 warstwami podwójnymi Cu powierzchni Ru(10 0), dla temperatury pokojowej. W początkowym stadium wzrostu zaobserwowano formowanie się dwóch płaskich warstw podwójnych, o pseudomorficznej strukturzehcp(10 0), co stoi w pełnej zgodności z wynikami wcześniejszych badań1. Dalsza adsorpcja prowadziła do nukleacji wysp miedzi krystalizujących w strukturze powierzchniowo centrowanej Cu(111). Badania wykazały występowanie dwóch wzajemnie obróconych o 180° domen,o orientacji [211](111)Cu||[0001](10 0)Ru i [211](111)Cu||[0001](10 0)Ru względem podłoża.Ponadto ilościowa analiza wykazała nierównowagową (44%/33%) populację obserwowanychdomen Cu(111). Do badań właściwości ołowiu na powierzchni rutenu zastosowano spektroskopię elektronów Augera oraz dyfrakcję powolnych elektronów. Badania wykazały wzrost Pb zgodnyz modelem Stranskiego-Krastanova, przy jednoczesnym zmniejszaniu współczynnika przylegania wraz ze wzrostem pokrycia. W trakcie kompletowania warstwy zwilżającej formowanesą kolejno cztery struktury dalekiego zasięgu: dla pokrycia Θ = 1/2 ML, , R19,1° dla pokrycia Θ = 4/7 ML oraz niewspółmierna struktura, dla której macierz transformacji przyjmuje postać . Zaobserwowano występowanie ciągłych transformacji strukturalnych oraz R19,1°, jak również nieciągłej R19,1°. Zwiększanie temperatury podłoża w trakcie procesu adsorpcji Pb na utworzonej warstwie zwilżającej prowadzi do zauważalnego zmniejszania współczynnika przylegania, do wartości bliskich zeru dla 600K, co uniemożliwia dalszy,wyspowy wzrost Pb w przypadku wyższych temperatur. Z kolei dla 730K obserwowane jest formowanie adwarstwy o strukturze R19,1°, natomiast dla 890K skompletowana zostaje jedynie struktura . Z przeprowadzonych badań stabilności termicznej wynika zachodzenie, po przekroczeniu 600K, procesu aglomeracji grubej warstwy ołowiu w trójwymiarowe wyspy na warstwie zwilżającej. Dalsze zwiększanie temperatury prowadzi do desorpcji Pb początkowo z wysp, a później z warstwy zwilżającej.
1J. Brona, R. Wasilewski, A. Ciszewski, Applied Surface Science258, 9623 (2012)

W mojej rozprawie doktorskiej przeprowadzam teoretyczną i numeryczną analizę trzech rodzajów modeli kosmologicznych: modeli rozszerzonej teorii grawitacji w formalizmie Palatiniego z polem skalarnym sprzężonym nieminimalnie z krzywizną, modeli opartych na teorii Bransa—Dicke’go oraz modeli z oddziaływaniem pomiędzy sektorami ciemnej materii i ciemnej energii. W pracy doktorskiej opisuję wykonaną przeze mnie estymację parametrów kosmologicznych modeli, dokonaną w oparciu o najnowsze dane astronomiczne: dane z obserwacji supernowych typu Ia, pomiary funkcji Hubble’a dla różnych przesunięć ku czerwieni, parametr A związany z Barionowymi Oscylacjami Akustycznymi (BAO A), parametr przesunięcia CMB R (ang. „shift parameter”), dane z obserwacji błysków gamma. Ponadto analizuję dynamikę modeli kosmologicznych oraz przedstawiam wyniki bayesowskiej analizy porównawczej testowanych modeli ze standardowym modelem kosmologicznym ΛCDM.

Duża część gwiazd we Wszechświecie występuje w układach podwójnych i wielokrotnych, co przyczynia się do znacznego wzbogacenia możliwych scenariuszy ich ewolucji. Podwójność gra szczególnie doniosłą rolę w przypadku gwiazd masywnych, ponieważ to właśnie one znajdują się w towarzystwie innych gwiazd najczęściej spośród wszystkich karłów o różnych masach. Zjawisko podwójności gwiazd nie ogranicza się jednak wyłącznie do ciągu głównego, lecz towarzyszy nawet najpóźniejszym etapom ewolucji, włączając w to również pozostałości gwiazd takie jak np. gwiazdy neutronowe i czarne dziury. Badania skupione wokół oddziaływań pływowych w układach podwójnych, m.in. z wymienionych tutaj powodów, należą do fundamentalnych zagadnień współczesnej astrofizyki. Niezależnie od statusu ewolucyjnego, orbity układów podwójnych mogą być ekscentryczne. Wówczas wzajemna odległość między składnikami oraz potencjał pływowy zmieniają się wraz z fazą orbitalną. W konsekwencji może to prowadzić do zmienności fotometrycznej układu na skutek połączonych efektów bliskości (ekscentryczne zmienne elipsoidalne, ang. eccentric ellipsoidal variables, EEV) oraz oscylacji wzbudzanych pływowo (ang. tidally excited oscillations, TEO). Wspomniany typ zmiennych elipsoidalnych jest szczególnie istotny z punktu widzenia możliwości weryfikacji różnych teorii pływów. Niniejsza rozprawa doktorska składa się z cyklu pięciu prac recenzowanych, które podejmują tematykę EEV oraz TEO występujących wśród gwiazd ciągu głównego o średniej i dużej masie oraz wśród gwiazd na późnych etapach ewolucji, w tym czerwonych olbrzymach. W pierwszej pracy z cyklu przeprowadziliśmy poszukiwania EEV i ich TEO w krzywych blasku dostarczanych przez misję Transiting Exoplanet Survey Satellite. Bazowaliśmy na wstępnej selekcji kandydatów spośród ekscentrycznych spektroskopowych układów podwójnych ze składnikami o wczesnym typie widmowym. Podjęty wysiłek zaowocował detekcją 20 EEV, z czego 7 wykazuje TEO. Druga oraz trzecia praca z cyklu zawierają rezultaty poszukiwań EEV oraz TEO w bazie danych fotometrycznych projektu Optical Gravitational Lensing Experiment. Głównym rezultatem wspomnianych poszukiwań jest katalog niemal tysiąca EEV oraz detekcja kilkudziesięciu modów TEO głównie w wyewoluowanych składnikach. W czwartej pracy z cyklu podjęliśmy się szeroko zakrojonej analizy dostępnych krzywych blasku „ekstremalnego” i masywnego EEV – MACHO80.7443.1718, którego składnik główny jest niebieskim nadolbrzymem o masie około 35M⊙. Okazało się, że obiekt ten jest pierwszym tego typu, który wykazuje silne i nagłe zmiany amplitud TEO, najprawdopodobniej powiązane ze zmianami ich częstotliwości. W MACHO80.7443.1718 występuje też TEO o zaskakująco wysokiej częstotliwości. Ostatnia praca wchodząca w zakres rozprawy opisuje rezultaty teoretycznych symulacji ewolucji EEV, których celem była przede wszystkim próba odpowiedzi na pytania – jak częste są TEO w EEV ze składnikami ciągu głównego o średniej i dużej masie oraz jaki jest ich rozkład w czasie ze względu na początkowe parametry symulowanych EEV.

Celem rozprawy jest analiza procesów adsorpcji sekwencyjnej na dwuwymiarowych dyskretnych substratach pod katem własności związanych z perkolacją oraz zablokowaniem. W szczególności badam progi perkolacji i zablokowania, wykładniki krytyczne, strukturę klastrów, prawdopodobieństwo wystąpienia perkolacji. Interesuje mnie, w jaki sposób ww. charakterystyki zależą od geometrii substratu (siatka wiązań lub węzłów; siatka kwadratowa lub trójkątna), wielkości, kształtu i stopnia sztywności adsorbowanych cząstek oraz poziomu zanieczyszczenia substratu obiektami o zadanej wielkości i kształcie. Odpowiedzi na ww. pytania otrzymuję na drodze komputerowych symulacji Monte Carlo z właściwą obróbką statystyczną i skalowaniem skończonych rozmiarów oraz stosując argumenty natury fizycznej.

Spektroskopia mössbauerowska jest szeroko stosowaną techniką badawczą fizyki ciała stałego i chemii, która oferuje między innymi możliwość badania oddziaływań nadsubtelnych sond jądrowych z ich otoczeniem ładunkowym a dzięki temu różnych procesów fizycznych mających wpływ na te oddziaływania. W szczególności za pomocą tej techniki można wyznaczać termodynamiczne parametry stopów, takie, jak np. entalpię rozpuszczania jednego składnika w drugim czy też entalpię tworzenia wakansu. Dane te odgrywają ważną rolę w rozwoju i testowaniu różnych modeli układów podwójnych oraz metod obliczania ich parametrów fizycznych a także podczas projektowania procesów technologicznych mających na celu uzyskanie materiału o określonych własnościach. Podstawowym źródłem informacji odnośnie wspomnianych danych są badania kalorymetryczne, których wiarygodność pozostawia niekiedy wiele do życzenia i zachodzi wówczas konieczność odwołania się do wyników uzyskanych w inny sposób, np. za pomocą metod jądrowych. Ponadto istotnym mankamentem badań kalorymetrycznych jest to, że są one prowadzone w dość wysokich temperaturach, w których badane stopy żelaza są w fazie paramagnetycznej oraz niektóre z nich mają wysokotemperaturową strukturę A1 (fcc, faza γ). Innymi słowy dane te nie dotyczą stanu próbki w temperaturach zbliżonych do pokojowych (ok. 300K), w których wspomniane stopy są ferromagnetykami o strukturze krystalicznej A2 (bcc, faza α). Tego mankamentu nie mają dane uzyskiwane w ramach omawianej pracy doktorskiej. W pracy wykorzystuje się spektroskopię mössbauerowską 57Fe w taki sposób, że wyznaczane parametry termodynamiczne stopów podwójnych na bazie żelaza dotyczą próbek o temperaturze ok. 700K, czyli w stanie ferromagnetycznym (temp. Curie dla Fe jest bliska 1040K) o strukturze A2 (przejście α→γ dla Fe zachodzi w temp. ok. 1180K). Dotychczas zbadano tą metodą kilkanaście układów Fe-D z D = V, Cr, Mn, Al, Mo, W, Ti, Ta, Ni, Co, Re, Pt. Głównym celem pracy jest wykorzystanie widm mössbauerowskich do wyznaczenia energii oddziaływania między parami jednakowych atomów pierwiastka rozpuszczonego w żelazie i związanej z nią granicznej entalpii rozpuszczania w przypadku wybranych układów, dla których znana dotychczas metoda Hrynkiewicza-Królasa-Chojcana nie mogła być zastosowana. Zgodnie z teorią tej metody może być ona wykorzystana tylko wówczas, gdy w rozcieńczonym stopie na bazie Fe sondy mössbauerowskie „widzą” dwa różne, ściśle określone swoje otoczenia atomowe, tj. zawierające atomy Fe i jeden atom domieszkowy D oraz atomy Fe i dwa atomy domieszkowe DD. Z taką sprzyjającą sytuacją mamy zazwyczaj do czynienia wówczas, gdy koncentracja domieszki jest większa niż ok. 2% at. Mając powyższe na uwadze, badaniom poddano stopy podwójne żelaza: Fe-Mo, Fe-W i Fe-Ta zawierające Mo, Ta i W o małej koncentracji tych ostatnich, mniejszej od ok. 2% at. Stopy te zostały wybrane także ze względu na ograniczaną w różnym stopniu rozpuszczalność powyższych pierwiastków domieszkowych w krystalicznym żelazie. Ponadto znaczący był fakt, że atomy molibdenu, wolframu i tantalu umieszczone w sąsiedztwie sondy mössbauerowskiej mają duży wpływ na jej oddziaływanie z otoczeniem ładunkowym, co sprawia, że ich obecność znajduje wyraźne odbicie w widmach mössbauerowskich i daje uzasadnioną nadzieję na wiarygodne powiązanie składowych widma z odpowiednimi konfiguracjami atomów sąsiadujących z sondami mössbauerowskimi. Aby osiągnąć cel pracy zaproponowałem taką analizę danych mössbauerowskich, która umożliwia wyznaczenie energii oddziaływania atomów domieszkowych w sytuacji, gdy dysponujemy materiałem o niskiej koncentracji tych atomów, mniejszą niż 2% at.

Niniejsza rozprawa przedstawia wyniki teoretycznych badań oddziaływań neutrin z nukleonami. Rozważamy energię neutrin rzędu 1 GeV, która jest charakterystyczna dla eksperymentów akceleratorowych. Studiowane są dwa rodzaje procesów: rozpraszanie kwazielastyczne neutrin na nukleonach oraz rozpraszanie neutrin na nukleonach, w których zostaje wyprodukowany pojedynczy pion. W eksperymentach neutrinowych typu krótkiej i długiej bazy pomiar parametrów oscylacji neutrin opiera się, głównie, na analizie oddziaływań kwazielastycznych neutrin z jądrami i nukleonami. Mając model teoretyczny rozpraszania neutrino-jądro i neutrino-nukleon rekonstruuje się energie neutrin. Czynnikiem utrudniającym analizy doświadczalne są obserwowane wkłady od innych typów oddziaływań niż kwazielastyczne. Istotnym tłem do pomiarów oddziaływań kwazielastycznych są procesy nieelastyczne, w których zostaje wyprodukowany pojedynczy pion. Dalszy postęp w badaniu własności neutrin wymaga sformułowania precyzyjnego modelu teoretycznego opisującego oddziaływania neutrin z jądrami atomowymi. Punktem startu jest sformułowanie precyzyjnego, w przewidywaniach, modelu opisującego oddziaływanie neutrin ze swobodnymi nukleonami. W przypadku oddziaływania kwazielastycznego neutrino-nukleon głównym źródłem niepewności w modelowaniu teoretycznym jest wciąż niewystarczająca znajomość wkładu osiowego nukleonu. Pojawia się również pytanie czy pomiar rozpraszania kwazielastycznego może pozwolić uzyskać informacje o potencjalnych oddziaływaniach spoza Modelu Standardowego. Modele teoretyczne opisujące nieelastyczne oddziaływania neutrin z nukleonami, w których powstaje pojedynczy pion, są znacznie bardziej skomplikowane niż opis oddziaływania kwazielastycznego. Istnieją dwa mechanizmy produkcji pojedynczego pionu: rezonansowy, gdy nukleon przechodzi w stan rezonansowy i rozpada się na pion i nukleon, oraz nierezonansowy. Eksperymentalna weryfikacja modeli opisujących produkcję pojedynczego pionu jest skomplikowana. Do tej pory nie można było wydobyć osobno informacji o wkładach nierezonansowych i rezonansowych. Konieczne jest, aby znaleźć nowe procedury i metody, które pozwolą precyzyjnie ustalić parametry modelu na rozpraszanie kwazielastyczne neutrin oraz umożliwią pełne przetestowanie modeli produkcji pojedynczego pionu. W niniejszej rozprawie dyskutujemy obserwable spinowe, których pomiar może istotnie przyczynić się do postępu w uzyskaniu kompletnego modelu oddziaływań neutrin z nukleonami. Obserwable polaryzacyjne były już rozważane w przeszłości w kontekście oddziaływań neutrin. Jednak w przypadku procesu kwazielastycznego nie badano obserwabli wielospinowych. Natomiast w procesie produkcji pionu rozważano tylko polaryzację końcowego leptonu i końcowego nukleonu stosując uproszczony model hadronowy. W niniejszej pracy analizujemy obserwable dwu- i trójspinowe w procesie kwazielastycznym. Badamy czułość składowych obserwabli na wartość masy osiowej MA. Wykazujemy, że asymetrie spinowe są obiecującymi obserwablami do badania prądów drugiego rodzaju w rozpraszaniu neutrin oraz wyznaczenia przebiegu zmienności czynnika osiowego nukleonu. Pokazujemy również, że obserwable polaryzacyjne zawierają istotną informację o własnościach rozpraszania neutrin na nukleonach, przy którym powstał pojedynczy pion. W dyskusji uwzględniamy wkład rezonansowy zadany przez wzbudzenie nukleon-rezonans Δ(1232) oraz wkłady nierezonansowe opisane przez dwa modele bazujące na liniowym i nieliniowy modelu sigma. Wprowadzamy tzw. asymetrię spinową tarczy i pokazujemy, że jej składowe są zadane przez wkłady interferencyjne pomiędzy diagramami rezonansowymi i nierezonansowymi. Ponadto pokazujemy, że składowe polaryzacji wybitego nukleonu oraz końcowego leptonu zawierają nietrywialną informację o wkładach rezonansowych i nierezonansowych. Wreszcie pokazujemy, że pomiar obserwabli spinowych pozwoli na wyznaczenie względnej fazy pomiędzy wkładami rezonansowymi i nierezonansowymi. Badamy również jak obserwable spinowe zależą od osiowego czynnika postaci CA 5 opisującego słabe wzbudzenie nukleon-rezonans Δ(1232).

Cele naukowe Podstawowym celem tej pracy była identyfikacja i pomiar widm naładowanych hadronów wyprodukowanych w centralnych zderzeniach Ar+Sc przy sześciu pędach wiązki w przedziale 13A-150A GeV/c. Badania te są ważną częścią programu Kolaboracji NA61/SHINE, której głównym celem jest poszukiwanie oznak początku spontanicznego uwolnienia kwarków oraz punktu krytycznego chiralnej przemiany fazowej. Wykonane pomiary własności produkcji hadronów w zderzeniach Ar+Sc sugerują, że reakcja ta jest na swoistej granicy pomiędzy “ciężkimi” a “lekkimi” systemami. Tzn., możliwe jest, że zderzenia Ar+Sc to najmniejszy z badanych układów, w którym zderzenia poszczególnych nukleonów tworzą nie oddzielne klastry N+N, a kolektywnie ewoluujący układ, w którym może być tworzona plazma kwarkowo-gluonowa w najwyższych energiach SPS. Metodologia Dane o zderzeniach Ar+Sc zebrane zostały w roku 2015 przez kolaborację NA61/SHINE.Proces analizy tych danych prezentowany tutaj dotyczy kolejno wyboru badanych zderzeń zarówno ze względu na jakość pomiaru,jak i na badaną fizykę,następnie identyfikację najliczniej produkowanych naładowanych hadronów oraz wreszcie wyznaczenie ich widm. Uzyskane rezultaty dostarczają najważniejszych informacji dotyczących π+, π−, K+, K−, p oraz ¯ p produkowanych w oddziaływaniach silnych i elektromagnetycznych w najbardziej centralnych zderzeniach Ar+Sc. Widma pędu poprzecznego oraz pośpieszności zostały zmierzone dla każdej z wymienionych cząstek oraz obliczone zostały średnie krotności naładowanych kaonów. Znaczenie dla badań oddziaływań silnych Rezultaty referowanych badań pozwalają przede wszystkim na poznanie wpływu rozmiaru zderzanych jonów na własności produkcji hadronów. W szczególności, zaobserwowana zależność produkcji dziwności (K+/π+) od rozmiaru układu nie może być wytłumaczona w ramach stosowanych powszechnie modeli teoretycznych zderzeń ciężkich jonów,dostarczając tym samym motywacji do dalszych badań fenomenologicznych.Podobnie zmierzone widma pośpieszności protonów i antyprotonów pozwalają na dalsze badania równania stanu w materii o wysokiej gęstości barionowej. Szczegółowa wiedza na temat zależności produkcji hadronów od rozmiarów zderzanych układów z pewnością przyczyni się do lepszego zrozumienia podstawowych własności silnie oddziałującej materii w pobliżu początku spontanicznego uwolnienia kwarków.

Regularne obserwacje spektroskopowe w zakresie ultrafioletowym są prowadzone przez satelitę IRIS od 2013 roku. Instrument ten dał możliwość diagnostyki atmosfery Słońca za pomocą linii Mg II h i k, powstających w chromosferze słonecznej, jak również linii C II czy Si IV, formowanych w obszarze przejściowym. Pozwoliło to na obserwacje zjawisk drobnoskalowych, o rozmiarach rzędu 1 sek. łuku, w zakresie widmowym dotąd niedostępnym. Przykładem takich zjawisk są znane od 1917 roku bomby Ellermana, obserwowane do tej pory głównie w linii Hα oraz liniach Ca II H i K. Obserwacje IRIS dały też możliwość poznania i sklasyfikowania nowego typu zjawisk – wybuchów ultrafioletowych, z których najbardziej interesujące wydają się bomby IRIS. Obserwacje IRIS obszaru aktywnego AR 11850 z 24.09.2013 roku zawierały liczne przykłady aktywnych zjawisk drobnoskalowych o zróżnicowanej charakterystyce widmowej, na podstawie której wyodrębniono 3 typy zjawisk. Typ 1 wykazywał wzrost emisji w centralnych częściach linii Mg II h i k, typ 2 w centralnej części i skrzydłach linii Mg II h i k, natomiast zjawiska typu 3 prezentowały emisję głównie w skrzydłach linii Mg II h i k. Spośród kilkudziesięciu zjawisk obserwowanych tego dnia przez instrument IRIS do dalszej analizy wybrano 5, tak by mieć reprezentację dla każdego z zaobserwowanych typów pojaśnień. Dla każdego z pojaśnień na podstawie profilu linii widmowej wyznaczono parametry takie jak: separacja maksimów emisyjnych, średnie natężenie maksimów emisyjnych, natężenie emisji w centrum linii Mg II h, natężenie emisji integrowane w zakresie od -1 do +1 ˚A od centrum linii Mg II h oraz natężenie emisji w długości fali +1 ˚A od centrum linii Mg II h. Przy użyciu procedur liczących transfer promieniowania w linii Mg II h, przy założeniu NLTE oraz w przybliżeniu jednowymiarowym atmosfery słonecznej, obliczono profile linii w Mg II h dla 243 różnych modeli zjawiska, różniących się jego lokalizacją i temperaturą. Każdy z modeli bazował na zmodyfikowanym modelu atmosfery spokojnego Słońca. Modyfikacja polegała na podniesieniu temperatury atmosfery słonecznej w pewnym wąskim zakresie wysokości wynoszącym około 360 km. Modyfikacji dokonano dla 27 różnych lokalizacji w dolnej części atmosfery Słońca, dla każdej z nich zastosowano 9 różnych wariantów wzrostu temperatury. W celu znalezienia najlepszego modelu dla każdego zjawiska, za pomocą obliczonych wcześniej parametrów, porównywano profile obserwowane z teoretycznymi. Dla wszystkich zjawisk uzyskano temperatury ich formowania w zakresie od 6150 K do 8000 K, natomiast miejscem powstawania była okolica temperaturowego minimum Słońca. Pomimo podobnego miejsca i temperatury formowania tylko część zjawisk wykazywała dodatkową emisję w liniach C II i Si IV. Badanie wspólnej emisji linii Mg II h i k, C II i Si IV stało się jedną z motywacji do rozpoczęcia drugiej części badań – przeglądu statystycznego zjawisk drobnoskalowych obserwowanych w liniach Mg II h i k. Główną motywacją dla przeprowadzenia wspomnianego przeglądu statystycznego było dokonanie charakterystyki zjawisk drobnoskalowych obserwowanych w liniach Mg II h i k. Wykorzystując dane z instrumentu IRIS z lat 2013-2018, zawierające tylko gęste skany obszarów aktywnych obserwowanych w liniach Mg II h i k, C II i Si IV, prze prowadzono przegląd statystyczny zjawisk drobnoskalowych posiadających emisję w liniach Mg II h i k. Za pomocą automatycznych procedur napisanych przez autora znaleziono 2053 zjawiska drobnoskalowe przedstawiające zdecydowanie bardziej różnorodną charakterystykę widmową od zjawisk analizowanych w pierwszej części rozprawy. Każde ze zjawisk było prezentowane przez zestaw parametrów wyznaczonych na podstawie profilu linii widmowej Mg II k (kontrasty obliczone dla różnych długości fali na podstawie profilu linii widmowej zjawiska i profilu spokojnego Słońca, szerokość profilu w połowie wysokości, maksymalne natężenie emisji). Dodatkowo obliczono również parametry związane z linią Si IV, C II oraz z liniami trypletowymi Mg II UV. Jednym z celów było dokonanie klasyfikacji zjawisk z podziałem na 3 typy, bazując na wynikach pierwszej części pracy. Znaleziono 556 zjawisk typu 1, 1096 zjawisk typu 2 i 401 zjawisk typu 3. Badając emisję w liniach dalekiego ultrafioletu – Si IV i C II otrzymano następujące wyniki: 54.5% wszystkich zjawisk posiada dodatkową emisję w liniach Si IV, natomiast 72.6% z nich w liniach C II. Relacje te rozkładają się następująco w poszczególnych typach: 96.4% zjawisk typu 1 posiada dodatkową emisję w liniach Si IV, natomiast 99.4% emisję w C II, 47.6% zjawisk typu 2 posiada dodatkową emisję w liniach Si IV, a 74.5% emisję w C II, wśród zjawisk typu 3 znajduje się 15.4% zjawisk z dodatkową emisją w liniach Si IV i 30.3% w liniach C II. Okazało się również, że istnieje silna korelacja pomiędzy parametrami opisującymi szerokość w połowie wysokości dla profili Mg II k i Si IV. Sprawdzono również emisję zjawisk w liniach 2 i 3 trypletu Mg II UV. Okazało się, że 36.5% wszystkich zjawisk wykazuje aktywność linii trypletowych: 70.3% zjawisk typu 1, 27.2% zjawisk typu 2 i 15.2% zjawisk typu 3. Sprawdzono również relację pomiędzy aktywnością w liniach trypletowych oraz liniach Si IV i C II. Wysnuto wniosek, że dla każdego z typów zjawisk aktywność trypletu wiąże się z silniejszą emisją w dalekim ultrafiolecie. Przeprowadzono analizę występowania pojaśnień w zależności od rodzaju obszaru aktywnego, wyróżniając 3 następujące rodzaje obszarów aktywnych – nowo formowane obszary, pola po chodni, obszary wokół plam słonecznych. Dodatkowo wprowadzono czwartą kategorię, obszaru spokojnego, który nie zawierał żadnych widocznych struktur aktywnych. Jako wniosek z analizy otrzymano następującą prawidłowość: zjawiska typu 1 występują głównie w nowo formowanych obszarach aktywnych, zjawiska typu 2 w równym stopniu pojawiają się we wszystkich rodzajach obszarów aktywnych, zjawiska typu 3 najczęściej formują się wokół plam słonecznych. W obszarach spokojnych znaleziono tylko kilkadziesiąt zjawisk typu 2 i 3. Istotne było również badanie występowania wśród wszystkich pojaśnień zjawisk typu bomby Ellermana, wybuchów ultrafioletowych, w tym bomb IRIS. Zlokalizowano 273 zjawiska, które prawdopodobnie są bombami Ellermana oraz 121 wybuchów ultrafioletowych, w tym 48 bomb IRIS. Okazało się, że wśród zjawisk typu bomby Ellermana 18% z nich spełnia kryteria pozwalające zakwalifikować je do wybuchów UV, natomiast wśród wszystkich znalezionych wybuchów UV 40.5% wykazuje własności bomb Ellermana.

Streszczenie pracy doktorskiej:
Mimo, że teoria opisująca oddziaływania silne, chromodynamika kwantowa (QCD), jest dobrze ugruntowana teoretycznie, istnieje wiele technicznych przeszkód, stanowiących poważne utrudnienie w jej analizie oraz dalszym rozwoju. Istnieje więc potrzeba konstrukcji modeli efektywnych w ujęciu fenomenologicznym, wywodzących się z teorii podstawowej i zawierających jej istotne cechy. Tematem niniejszej rozprawy doktorskiej jest zbadanie właściwości termodynamicznych QCD w ramach różnych modeli efektywnych.
Pierwsza część pracy dotyczy wyników QCD na sieci (LQCD) w skończonych tempe\-raturach i zerowej gęstości barionowej, które wykazały rozbieżności między pow\-szech\-nie stosowanym modelem gazu hadronowego (HRG), ujawniające się na poziomie fluktuacji ładunków zachowanych, w szczególności w sektorze dziwnym. W celu skwanty\-fikowania tych rozbieżności, model HRG został rozszerzony o ciągłe widmo Hagedorna, którego parametry wyznaczono na podstawie wielkości termodynamicznych LQCD. Otrzymane spektra są zgodne z trendem wyznaczonym przez uwzględnienie niepotwierdzonych ba\-rio\-nów dziwnych, wy\-mie\-nio\-nych w bazie Particle Data Group (PDG). To sugeruje, że \mbox{większość} brakującego oddziaływania dla barionów dziwnych znajduje się w sektorze $|S|=1$. Z kolei widmo uzyskane dla mezonów dziwnych może wskazywać na istnienie nieodkrytych stanów w obszarze średnich mas, niewymienionych jeszcze w bazie PDG.
W celu poprawy opisu właściwości oddziałujących hadronów, niezbędne jest wyjście poza uproszczone ujęcie HRG, uwzględniając między innymi efekty rozpadu oraz skoń\-czo\-nej szerokości rezonansów. W dalszej części pracy badamy wpływ szerokości rezonansów w ramach modelu macierzy rozpraszania. Model ten, w odróżnieniu od modelu HRG, względnia dynamikę powstawania rezonansów zakodowaną w fizycznym przej\-ściu fazowym.~Pozwala to oszacować wpływ rozpraszania $K\pi$, tj. rezonansów $K^\star_0(800)$ i $K^\star_0(1430)$, na fluktuacje wypadkowej liczby dziwności. Wyniki wskazują, że \mbox{uproszczony} model oddziaływań HRG systematycznie zawyża wielkości termodynamiczne, a ich wkład oszacowany przy użyciu modelu macierzy rozpraszania rozwiązuje tylko częściowo pro\-blem brakującego wkładu do fluktuacji wypadkowej liczby dziwności.
Kolejnym omówionym aspektem jest użycie modelu macierzy rozpraszania w modelu blast-wave w celu opisania emisji cząstek w zderzeniach ciężkich jonów. Zbadany został wpływ skończonej szerokości mezonu $\rho$ na rozkład pędu pionów oraz modyfikację widm cząstek powstałych z dwuciałowych rozpadów.~W szczególności rozkład niskich pędów poprzecznych pionów powstałych w rozpadzie mezonu $\rho$, jest wyższy o tego otrzymanego w przybliżeniu HRG. Użycie modelu macierzy rozpraszania poprawia opis ilościowy widm pionów w zderzeniach ciężkich jonów w zakresie energii Wielkiego Zderzacza Hadronów w CERNie.
Porównujemy również model macierzy rozpraszania z przybliżeniem wykluczonej objętości do opisu sił odpychających między oddziałującymi hadronami. Koncentrujemy się na termodynamice systemu $ \pi N \Delta $. Pokazujemy w jaki sposób zwykle stosowany model z wykluczoną objętością prowadzi do przypadkowej zgodności wielkościach termodynamicznych całego układu. Zgodność ta zostaje utracona przy ograniczeniu do konkretnego kanału rozpraszania, gdzie dodatkowa wykluczona objętość między pionami i nukleonami, oprócz siły odpowiedzialnej za formację rezonansu $\Delta$, prowadzi do niezgodności z analizą na podstawie fizycznego przejścia fazowego w oparciu o model macierzy rozpraszania. Sugeruje to, że siły odpychające między hadronami nie mogą być opisane pojedynczym parametrem a także są zależne od kanału oddziaływania.
Druga część pracy dotyczny efektywnego opisu zimnej oraz gęstej materii oddziałującej silnie. W tym celu wykorzystany jest hybrydowy model kwarkowo-mezonowo-nukleonowy (QMN). Dynamika chiralna opisana jest w nim w ramach liniowego modelu sigma, podczas gdy uwięzienie kwarków otrzymane jest przy pomocy zależnej od ośrodka modyfikacji funkcji rozkładu Fermiego-Diraca, gdzie wprowadza się dodatkowe pole skalarne. Charakterystyczną cechą modelu jest fakt, że przy rosnącej gęstości, symetria chiralna zostaje przywrócana jeszcze w fazie hadronowej, przed spontanicznym uwolnieniem kwarków. W pracy rozważona jest termodynamika układów dwuzapachowych w przybliżeniu pola średniego.~Dla niskich temperatur oraz wysokich gęstości model przewiduje chiralne \mbox{przejście} fazowe pierwszego lub drugiego rzędu, lub gładkie przejście typu crossover, w zależności od wartości oczekiwanej pola skalarnego. Spontaniczne uwolnienie kwarków jest natomiast przejściem pierwszego rzędu.
Badamy również równanie stanu w modelu QMN w warunkach gwiazdy neutronowej. W tym celu model jest uogólniony do przypadku dowolnej asymetrii izospinowej. Wyznaczone są zależności między masą a promieniem gwiazdy, poprzez narzucenie warunków zgodności z niedawno odkrytym pulsarem PSR~J0348+0432, a także ograniczeniami na zwartość gwiazdy z pomiaru GW170817. Uwzglę\-dniony jest również próg dla bezpośredniego procesu URCA, dla którego wyprowadzone jest nowe oszacowanie.~Biorąc pod uwagę ograniczenia, model przewiduje, że na diagramie fazowym materii symetrycznej, punkt krytyczny przejścia chiralnego znajduje się w obszarze niskich temperatur lub znika całkowicie.
Na koniec omówniona jest charakterystyka fluktuacji liczby barionowej na granicach faz chiralnego przejścia fazowego oraz spontnicznego uwolnienia kwarków w hybrydowym modelu QMN. Badany jest wpływ uwięzienia kwarków na kumulanty wyższych rzędów fluktuacji liczby barionowej. Otrzymane kumulanty wykazują znaczne wzmocnienie wokół chiralnego przejścia fazowego, podczas gdy nie są wrażliwe na hadronowo-kwarkowe przejście fazowe.

Niniejsza praca przedstawia badania strukturalne oraz elektrochemiczne powierzchni monokryształu złota (111) zanurzonej w wybranych roztworach wodnych kwasu siarkowego, siarczanu miedzi i porfiryn. Pomiary wykonano techniką elektrochemicznej skaningowej mikroskopii tunelowej (EC STM) oraz woltamperometrii (CV), wykorzystując różne tryby pracy mikroskopu w celu kompleksowego zrozumienia mierzonych układów adsorpcyjnych. Przeanalizowano zarejestrowane obrazy STM pod kątem zmian strukturalnych powierzchni oraz formowania warstw adsorpcyjnych i rozpoznania ich struktur. Szczegółowe badania EC STM i CV przeprowadzono w obszarze podpotencjałowego, jak i po raz pierwszy w obszarze nadpotencjałowego osadzania miedzi z roztworu. Wyjaśniono zasady działania wykorzystywanych technik pomiarowych oraz podstawowe zagadnienia dotyczące układów fazowych ciało stałe-ciecz. Przedstawiono i przeanalizowano wyniki adsorpcji miedzi z elektrolitu na powierzchni Au(111) dla różnej grubości warstw Cu w roztworze kwasu siarkowego oraz współadsorpcji molekuł porfiryn na uformowanych warstwach miedzi.

Pętle rozbłyskowe, odkryte w latach 60. ubiegłego wieku, są nierozdzielna częścią najbardziej energetycznych zjawisk w Układzie Słonecznym, jakimi są rozbłyski słoneczne. Nie są one przez nie wywoływane ani nie są tez osobnym zjawiskiem, jak twierdzono na podstawie pierwszych obserwacji. Niemniej jednak wielu autorów nadal używa jednego z pierwotnych, lecz mylnego terminu i nazywa je pętlami po-rozbłyskowymi. Pętle obserwowane są w trakcie fazy gradualnej rozbłysków, czyli po wydzieleniu największej ilości energii, i są one zakotwiczone w jego wstęgach. Mogą nawet tworzyć cała arkadę, która będzie utrzymywać się nad powierzchnia Słońca przez kilka godzin. Na obserwowanych obrazach są one widoczne w szerokim zakresie temperatur – od promieniowania rentgenowskiego (są to tzw. gorące pętle rozbłyskowe) do temperatury chłodnej plazmy chromosferycznej obserwowanej w przedziale ultrafioletowym i optycznym widma (tzw. chłodne pętle rozbłyskowe). Według teorii powstawania rozbłysków, a także z ich obserwacji wiadomo, ze pętle pojawiają się po maksimum rozbłysku i formowane są w procesie rekolekcji magnetycznej. Energia wyzwolona w jej trakcie jest transportowana w formie energetycznych cząstek w kierunku gęstej chromosfery znajdującej się poniżej. Podgrzana plazma paruje do pętli, które są wypełniane gorąca plazma. Jest to parowanie chromosferyczne, które ma miejsce w fazie impulsowej i gradualnej rozbłysków. W takim przypadku obserwuje się gorące pętle rozbłyskowe. Kiedy plazma w pętlach ochładza się, ich struktura zaczyna się kurczyć, i staja się wówczas widoczne chłodne pętle na mniejszych wysokościach, tuz poniżej gorących pętli dopiero co uformowanych przez przełączenia linii sił pola magnetycznego. Od czasu odkrycia pętli rozbłyskowych zgromadzono duża liczbę ich obserwacji m.in. spektroskopowych. W tego typu pętlach zachodzi duży spływ materii z ich szczytu w kierunku powierzchni i zmienia się on w czasie zgodnie z charakterystycznymi czasami ochładzania się plazmy. Taki przepływ plazmy uwidacznia się poprzez asymetrie linii widmowych – w zależności od tego, czy ma miejsce spływ lub wypływ materii asymetria jest w czerwonej, lub fioletowej części widma dla zjawisk obserwowanych na tarczy słonecznej. Jest to częste zjawisko w trakcie rozbłysków słonecznych. Analiza widmowa asymetrii linii lub jedynie samych przesunięć linii jest idealnym narzędziem, który umożliwia poznanie mechanizmów powodujących przepływy w atmosferze rozbłyskowej. Jednak pętle rozbłyskowe nie były zbyt często obserwowane w promieniowaniu ultrafioletowym ze względu na ograniczenia instrumentalne. Wiedza dotycząca chromosfery i warstwy przejściowej Słońca, widocznych w zakresie ultrafioletowym promieniowania elektromagnetycznego, opiera się przeważnie na obserwacjach prowadzonych przez teleskopy i inne instrumenty (np. spektrografy) umieszczone na pokładach satelitów kosmicznych. Ultrafioletowa cześć widma zapewnia wiele możliwości diagnostycznych w badaniach dotyczących tych dwóch obszarów słonecznej atmosfery. W tym zakresie długości fal formuje się wiele linii rezonansowych od obfitych pierwiastków, np. magnez Mg II, krzem Si IV czy węgiel C II, IV. Natężenie linii Mg II h i k oraz Ca II H i K jest wskaźnikiem aktywności Słońca i gwiazd na poziomie chromosfery. Jedna z najważniejszych naukowo misji słonecznych w ostatnich latach jest Interface Region Imaging Spectrograph (IRIS), która monitoruje atmosferę Słońca w zakresie ultrafioletowym, w szczególności słoneczny obszar przejściowy oraz chromosferę, od 2013 roku. Obserwacje są prowadzone w wysokiej rozdzielczości widmowej, przestrzennej oraz czasowej. Instrumenty zostały zaprojektowane w taki sposób, aby jednocześnie były tworzone obrazy i widma obszarów słonecznych. Misja ma na celu poznanie źródeł energii występujących w atmosferze słonecznej. Dzięki takiej specyfikacji instrument jest idealny do szczegółowych badan chłodnych pętli rozbłyskowych, co było nieosiągalne przez wcześniejsze instrumenty mające niska rozdzielczość. Wiedza na temat procesów zachodzących w chromosferze i warstwie obszaru przejściowego podczas rozbłysków słonecznych jest niewystarczająca. IRIS umożliwia dokładniejsze obserwacje rozbłysków słonecznych i ich analizę w tych obszarach atmosfery. W poniższej pracy przedstawiono analizę obserwacji spektroskopowych oraz obrazów w zakresie ultrafioletowym widma z satelity IRIS chłodnych pętli rozbłyskowych na podstawie wybranego rozbłysku słonecznego. Po raz pierwszy przebadano ewolucje przestrzenna i czasowa chłodnych pętli rozbłyskowych w liniach z zakresu bliskiego i dalekiego ultrafioletu oraz ich geometrie na podstawie obrazów IRIS. Praca zawiera przykłady kilku przebadanych pętli w liniach Mg II h i k, Si IV oraz C II, a także modelowanie teoretycznych profili linii Mg II h. Dzięki badaniom pętli wraz z wyznaczeniem ruchu i prędkości plazmy, jak również ich rzeczywistego kształtu z widm i obrazów o wysokiej rozdzielczości uzyskano lepszy obraz tych struktur i uzupełniono wiedze na ich temat. Za pomocą różnych linii widmowych, a także ich poszczególnym fragmentom (skrzydła, centrum linii), które formują się na różnych wysokościach w atmosferze Słońca, można otrzymać parametry fizyczne plazmy, takie jak gęstość, temperatura, prędkości wzdłuż linii widzenia, i informacje o jej strukturze. Pozwalają tez badać przepływy plazmy, np. parowanie chromosferyczne. Obserwacje spektroskopowe rozbłysków słonecznych są bardzo ważne, są konieczne do poszerzenia wiedzy na temat występujących w nich procesów energetycznych i dynamiki. Wyniki badan przedstawionych w poniższej pracy mogą zgłębić procesy fizyczne mające miejsce podczas późniejszych faz rozbłysków słonecznych. Niniejsza praca ma następujący plan. W Rozdziale 1. zostało szczegółowo omówione powstawanie oraz charakterystyka pętli rozbłyskowych na podstawie ważniejszych prac powstałych od czasów pierwszych obserwacji tych zjawiska. Dotyczą one przede wszystkim ich kinematyki, dynamiki oraz struktury w różnych zakresach widmowych. Ponadto w rozdziale scharakteryzowano obserwacje różnych zjawisk aktywnych prowadzonych w zakresie UV, głównie w liniach magnezu Mg II h i k. Podrozdział dotyczący linii Mg II h i k zawiera informacje o powstawaniu tych linii, charakterystykę ich profilu widmowego w atmosferze Słońca spokojnego oraz w obszarze aktywnym. W sąsiedztwie głównych linii obecny jest tryplet magnezowy, który także opisano. Omówione zostało zastosowanie linii magnezu w badaniach oraz ważniejsze wcześniejsze odkrycia dokonane dzięki ich obserwacjom i analizie. Do analizy pętli wykorzystano obserwacje wykonane w bliskim i dalekim ultrafiolecie przez satelitę IRIS. Rozdział 2. zawiera przede wszystkim opis budowy satelity i jego instrumentów, wykonywanie obserwacji oraz zakres widmowy spektrografu. W rozdziale zostały opisane najważniejsze linie widmowe z tego zakresu (linie optycznie grube i cienkie). Omówiono także kalibracje radiometryczna widm, która jest konieczna do otrzymania natężenia linii w jednostkach absolutnych. W pracy posłużono się również obserwacjami pomocniczymi z teleskopu Solar Dynamics Observatory (SDO), którego charakterystykę zawarto w jednym z podrozdziałów. Druga cześć rozdziału dotyczy obserwacji wybranego rozbłysku słonecznego klasyM6.5 z 22 czerwca 2015 roku. Po jego maksimum zaobserwowano wyraźny system pętli rozbłyskowych na obrazach wykonanych przez IRIS. Na temat rozbłysku pojawiło się wiele prac, przede wszystkim wykorzystujących obserwacje Big Bear Solar Observatory (BBSO), które również zostały pokrótce opisane. Na podstawie obrazów i widm w rozdziale przeanalizowano wstępnie zmiany natężenia wstęg i pętli w czasie. Na podstawie najlepiej obserwowanych pętli rozbłyskowych we wczesnej fazie gradualnej została pokazana ewolucja przestrzenna i czasowa widm z zakresu bliskiego i dalekiego ultrafioletu. Szczegółowa analizę chłodnych pętli rozbłyskowych przeprowadzono w Rozdziale 3. Została wykonana na podstawie profili linii Mg II h obserwowanych wzdłuż pętli. Do badan wybrano 9 pętli w różnych momentach czasu fazy gradualnej. Profile linii zostały wymodelowane za pomocą dwóch wariantów modelu chmury. Pozwoliło to na jednoczesne otrzymanie wiarygodnych parametrów fizycznych charakteryzujących plazmę przemieszczająca się w pętlach, czyli prędkość wzdłuż linii widzenia, prędkość mikroturbulencji, grubość optyczna oraz funkcje źródłowa. Rozdział zawiera również dopplerogramy obszaru aktywnego w celu uzasadnienia, ze dominującym zjawiskiem w pętlach jest spływ plazmy. Kolejnym etapem pracy było odwzorowanie kształtu analizowanych pętli rozbłyskowych. W Rozdziale 4. została omówiona metoda geometryczna umożliwiająca zrekonstruowanie prawdziwego kształtu badanej struktury. Na podstawie obrazów dwuwymiarowych zjawiska na dysku słonecznym/na brzegu dysku można otrzymać informacje o jego rzeczywistym położeniu i rozmiarach. Kształt badanych pętli został wyznaczony z obrazów otrzymanych z IRIS, ale w niektórych przypadkach dane te uzupełniono o obrazy z SDO/AIA 171°A. Stosując również podstawowa geometrie, podjęto próbę przedstawienia pętli rozbłyskowych w przestrzeni trójwymiarowej. Rozdział 5. przedstawia kolejna metodę, która umożliwia poszerzenie znajomości kinematyki pętli. Wykorzystuje ona wyniki otrzymane w dwóch poprzednich rozdziałach. Dzięki prostym obliczeniom otrzymuje się tzw. prędkość prawdziwa spływu/wypływu materii, czyli prędkości wzdłuż osi pętli. Uzyskane wyniki każdej z pętli zostały porównane z prędkościami spadku swobodnego na Słońcu. Podsumowanie wykonanych w pracy obliczeń oraz odniesienie się do prac innych autorów z tego zakresu badan zawarto w Rozdziale 6. Ponadto w rozdziale zostało przedyskutowanych kilka istotnych kwestii nawiązujących do pętli rozbłyskowych – m.in. modelowanie NLTE oraz zjawisko deszczu koronalnego, w których ruch materii wykazuje podobne zachowanie do tego obserwowanego w pętlach rozbłyskowych. Na końcu pracy umieszczono dodatki, w których znajdują się informacje uzupełniające. Znajduje się tam również wykaz skrótów wykorzystanych w niniejszej rozprawie i ich objaśnienia.

Streszczenie Praca przedstawia wyniki dotyczące struktury dodatnich odwzorowań liniowych na algebrach operatorowych, w szczególności na algebrach macierzy, pod kątem ich zastosowań do zagadnień kwantowej teorii informacji, ze szczególnym naciskiem na analizę jednego z kryteriów splątania złożonych układów kwantowych. Bezpośredni związek badanego kryterium z matematyczną teorią odwzorowań dodatnich stanowi fizyczną motywację do poszukiwania przykładów odwzorowań ekstremalnych, a także badania złożonej struktury tych obiektów. Zaczynając od poprawnej definicji splątania stanów na iloczynie tensorowym algebr von Neumanna lub C*-algebr, w pracy udowodniono twierdzenie analogiczne do kryterium splątania znanego wcześniej w literaturze, jednak tym razem dla najbardziej z fizycznego punktu widzenia ogólnego przypadku iniektywnych algebr von Neumanna oraz tzw. jądrowych C*-algebr. Następnie analizie została poddana struktura odwzorowań dodatnich na nisko wymiarowych algebrach macierzy. Pierwszym krokiem było pełne scharakteryzowanie odwzorowań na algebrze B(C2) za pomocą geometrycznych metod znanych z analizy operatorów liniowych na stożkach w przestrzeniach rzeczywistych. Następnie wykorzystane zostały tzw. stabilne podprzestrzenie półgrup generowanych przez odwzorowania dodatnie na B(C3) do uzyskania wstępnej klasyfikacji ekstremalnych odwzorowań dodatnich zachowujących ślad i operator identyczności, czyli tzw. odwzorowań bistochastycznych. Otrzymany rezultat posłużył do zaprezentowania oryginalnego przykładu ekstremalnego odwzorowania dodatniego na algebrze macierzy B(C3), niebadanego wcześniej, który stanowi swego rodzaju nowy element teorii. Pracę kończy rozdział ukazujący istotną rolę elementów idempotentnych w półgrupie bistochastycznych odwzorowań dodatnich oraz wskazujący na dalsze perspektywy badań w tej dziedzinie.

Większość gwiazd o masach powyżej 1:5M⊙ znajduje się w układach podwójnych lub wielokrotnych (np., Duchêne & Kraus, 2013), dlatego ich szczegółowe badanie ma istotne znaczenie w rozwoju współczesnej astrofizyki. Duży procent gwiazd średnio masywnych oraz masywnych, które grupują się w układy gwiazdowe (więcej niż około 50-60%, Duchêne & Kraus, 2013) sugeruje, że wiele obserwowanych zjawisk astrofizycznych może być tłumaczone właśnie podwójnością. Na przykład, tylko ewolucja w układach podwójnych tłumaczy pewne obserwowane charakterystyki gwiazd LBV (z ang. Luminous blue variable, np. Smith & Tombleson, 2015) oraz supernowych Ib i Ic (np. Podsiadlowski i in., 1992; Smith i in., 2011). Ważną podgrupę układów podwójnych stanowią układy zaćmieniowe, w widmach których widać linie pochodzące od obu składników (układy typu SB2). Dla takich układów, dzięki prostym relacjom wynikającym z pierwszych zasad, możliwe jest obserwacyjne wyznaczenie wartości mas i promieni składników z bardzo dużą dokładnością. Ponieważ tempo ewolucji gwiazd zależy w głównej mierze właśnie od ich masy, prześledzenie ewolucji promieni umożliwia wyznaczanie wieku takich układów. Duża różnorodność zjawisk fizycznych zachodzących pomiędzy składnikami w układach staje się wyzwaniem podczas modelowania ewolucyjnego. Wymiana masy, utrata momentu pędu czy mechanizmy akrecji materii to tylko kilka procesów, które należy uwzględnić podczas liczenia ewolucji układów podwójnych. Jednym ze współczesnych kodów ewolucyjnych, który pozwala na uwzględnienie wielu zjawisk fizycznych zachodzących w takich układach jest MESA (Paxton i in., 2011, 2013, 2015, 2018, 2019). Na tym kodzie bazuje zdecydowana większość obliczeń ewolucyjnych przeprowadzonych na potrzeby tej rozprawy. Szczególnie interesujące są zaćmieniowe układy podwójne typu SB2 zawierające składniki pulsujące, np. gwiazdy typu beta Cephei czy delta Scuti. Za zmienność tych gwiazd, która polega na okresowych zmianach jasności i/lub prędkości radialnych, odpowiadają pulsacje gwiazdowe, będące konsekwencją rozchodzących się w ich wnętrzach fal akustycznych lub wypornościowych. Badanie własności tych fal pozwala na wnioskowanie na temat warunków fizycznych panujących wewnątrz gwiazdy. Gałąź astrofizyki, która zajmuje się badaniem gwiazd pulsujących nazywa się asteroseismologią. O ile same gwiazdy typu beta Cephei czy delta Scuti są obiektami dosyć dobrze przebadanymi, to jak dotąd nikt nie przeanalizował wpływu podwójności na własności pulsacyjne tych gwiazd. Wyjątkiem mogą być niedawno odkryte skośne pulsatory znajdujące się w ciasnych układach podwójnych (Handler i in., 2020; Fuller i in., 2020). W gwiazdach typu beta Cephei czy delta Scuti pulsacje są samowzbudzane na skutek działającego klasycznego mechanizmu . W przypadku gwiazd beta Cephei mechanizm ten zachodzi na głębokości odpowiadającej T ≈ 200 000 K, w obszarze lokalnego maksimum nieprzezroczystości wywołanego przez metale należące do grupy żelaza, tak zwany Z-bump. W gwiazdach deltaScuti mechanizm nieprzezroczystości działa w obszarze drugiej jonizacji helu, tj. w temperaturze T ≈ 50 000 K. Przepływ masy w układzie podwójnym może zmieniać warunki fizyczne na różnych głębokościach w zewnętrznych obszarach gwiazdy i istotnie modyfikować modele równowagowe. W takim przypadku własności pulsacyjne modeli będą inne od odpowiadających im modeli pochodzących z ewolucji pojedynczej. Poniższa rozprawa doktorska ma na celu przebadanie zaćmieniowych układów podwójnych zawierających gwiazdy typu widmowego B oraz A. Zdecydowana większość spośród analizowanych tu układów stanowią szerokie układy podwójne, których składniki ewoluują jak izolowane gwiazdy pojedyncze. Te obiekty stanowią idealną próbkę do wyznaczenia ich wieku. W pracy wyznaczono wiek układów podwójnych ze składnikami typu widmowego B. W dalszej części rozprawy, w celu przebadania wpływu podwójności oraz oddziaływania pomiędzy składnikami na pulsacyjne właściwości gwiazd, wybrano trzy układy zawierające składniki pulsujące. Pierwszy z tych układów, V381 Carinae, zawiera gwiazdę typu beta Cephei i jest układem rozdzielonym. Dwa kolejne układy zawierają po jednej gwieździe pulsującej typu delta Scuti. KIC 10661783 jest układem po etapie wymiany masy pomiędzy składnikami, natomiast AB Cassiopeiae jest układem półrozdzielonym, w którym transfer masy wciąż trwa. Prezentowana rozprawa ma następującą strukturę. Pierwszy rozdział zawiera podstawowe równania budowy wewnętrznej gwiazd i krótki opis ewolucji gwiazd pojedynczych oraz gwiazd w układach podwójnych. Dodatkowo, w rozdziale tym zawarto opis kodów ewolucyjnych Warsaw – New Jersey oraz MESA, za pomocą których wyliczono modele na potrzeby prezentowanej pracy. Drugi rozdział zawiera opis liniowej teorii pulsacji gwiazdowych, zastosowane metody identyfikacji modów oraz opis gwiazd zmiennych typu beta Cephei i delta Scuti. Wspomniane rozdziały stanowią krótkie wprowadzenie teoretyczne do pracy. Rozdział trzeci oraz czwarty dotyczą wyników analizy układów podwójnych składających się z gwiazd typu widmowego B. Pierwszy z nich dotyczy wyznaczania wieku dla 38 zaćmieniowych układów podwójnych zawierających gwiazdy typu widmowego B i jest jedynym, w którym uwzględniono modele ewolucyjne wyliczone za pomocą kodu ewolucyjnego Warsaw – New Jersey. Rozdział czwarty dotyczy analizy układu zaćmieniowego V381 Carinae, w którego skład wchodzi gwiazda pulsująca typu beta Cephei. Rozdziały piaty i szósty przedstawiają wyniki analizy układów podwójnych zawierających składniki główne typu widmowego A. Są to odpowiednio KIC 10661783, dla którego wyniki analizy zawiera rozdział piaty, oraz ABCas, który przedstawiony został w rozdziale szóstym. W układach tych składnikiem głównym jest gwiazda pulsująca typu delta Scuti. Rozdziały czwarty, piaty i szósty przedstawiają kompleksową analizę układów, która składa się z wymodelowania zaćmieniowych krzywych blasku, wyliczenia ewolucji układu za pomocą kodu MESA oraz modelowania pulsacyjnego składnika głównego. Prace kończy podsumowanie.

Celem pracy było opracowanie metod analizy korelacji krzyżowych układów złożonych, w zastosowaniu do analizy korelacji pomiędzy szeregami opisującymi układy ekonomiczne. W toku prac wskazano, że integralną częścią analizy jest metoda badania własności macierzy korelacji. Przebadano następujące miary korelacji: odległość ultrametryczną, odległość Manhattan, odległości entropowe oparte na indeksie Theila oraz opracowano potęgowy schemat korelacji. Pokazano, że entropowa miara korelacji krzyżowych pozwala na właściwy opis procesów globalizacyjnych w układach makroekonomicznych, natomiast potęgowy schemat korelacji pozwala na identyfikację kryzysów. Ponadto opracowano i zbadano metody analizy macierzy korelacji: jednostronny łańcuch minimalny, dwustronny łańcuch minimalny, lokalnie minimalne drzewo rozpinające, sieci na granicy perkolacji, sieci preferujące siłę, podobieństwo i stabilność korelacji. Pokazano, że opracowane metody znacząco poprawiają możliwości porównywania i identyfikacji kryzysów ekonomicznych.

Celem mojej rozprawy doktorskiej było opracowanie nowej metody asterosejsmologii, którą nazywamy asterosejsmologią zespołową. W metodzie tej wykorzystuje się przynależność grup gwiazd pulsujących tego samego typu do danego systemu gwiazdowego w celu jednoczesnego modelowania asterosejsmicznego tych gwiazd. W mojej pracy doktorskiej podjęto próbę asterosejsmologii zespołowej gwiazd pulsujących typu β Cephei należących do młodych gromad otwartych. Badania przeprowadzono dla czterech gromad otwartych: NGC 457, IC 4996, IC 1805 oraz NGC 6910. W ostatniej z nich znanych było już wcześniej osiem gwiazd typu β Cephei, co czyniło ją bardzo atrakcyjnym celem asterosejsmologii zespołowej. Dla pozostałych trzech gromad przeprowadzono przegląd zmienności, w którego wyniku odkryto zaledwie pięć gwiazd typu β Cephei. Niemniej odkryto w tych gromadach wiele innych gwiazd zmiennych. Łącznie zarejestrowano zmienność 222 gwiazd z czego 196 nie było wcześniej znanych. Pośród nich odkryto m.in. aż 21 gwiazd pulsujących typu SPB w gromadzie NGC 457, oraz liczne grupy jednookresowych gwiazd zmiennych przed ciągiem głównym w gromadach IC 4996 i IC 1805. Warte uwagi jest, że wiele z odkrytych gwiazd typu SPB pulsuje z częstotliwościami charakterystycznymi dla gwiazd typu β Cephei, co najprawdopodobniej wywołane jest szybką rotacją tych gwiazd. Analiza zmienności gwiazd w czterech wyżej wymienionych gromadach pokazała, że najlepszym celem asterosejsmologii zespołowej pozostała gromada NGC 6910. Dzięki obserwacjom fotometrycznym i spektroskopowym uzyskanym w wyniku międzynarodowej kampanii obserwacyjnej wyznaczyliśmy parametry atmosferyczne trzech najjaśniejszych gwiazd typu β Cephei, oraz dokonaliśmy identyfikacji modów pulsacji gwiazd typu widmowego B. Tak jak się spodziewaliśmy, dla wielu modów otrzymaliśmy niejednoznaczną identyfikację, lub identyfikacja zakończyła się fiaskiem. Jednak kilka modów, dla których uzyskaliśmy dobrą identyfikację, pozwoliło nam przeprowadzić asterosejsmologię zespołową. W jej wyniku otrzymaliśmy oszacowanie wieku NGC 6910 na 10 mln lat z dokładnością lepszą niż 1 mln lat, oraz dostaliśmy ograniczenia na temperatury efektywne, przyśpieszenia grawitacyjne na powierzchni, masy i wartości parametru przestrzeliwania konwekcyjnego badanych gwiazd pulsujących typu widmowego B. Wykazaliśmy również, że obserwacyjny pas niestabilności gwiazd typu β Cephei w tej gromadzie zaczyna się już od ok. 6 M⊙. Dokonaliśmy też identyfikacji modów omawianych gwiazd, którą nazwaliśmy identyfikacją zespołową.

Symulacja mikroskopii jonowej jest bardzo trudna ze względu na występowanie 3 skal długości (w prawdziwym eksperymencie badana próbka jest o kilka rzędów wielkości mniejsza od komory mikroskopu, a cechy jej powierzchni np. krawędzie i wierzchołki opisuje się już w skali atomowej). Wcześniejsze symulacje 3D ograniczały się tylko do bliskiej (<20nm) odległości od próbki, albo zakładały symetrię osiową i redukowały problem do 2D. Celem niniejszej pracy było stworzenie modelu 3D, umożliwiającego wieloskalowe symulacje obrazów FIM. Udało się to dzięki specjalnemu podejściu do obliczania pola elektrycznego, poprzez trzykrotne rozwiązywanie równania Laplace’a, w coraz mniejszej objętości. Zastosowanie tego modelu do badania ostrzy wolframowych z fasetkami ujawniło, że deformacje ich obrazów są tak duże, że nie można prawidłowo odtworzyć ich kształtów używając popularnej metody bazującej na geometrii rzutowej, przez co prosta analiza obrazów FIM może prowadzić do ich błędnej interpretacji.

Niniejsza rozprawa dotyczy analizy różnic na poziomie makroskopowym, a w szczególności na poziomie diagramów fazowych, pomiędzy dwoma typami zaburzeń wprowadzanymi na poziomie mikroskopowym do modeli dynamiki opinii, rozważanych w ramach socjofizyki. Rozważane w tej rozprawie dwa typy zaburzeń są formalizacją dwóch różnych typów nonkonformizmu, znanych z psychologii społecznej jako antykonformizm i niezależność. Motywacją do podjęcia tematu rozprawy jest fakt, że wielu autorów stosuje te oba rodzaje nonkonformizmu wymiennie, prawdopodobnie przyjmując, że różnice pomiędzy nimi są zaniedbywalne z punktu widzenia stacjonarnego stanu makroskopowego. Ze względu na niemożności przebadania wszystkich istniejących modeli dynamiki, badania ograniczono do stosunkowo szerokiej klasy binarnych modeli dynamiki opinii. Zaproponowany został uogólniony model q-wyborcy, który w przypadkach szczególnych redukuje się do znanych wcześniej w socjofizyce modeli takich jak model wyborcy, Szna jdów czy większości. Analiza modelu została ograniczona do topologii grafu zupełnego, która dobrze opisuje zachowanie małych grup społecznych, pozwalając jednocześnie na uzyskanie wyników w postaci analitycznej. Wykorzystane zostały narzędzia znane z fizyki statystycznej, takie jak przybliżenie pola średniego, łańcuchy Markowa i równanie fundamentalne czy teoria przejść fazowych Landaua. Pokazane zostało, że różnice na poziomie mikroskopowym między antykonformizmem a niezależnością ujawnia ją się na poziomie diagramów fazowych w zależności od parametrów uogólnionego modelu q-r-wyborcy. Rozprawa opiera się w znacznej mierze na trzech opublikowanych już artykułach, jednak zakres i szczegółowość badań zostały znacznie poszerzone.

Wstęp
Badanie ewolucji gwiazd i zmian zachodzących w ich wnętrzach ma fundamentalne znaczenie dla współczesnej astronomii. Szczególnie interesujące są gwiazdy masywne, rozumiane tutaj jako gwiazdy, które przechodzą przez wszystkie fazy produkcji ciężkich pierwiastków w jądrze aż do uzyskania żelaznego jądra i kolapsu grawitacyjnego. Znaczenie gwiazd masywnych jest bardzo duże właśnie z powodu produkcji ciężkich pierwiastków, które następnie w procesie wybuchu supernowej wzbogacają skład chemiczny Wszechświata. Gwiazdy masywne często są obiektami szybko rotującymi oraz zachodzi w nich wiele skomplikowanych procesów mieszania. Zarówno rotacja jak i mieszanie są bardzo istotnymi efektami, które mają ogromny wpływ na ewolucję, ale których szczegóły dalej nie są do- brze rozumiane lub są trudne do uwzględnienia w modelowaniu. Lepsze zrozumienie tych efektów ma duże znaczenie dla interpretacji wyników obserwacji, takich jak np. anomalie składu chemicznego czy częstotliwości pulsacji, których nie są w stanie wyjaśnić standardowe, proste modele. Uzyskane wyniki obliczeń ewolucyjnych są wykorzystywane we wszystkich dziedzinach astrofizyki, a nowe metody obserwacyjne stawiają bardzo wysokie wymagania co do dokładności modeli. Niezbędne jest więc wykorzystanie nowoczesnych kodów ewolucyjnych, które w pełni wykorzystują potencjał współczesnych komputerów, cechują się wymaganą wysoką precyzją oraz uwzględniają wiele efektów fizycznych, które mogą mieć wpływ na uzyskane rezultaty. Warunki te spełnia kod MESA (Paxton i in. 2011, 2013, 2015), który wykorzystywany jest do przeprowadzenia większości obliczeń ewolucyjnych omawianych w tej rozprawie doktorskiej. Bardzo interesujące są także pulsacje w gwiazdach masywnych, szczególnie w obiektach bardziej wyewoluowanych. Zmienne pulsujące typu widmowego B, które znajdują się na ciągu głównym, czyli gwiazdy typu SPB (ang. Slowly Pulsating B-type stars), β Cephei lub obiekty hybrydowe, łączące cechy tych dwóch typów, są raczej dobrze zbadane. Inaczej jest w przypadku gwiazd poza ciągiem głównym. Dotychczasowe obliczenia wskazywały, że ze względu na bardzo silne tłumienie promieniste, w jądrach nadolbrzymów typu B nie mogą propagować się mody pulsacji, w szczególności mody grawitacyjne, ponieważ tłumienie jest tym silniejsze im niższa jest częstotliwość danego modu. Ponadto obszar niestabilności gwiazd β Cephei, które pulsują głównie w modach ciśnieniowych, również nie wykraczał istotnie poza ciąg główny (np. Pamyatnykh 1999; Pamyatnykh & Ziomek 2007). Sytuacja zmieniła się kiedy za pomocą satelity MOST (Walker i in. 2003) przeanalizowana została zmienność niebieskiego nadolbrzyma HD 163899, o typie widmowym B2 Ib/II (Saio i in. 2006). W krzywej blasku wykryto 48 częstotliwości, które Saio i in. (2006) zinterpretowali jako mody pulsacji, w tym mody grawitacyjne o bardzo wysokich rzędach radialnych. Gwiazda ta stała się prototypem nowej klasy gwiazd pulsujących SPBsg (ang. Slowly Pulsating B-type supergiants) i jest na razie jedynym znanym przedstawicielem tej grupy. Saio i in. (2006) wytłumaczyli obecność pulsacji w gwiazdach typu SPBsg poprzez częściowe odbicie niektórych modów własnych od strefy konwekcyjnej związanej z warstwą palącą wodór. Umożliwia to pułapkowanie modu w zewnętrznej otoczce gwiazdy i efektywne napędzenie poprzez mechanizm nieprzezroczystości (κ). Brak dobrych oszacowań parametrów fizycznych HD 163899, nieznany etap ewolucyjny, silna zależność własności pulsacyjnych od parametrów modeli ewolucyjnych oraz nieznany wcześniej obszar niestabilności gwiazd typu B poza ciągiem głównym stanowiły dobrą motywację do dogłębnego zbadania własności gwiazd SPBsg oraz HD 163899 w tej rozprawie doktorskiej. Celem prezentowanej rozprawy doktorskiej jest analiza modeli ewolucyjnych i pulsacyjnych gwiazd masywnych. Największy nacisk położony został na modele, które są adekwatne dla gwiazd typu SPBsg oraz gwiazdy HD 163899, czyli wyewoluowane modele ciągu głównego oraz modele nadolbrzymów. Rozważane masy początkowe to M0 = 7−26 M⊙. Wykonana analiza modeli ewolucyjnych skupia się na efektach rotacji oraz własnościach procesów mieszania. Badane jest mieszanie zarówno niebędące bezpośrednio związane z rotacją, takie jak konwekcja, semikonwekcja i przestrzeliwanie konwekcyjne, jak i mechanizmy mieszania będące bezpośrednim następstwem niestabilności rotacyjnych. Rotacja oraz mieszanie mają ogromny wpływ na budowę wewnętrzną gwiazdy, która determinuje własności pulsacyjne, oraz na powierzchniowe obfitości pierwiastków, które mogą być mierzone obserwacyjnie i wykorzystywane do ograniczania parametrów modeli. Głównymi celami obliczeń pulsacyjnych jest znalezienie modeli odpowiadających gwieździe HD 163899 oraz zbadanie własności pulsacyjnych gwiazd leżących w pasie niestabilności typu SPBsg. Wstępna analiza Saio i in. (2006) pokazała, że własności pulsacyjne tych gwiazd są odmienne od własności typowych zmiennych pulsujących typu B należących do ciągu głównego. Celem tej rozprawy jest znaczące poszerzenie stanu wiedzy na temat tych obiektów. Badane są między innymi niestabilność modów pulsacji oraz ich własności energetyczne. Rozważana jest także możliwość identyfikacji modów pulsacji w gwiazdach typu SPBsg z fotometrycznych amplitud i faz. Jednym z największych wyzwań jest określenie etapu ewolucyjnego HD 163899, ponieważ nie wiadomo czy jest to niebieski nadolbrzym w fazie pierwszego przejścia w kierunku gałęzi czerwonych olbrzymów czy też obiekt znajdujący się na niebieskiej pętli podczas palenia helu w jądrze. Niewykluczone jest także, że może to być bardzo szczególny obiekt ciągu głównego, co potencjalnie mogłoby zupełnie zmienić interpretację gwiazd SPBsg. Struktura prezentowanej rozprawy doktorskiej jest następująca. W rozdziale 3 przedstawione są równania budowy wewnętrznej gwiazd oraz wybrane zagadnienia mikro- oraz makrofizyki stosowane w kodzie ewolucyjnym MESA i mające zastosowanie w prezentowanych obliczeniach. Rozdział 4 zawiera krótką charakterystykę liniowych nieadiabatycznych pulsacji gwiazdowych. W rozdziale 5 omówione są wyniki obliczeń ewolucyjnych dla rotujących gwiazd masywnych na etapach od ZAMSu (ang. Zero Age Main Sequence) do fazy niebieskiego nadolbrzyma palącego wodór w otoczce. Do obliczeń użyto wersji kodu MESA 8845. Ponieważ badane są masywne modele gwiazd, we wszystkich obliczeniach w tym rozdziale uwzględniono utratę masy. Najważniejszym celem tego rozdziału było zbadanie wpływu efektów mieszania, w szczególności wpływu mieszania rotacyjnego, na powierzchniowe obfitości pierwiastków. W kolejnych trzech rozdziałach omówione są własności pulsacyjne gwiazd masywnych. Każdy z tych rozdziałów przedstawia nowy etap badań tych obiektów możliwy dzięki dostępności nowej wersji kodu MESA oraz nowych danych obserwacyjnych. Rozdział 6 zawiera omówienie własności pulsacyjnych nierotujących gwiazd masywnych obliczonych kodem Warsaw - New Jersey. Jest to jedyny fragment rozprawy, w którym ten kod ewolucyjny został wykorzystany. Pokazane zostały obszary niestabilności pulsacyjnej oraz omówiono własności oraz wzbudzanie modów pulsacji w gwiazdach typu SPBsg. Przedyskutowano także możliwość identyfikacji modów w gwiazdach SPBsg z fotometrii wielobarwnej. Własności pulsacyjne nierotujących modeli obliczonych kodem MESA w wersji 5819 prezentowane są w rozdziale 7. Zbadany został wpływ różnych efektów na obszary niestabilności pulsacyjnej w fazie na ciągu głównym oraz w fazie nadolbrzyma przed i po zapaleniu helu. W szczególności pokazano efekt metaliczności, tablic nieprzezroczystości, dyfuzji atomowej, utraty masy oraz przestrzeliwania z warstw konwekcyjnych. Ponadto zbadano dokładnie własności modów pulsacji w modelach na etapie nadolbrzyma w fazach przed i po zapaleniu helu w jądrze. Przedyskutowano również kwestię, czy HD 163899 może być obiektem znajdującym się w fazie palenia helu w jądrze na niebieskiej pętli. Rozdział 8 zawiera wyznaczenia nowych parametrów fizycznych gwiazdy HD 163899 z widm o wysokiej rozdzielczości (HARPS) oraz wykorzystanie ich do nałożenia ograniczeń na parametry modeli. W rozdziale tym policzone zostały rotujące modele ewolucyjne obliczone wersją kodu MESA 8845. Pokazano zastosowanie zmodyfikowanych poprzez mieszanie rotacyjne powierzchniowych obfitości pierwiastków do wyznaczenia swoistej prędkości rotacji HD 163899 oraz ograniczenia innych parametrów. Ponadto podjęto próbę interpretacji częstotliwości obserwowanych w tej gwieździe. Prezentowaną rozprawę doktorską kończy podsumowanie.

Gwałtowny rozwój nanoelektroniki, w szczególności dotyczący zagadnień związanych z zachowaniem się złączy metal−półprzewodnik, wymusza poszukiwanie nowych materiałów i układów o precyzyjnie określonych właściwościach. Kontrolowanie warunków wzrostu metalu na powierzchni półprzewodnika, tj. temperatury podłoża, tempa wzrostu, czy też wykorzystanie naturalnego niedopasowania sieci krystalicznych podłoża i adsorbatu, umożliwia wytwarzanie nowych struktur o określonych właściwościach elektronowych i strukturalnych.

Charakter wzrostu indu i ołowiu na powierzchni Si(111) jest nadal przedmiotem szerokich zainteresowań, w szczególności ze względu na różnorodność obserwowanych struktur tworzących się dla tych układów, a także odkrycie samoorganizujących się metalicznych trójwymiarowych (3D) wysp wykazujących kwantowy efekt rozmiarowy w układach Pb/Si(111) i In/Pb/Si(111). Zaobserwowano ponadto, że zastosowanie dodatkowego składnika, tzw. metalicznego surfaktantu, znacząco wpływa na model wzrostu In i Pb oraz na kształt, geometrię i rozmiar nanostruktur formowanych na podłożu półprzewodnikowym.

Niniejsza dysertacja prezentuje wyniki badań nad charakterem wzrostu ultracienkich warstw indu i ołowiu na powierzchni Si(111) modyfikowanej surfaktantem (ołowiem lub indem) o różnym pokryciu w warunkach ultrawysokiej próżni oraz ich stabilności termicznej, uzyskane technikami Dyfrakcji Niskoenergetycznych Elektronów i Spektroskopii Fotoelektronów wzbudzanych Promieniami X. Wybrane zostały trzy układy: In/Si(111)–α(√3×√3)–Pb, In/Si(111)–β(√3×√3)–Pb oraz Pb/Si(111)–(√7×√3)–In, różniące się początkową rekonstrukcją i rodzajem surfaktantu. Zaprezentowane wyniki ujawniły, że In osadzony w temperaturze pokojowej na powierzchni Si(111)–α(√3×√3)–Pb tworzy losowo rozmieszczone wyspy. Wygrzewanie układu w temperaturze 200°C indukuje ich przebudowę i jednoczesną dyfuzję atomów adsorbatu pod warstwę surfaktantu. W wyniku tego procesu formowane są warstwy mieszane (In,Pb) niewykazujące dalekozasięgowego uporządkowania. Nieuporządkowane warstwy mieszane zostały także zaobserwowane w temperaturze pokojowej dla układu In/Si(111)–β(√3×√3)–Pb. Zwiększenie temperatury próbek powyżej 200°C prowadzi do utworzenia uporządkowanych struktur zbudowanych z dwuskładnikowego stopu powierzchniowego (In,Pb). Z kolei ołów, osadzony na powierzchni Si(111)–(√7×√3)–In w temperaturze pokojowej, formuje trójwymiarowe wyspy Pb(111). Wzrost temperatury układu indukuje przebudowę powierzchni ze zmianą uporządkowania ułożenia atomów surfaktantu z (√7×√3) do (4×1), przy czym nie tworzą się struktury bimetaliczne.

Wyniki pokazują, że tworzenie się i stabilność termiczna obserwowanych struktur w układzie mieszanym (In,Pb) silnie zależy od zastosowanej ścieżki kinetycznej i temperatury wygrzewania. W szczególności uzyskane wyniki dostarczyły precyzyjnych informacji o zachowaniu się w wielowarstwowych układach złożonych samego surfaktantu. Uzyskana wiedza o wpływie wyboru rodzaju i występującym początkowym uporządkowaniu ułożenia atomów metalicznego surfaktantu na podłożu półprzewodnikowym oraz o temperaturowej ewolucji powierzchniowego uporządkowania dwuwymiarowych bimetalicznych struktur jest niezwykle ważna w opracowywaniu procesów technologicznych ich wytwarzania.

Praca doktorska dotyczy zastosowania czasoprzestrzeni nieprzemiennych, w szczególności k-zdeformowanej czasoprzestrzeni Minkowskiego oraz teorii deformacji Drinfelda jako matematycznego formalizmu dla ,,podwójnie szczególnych teorii wzglgdności". Drinfeld sformalizował teorię grup kwantowych, jako deformacje obwiedni algebr Liego, w których można wprowadzić strukturę algebry Hopfa. Z algebrami Hopfa, ściśle związane są nieprzemienne przestrzenie (algebry moduły), których zdeformowanymi symetriami są wspomniane grupy kwantowe. W przypadku czasoprzestrzeni k-Minkowskiego symetrię opisuje się k-zdeformowaną algebrą Poincare. Zdeformowane tak symetrie relatywistyczne zostały użyte w konstrukcji algebry DSR, unifikującej nieprzemienne współrzędne z generatorami algebry symetrii. Zawiera ona zdeformowaną algebrę Heisenberga-Weyla. Udowodniono,że algebra DSR może być otrzymana za pomocą nieliniowej zamiany generator6w z niezdeformowanej algebry. Możliwość zastosowań w fizyce skali Plancka związana jest z konkretnymi realizacjami, które prowadzą do zdeformowanych relacji dyspersyjnych.

W rozprawie przedstawiona została pierwsza zwarta próba ilościowego opisu efektu obciążenia mierzonej multifraktalności efektami skończonej długości badanych danych i ich perzystencją (długą pamięcią). Podane zostały gotowe pół-analityczne formuły, dzię- ki którym na wysokim poziomie ufności można obliczyć progowe wartości dla rozpiętości multifraktalnych uogólnionych wykładników Hursta ∆h. Poniżej tych wartości, jeśli mul- tifraktalność jest zmierzona, ma swoją przyczynę w przypadkowych ekstremalnych fluktu- acjach i nie jest związana z własnościami wieloskalowania badanego układu. Okazało się przy tym, że zależność tak zdefiniowanego obciążenia multifraktalnego FSE jest liniowa w wartościach wykładnika skalowania funkcji autokowariancji γ i zanika potęgowo z długością danych. Pokazaliśmy również wpływ nieliniowych transformacji danych na ich własności wie- loskalowania. Dla najprostszych transformacji nieliniowych typu kwadratu przyrostów sy- gnału i wartości bezwzględnej przyrostów, udało się ich efekt ująć w formie analityczno- numerycznej. Uzyskane wzory opisują skrajne wartości uogólnionych wykładników Hursta h(q) w funkcji długości danych i ich perzystencji. Dostaliśmy w ten sposób wzory na war- tości progu multifraktalnego (obciążenia), który jest złożeniem w przypadku transformacji nieliniowych kilku sprzężonych ze sobą efektów, tj.: efektu skończonej długości danych i ich perzystencji, zmodyfikowanego transformacją nieliniową w stosunku do pierwotnego takiego efektu (dla danych nieprzekształconych) oraz efektu samej transformacji nielinio- wej na pierwotnych danych i dodatkowym klastrowaniem fluktuacji w nich występujących. Wprowadziliśmy też nową uogólnioną miarę własności multifraktalnych, zdolną pokonać trudności związane z odwróceniem i niemonotonicznością profili uogólnionego wykładni- ka Hursta otrzymywanych dla rzeczywistych danych. Zapostulowana miara ∆h rozpatru- je własności multifraktalne całego zakresu rozważonych q-momentów, biorąc jednocześnie jako poziom odniesienia tło multifraktalne FSE. Dowiedliśmy, że zaproponowana miara dokonuje z powodzeniem detekcji własności wieloskalowania tam, gdzie prostsza rozpiętość multifraktalna ∆h nie potwierdza istnienia multifraktala, lub wynik ten jest zupełnie nie- wiarygodny.

In this work we considered a complex time dependent quantum-harmonic oscillator model (THO) for studying the role of static screening and absorption/regeneration kinetics for the quarkonium time evolution. We showed that the THO model can describe the behavior of the measured J/ψ yield over the expected Cold Nuclear Matter effects RAA /R(CNM) as a function of the multiplicity dNch /dη. When apply it to the case of InIn data from NA60 collaboration a peculiar pattern called “wiggle” appears. Besides the model predicts an imaginary part for the QQbar potential necessary for the description of the LHC data. We examined whether this pattern can be associated with a new resonance X(3872) formed by the broadening of ρ-meson in a strong correlated quark gluon plasma (sQGP). Our hypothesis was tested with a quark exchange potential for the channel J/ψ + ρ → DDbar∗ . An imaginary part for the QQbar self-energy arises due to the X(3872) is near the threshold of the incoming and outgoing two-mesons. Further development of this hypothesis is in progress and being apply to the bottomonium system.

W dysertacji przedstawiono i przedyskutowano wyniki badań warstw adsorpcyjnych Ni i Pd na powierzchni GaN(0001). Posługując się metodami UPS, XPS, STM, LEED i AFM, w warunkach UHV, zmierzono zagięcie pasm energetycznych i głębokości warstwy zubożonej dla zrekonstruowanych powierzchni n-GaN(0001)-(1×1) i p-GaN(0001)-(1×1). Dla próbki n-GaN(0001)-(1×1) wynosi ono 0,5 eV, a głębokość obszaru zubożonego w większościowe nośniki ładunku jest równa około 60 nm. Dla próbki p-GaN(0001)-(1×1) zakrzywienie pasm ma kierunek przeciwny i wynosi 1,7 eV. Głębokość obszaru zubożonego w dziury wynosi około 110 nm. Kierunki i wielkości zagięcia pasm są w zgodzie z modelem dwu-warstwy Ga dla powierzchni GaN(0001)-(1×1) i mikroskopową naturą stanów powierzchniowych zaproponowaną przez Van de Walle i Segeva. Aktywne stany powierzchniowe w przypadku n-GaN mają charakter akceptorowy a p-GaN donorowy; gęstość powierzchniowych stanów akceptorowych jest większa niż donorowych. Na zrekonstruowane powierzchnie GaN(0001)-(1×1) osadzono cienkie warstwy Ni o grubości 1 nm i Pd o grubości 1,5 nm, tworząc trzy złącza metal/półprzewodnik: Ni/n-GaN, Ni/p-GaN i Pd/n-GaN. Warstwa Ni na powierzchni n-GaN zwiększa zagięcie pasm półprzewodnika w odniesieniu do czystej powierzchni. Zagięcie wzrasta do 1,1 eV. Powstaje bariera Schottky’ego o wysokości 1,2 eV. Szerokość obszaru zubożonego oszacowano na 90 nm. Warstwa Ni na powierzchni p-GaN zmniejsza zagięcie pasm do 1,5 eV. Bariera Schottky’ego ma wysokość 1,6 eV. Szerokość obszaru zubożonego oszacowano na 100 nm. Warstwa Pd na powierzchni n-GaN zwiększa zagięcie pasm do 1,5 eV. Bariera Schottky’ego ma wysokość 1,6 eV. Szerokość obszaru zubożonego wynosi 100 nm. Obecność warstwy metalu zwiększa gęstość powierzchniowych stanów akceptorowych i zmniejsza gęstość powierzchniowych stanów donorowych w porównaniu z powierzchnią niepokrytą metalem. Zbadano warunki degradacji barier Schottky’ego dla układów Ni- i Pd/GaN w wyniku ich wygrzewania do 8000C. Wygrzewanie niszczy ciągłość warstwy metalu. Część powierzchni półprzewodnika odsłania się w wyniku koalescencji adsorbatu w wyspy. Osadzając i wygrzewając cyklicznie adsorbat, zbadano morfologię i warunki powstawania związków międzymetalicznych Ga-Ni i Ga-Pd w zdegradowanych temperaturowo interfejsach Ni/GaN(0001) i Pd/GaN(0001). W toku wygrzewania w układzie Ni/GaN powstają związki międzymetaliczne GaNi3 oraz GaNi i/lub Ga3Ni2 a w układzie Pd/GaN związki międzymetaliczne GaPd2 i GaPd. Wyniki wykluczają rozpuszczanie się Ni lub Pd w objętości GaN. Pewne dane wskazują na możliwość występowania dwuwymiarowego stopu Ga1-xPdx. Kinetyka tworzenia stopów Ga-Pd jest wydajniejsza niż stopów Ga-Ni. Powstawanie wysp czystego Ni na powierzchni GaN ogranicza znacznie obszar mieszania się Ga i Ni do krawędzi wysp Ni, co hamuje kinetykę tworzenia się stopów Ga-Ni. Zwilżanie powierzchni GaN przez warstwę Pd istotnie zwiększa powierzchnię kontaktu Pd z dwuwarstwą Ga, co znacznie poprawia kinetykę tworzenia się stopów Ga-Pd.

Niniejsza rozprawa traktuje o zjawiskach powierzchniowych zachodzących na powierzchni germanu. German jest interesującym materiałem szczególnie w kontekście zastąpienia nim krzemu w istniejących technologiach półprzewodnikowych. Motywacją do podjęcia badań nad zjawiskami powierzchniowymi na Ge(001) jest konieczność uzupełnienia aktualnego stanu wiedzy na temat specyficznych właściwości fizykochemicznych tego podłoża oraz ich wpływu na zachodzące na nim procesy adsorpcyjne. Wiedza taka jest niezbędna w procesie adaptacji Ge(001) do konstrukcji nowych materiałów i elektronowych układów funkcyjnych.

W rozprawie dyskutowane są dwa zagadnienia. Pierwsze dotyczy uporządkowanych struktur adsorpcyjnych formowanych przez ad-atomy Ba osadzające się na Ge(001) w warunkach niskiego pokrycia adsorbatem. Celem badań była analiza kolejnych etapów samoorganizacji ad-atomów Ba począwszy od pojedynczego ad-atomu (monomeru), poprzez formowanie się par (dimerów), nieskończonego łańcucha, aż po fazę wbudowaną 2×3 i rekonstrukcje wyższych rzędów. Przeprowadzone badania bazujące na teorii funkcjonału gęstości pozwoliły na dokładną analizę własności strukturalno-elektronowych badanych układów oraz określenie charakteru ich oddziaływania z podłożem. Otrzymane wyniki umożliwiły strukturalną identyfikację charakterystycznych obiektów obserwowanych na obrazach STM jako pojedynczego ad-atomu Ba, dimera Ba i łańcucha zbudowanego z ad-dimerów. Ponadto został przeanalizowany model strukturalny jednowymiarowej fazy wbudowanej 2×3 powierzchni Ge(001) wywołanej adsorpcją Ba, oraz jej defektów, a także powierzchniowej fazy 2×3 i rekonstrukcji wyższych rzędów.

Drugi obszar badań prezentowanych w rozprawie dotyczy adsorpcji molekuł organicznych (benzen i dichlorobenzen) na powierzchni Ge(001). Celem badań była analiza różnych konfiguracji adsorpcyjnych tych molekuł na Ge(001) pod kątem parametrów strukturalnych, energetycznych i elektronowych. Przeprowadzona analiza umożliwiła znalezienie porządku energetycznego badanych struktur adsorpcyjnych. Wykazano, że najkorzystniejszą konfiguracją adsorpcyjną obu molekuł na Ge(001) jest struktura, w której cząsteczka adsorbuje się symetrycznie na pojedynczym dimerze powierzchniowym. Ponadto pokazano, że obecność podstawników zwiększa stabilność adsorbatu na Ge(001).

Charakterystyka właściwości elektronowych i strukturalnych cienkich warstw molekuł organicznych na monokrystalicznych powierzchniach metali jest obecnie częstym przedmiotem badań w fizyce powierzchni. Pośród wielu organicznych adsorbatów związki kompleksowe metaloftalocyjaniny (MPc) zajmują ważne miejsce, ponieważ ich właściwości fizykochemiczne zależą od typu koordynowanego atomu metalu i składu chemicznego ligandu. Zmiany w budowie chemicznej MPc mogą więc wpłynąć na parametry metalo-organicznego kontaktu, w wyniku czego możliwe jest sterowanie właściwościami takiego złącza. W pracy zostały przedstawione badania właściwości elektronowych i strukturalnych cienkich warstw ftalocyjaniny kobaltu (CoPc), ftalocyjaniny miedzi (CuPc) i całkowicie fluoryzowanej ftalocyjaniny miedzi (F16CuPc) na powierzchni Ag(100). Pomimo niewielkich różnic w budowie chemicznej wybranych MPc, zmiany pracy wyjścia powierzchni Ag(100) spowodowane obecnością adsorbatu wskazują, że wielkość i kierunek wyindukowanego wypadkowego elektrycznego momentu dipolowego na kontaktach zależy od rodzaju MPc. Ponadto uzyskane metodą Andersona krzywe diodowe wykazują, że adsorpcja pierwszej warstwy (1,0 ML) CoPc/CuPc na Ag(100) powoduje zmniejszenie o ok. 30% wartości współczynnika odbicia niskoenergetycznych elektronów od próbki. Formowane przez MPc struktury na Ag(100) zostały scharakteryzowane technikami dyfrakcji niskoenergetycznych elektronów (LEED) i skaningowej mikroskopii tunelowej (STM). Pierwsze warstwy wszystkich badanych cząsteczek tworzą dalekozasięgowe uporządkowane struktury. Dla 1,0 ML CoPc i CuPc najczęściej rejestrowanymi ułożeniami są (5x5)R0 i (5x5)R±37°. Występowanie tych faz zależy od centralnego jonu metalu cząsteczki oraz temperatury próbki. Struktura otrzymana dla 1,0 ML F16CuPc jest rzadziej upakowana w porównaniu z ułożeniem (5x5). Ponadto badania STM wykazały współistnienie tej fazy z fazą nieuporządkowaną. Różnica w oddziaływaniu cząsteczek CoPc i F16CuPc z podłożem ujawnia się podczas obrazowania w STM. Na zakończenie zostaną przedstawione, wykonane metodą Andersona i techniką LEED, badania stabilności temperaturowej warstw CoPc na Ag(100). W pracy wyznaczono efektywne wartości energii aktywacji i współczynników przedeksponencjalnych dla temperaturowo aktywowanych procesów zachodzących podczas wygrzewania próbki pokrytej 0,3 ML, 1,0 ML i 2,0 ML CoPc. Podczas wygrzewania próbki pokrytej 1,0 ML CoPc obserwowana jest przy pomocy LEED reorganizacja cząsteczek, tj. na próbce pojawia się dodatkowa struktura (5x5)R±7°.

Streszczenie pracy doktorskiej - Michał Szcząchor
Gravity and Supergravity as a BF theory of MacDowell-Mansouri type.
Niniejsza praca doktorska prezentuje różne próby opisu grawitacji jako teorii cechowania zbudowanej poprzez konstrukcję geometryczną. Grupa Pouncare jako grupa symetrii oddziaływań grawitacyjnych nie daje możliwości dokonania takiej konstrukcji. Działanie jest postulowane at hoc. Przeprowadzono zatem badanie różnych innych algebr cechowania, których algebra Pouncare jest podalgebrą, a które poprzez cechowanie dają koneksje. Taka koneksja jest elementem składowym całej teorii. Jako mechanizm konstrukcji przyjęto teorię MacDowell-Mansuri. Wybrano jej nowocześniejsze sformułowanie jako „zaburzenie" teorii topologicznej BF. Taki wybór pozwala na uzyskanie stopni swobody grawitonu jako złamanie symetrii teorii topologicznej, poprzez wprowadzenie członu jawnie łamiącego symetrię (większą symetrię czasoprzestrzeni ) do symetrii lorentzowskiej. Zatem można rozpatrywać grawitację jako niewielkie zaburzenie wokół teorii topologicznej. Przykład takiej perturbacji wokół „topologicznej próżni" jest aktualnie intensywnie badany (), a sama konstrukcja daje nadzieje na zaproponowanie teorii kwantowej, bazującej na takim mechanizmie. W ramach pracy wybrano algebry de Sittera i anty de Sittera jako przykład takich algebr oraz jej rozszerzenia do algebr AdS-maxwell, Double AdS-Maxwell i algebry konforemnej. Zbadano także, ich supersymetryzację jako naturalne rozszerzenie o ładunki fermionowe (za wyjątkiem algebr Double AdS-Maxwell i konforemnej, dla których konstrukcja supersymetryczna nie została przeprowadzona). Dodatkowo pracę poszerzono o analizę członu Holsta (który się pojawia w grawitacyjnej teorii cechowanie, kiedy grupa cechowania jest grupą rzeczywistą), na przypadek superysmetryczny N=1,2,4,8 oraz przypadek sprzężenia materii z zachwianiem niezmienności względem supersymetrii N=1. Sformułowaną ogólną teorię jak taki człon konstruować i wykazano, że nie wpływa on na teorię klasyczną. Przeprowadzono również dyskusję nad interpretacją członu brzegowego w teorii AdS-Maxwell jako członu pozwalającego opisać sprzężenie samodulanego sektora pola Yanga-Millsa do teorii grawitacyjnej.
W rozdziale pierwszym omówiono definicje teorii topologicznych na przykładzie teorii BF. Przedstawiono różne jej modyfikacje, transformacje symetrii cechowania oraz sposób łamania symetrii translacyjnych jako sedno konstrukcji zaproponowanej prze S. W. MacDowella i F. Mansouri. Przedstawiona w tym rozdziale konstrukcja bazuje na algebrach cechowania de Sittera i anti de Sittera.
Kolejna część pracy generalizuje konstrukcje MacDowell-Mansouri dla algebr de Sittera i anti de Sittera na przypadek supersymetrycznego dopełnienia N=1. Wyniki uzyskane odpowiadają super grawitacji N=1 wraz z niezmiennikami topologicznymi, które również posiadają swoje supersymetryczne dopełnienie. Zauważono, że parametr Immirzi, jako artefakt użycia rzeczywistej grupy cechowania, nie wpływa na klasyczne równania ruchu. W czasie prowadzenia rachunków było to kwestią kontrowersyjną wśród społeczności naukowej.
W istotnej części pracy zbadano dokładnie naturę parametru Immirzi oraz stworzono teorię umożliwiającą konstrukcję uzupełnienia Holsta (działania grawitacyjnego z dodatkowym członem nie wpływającym na równania ruchu, a bezpośrednio wpływającym na kwantowe obserwacje, które po kwantowaniu można uzyskać) do działania dla dowolnej dodatkowej materii w teorii, która zachowuje symetrie teorii wyjściowej. Na przykładzie supersymetrycznych teorii N=1,2,4,8 oraz na przykładzie sprzężenia materii, która jest nieimiennicza względem symetrii jakie rządzą supergrawitacją N=1, udowodniono twierdzenie, że dowolna powyższa modyfikacja nie ma wpływu na równania ruchu.
W rozdziale czwartym i piątym przeprowadzono geometryczną konstrukcję odpowiednio grawitacji i super grawitacji w oparciu o rozszerzoną algebrę AdS-Mawell i supersymetryzowaną algebrę AdS-Maxwell. Algebra AdS-Maxwell z jednej strony może być postrzegana jako rozszerzenie algebry Maxwell, a z drugiej strony jako rozszerzenie algebry Anty de Sittera. Uzyskane wyniki odtworzyły klasyczną teorię grawitacji z dokładnością do zmodyfikowanych członów topologicznych, których naturę starano się zrozumieć. Przykładową interpretacją jest model grawitacji z sprzężonym samodualnym sektorem Yanga-Millsa. Wprowadzono także dodatkowy ładunek translacyjny do algebry poprzez rozszerzenie jej do algebry double AdS-Maxwell. Takie sformułowanie pozwoliło na konstrukcję teorii bi-grawitacyjnej - jako teorii cechowania.
W ostatnim rozdziale omówione zostały konstrukcje grawitacji konforemnej w oparciu o mechanizm teorii BF typu MacDwoell-Mansouri. Odtworzono w ten sposób grawitacje Weyla z poszerzonymi członami topologicznymi o symetrie konforemne. Jako że człony topologiczne, są członami opisującymi brzeg rozmaitości, autor ma nadzieje, że niniejsze rozważania pomogą w aktualnie prowadzonych badaniach nad teorią korespondencji AdS-CFT.

W rozprawie doktorskiej omówione są wyniki badan własności modów grawitacyjnych o wysokich rzędach radialnych, wzbudzanych w rotujących gwiazdach ciągu głównego typu widmowego B. W pierwszym rozdziale krótko opisano liniowa teorie pulsacji gwiazdowych. Następnie (rozdział 2) przedstawiono modele atmosfer gwiazdowych potrzebne do wyliczenia zmian jasności i predkosci radialnej wywołanych pulsacjami. Strumienie fotometryczne w filtrach Str¨omgrena i Johnsona, ich pochodne po temperaturze efektywnej oraz przyspieszeniu grawitacyjnym, oraz współczynniki pociemnienia brzegowego policzone w tej pracy dla modeli NLTE udostępniono przez strone internetowa http://helas.astro.uni.wroc.pl lub http:www.astro1.cba.pl. W rozdziale 3 przypomniano wyrażenia pozwalające wyliczyć amplitudy zmian blasku i prędkosci radialnej z pominięciem efektów rotacji oraz z ich włączeniem w ramach tzw. przybliżenia tradycyjnego. W niniejszej pracy przybliżenie to jest używane wszędzie tam, gdzie efekty rotacji są uwzgledniane. Rozdział 4 zawiera dyskusje niepewności w teoretycznych wartościach amplitud fotometrycznych jakie wynikają z modeli ewolucyjnych oraz modeli atmosfer. W kolejnym kroku (rozdział 5) pokazano wpływ rotacji na własności pulsacyjne gwiazd ciągu głównego typu widmowego B, w których wzbudzane są długookresowe mody g. W szczególności pokazany jest wpływ rotacji na położenie pasa niestabilności SPB, wartość odstępów w okresach oraz tzw. zespolony nieadiabatyczny parametr f. W rozdziale 6 przedstawione są wyniki identyfikacji modów pulsacji w gwiazdach SPB oraz modów typu SPB w gwiazdach hybrydowych  Cep/SPB z uwzglednieniem i bez uwzglednienia efektów rotacji. Jednoczesnie na podstawie obserwacji wyznaczona jest amplituda swoista modów oraz ograniczenia na prędkość rotacji i kat inklinacji. Rozdział 7 dotyczy modelowania sejsmicznego gwiazdy SPB HD21071 z uwzględnieniem efektów rotacji. Pokazano, ze włączenie efektów rotacji jest niezbędne do odtworzenie częstotliwości obserwowanych, a modelowanie sejsmiczne gwiazd SPB jest mozliwe o ile mamy jednoznaczna identyfikacje modów. W kolejnym rozdziale przedstawiono analize gestego widma oscylacji gwiazdy HD50230 obserwowanej przez satelite CoRoT. Pokazano, ze struktury w gęstych widmach oscylacji mogą być przypadkowe. Podjęto również próbę odtworzenia obserwowanego rozkładu częstotliwości poprzez losowy wybór amplitudy swoistej modów. Ostatni rozdział zawiera podsumowanie.

Struktura zaadsorbowanej na powierzchni cienkiej warstwy zależy nie tylko od struktury elektronowej podłoża oraz jego geometrii lecz również od oddziaływań adsorbatu z powierzchnią oraz oddziaływań lateralnych pomiędzy zaadsorbowanymi adatomami. Zgodnie z literaturą, istnieją trzy główne typy interakcji pomiędzy atomami zaadsorbowanymi na powierzchni: bezpośrednie – pomiędzy dwoma atomami wymieniającymi elektron, pośrednie – gdzie wymiana elektronów zachodzi przez elektronowe stany podłoża ESS (Electronic Surface State), oraz elektrostatyczne – poprzez wymianę plazmonów i fononów pomiędzy naładowanymi adatomami. Oscylacyjny, dalekozasięgowy charakter oddziaływania pośredniego odpowiedzialny jest za powstawanie periodycznych struktur liniowych lub zygzakowatych łańcuchów na powierzchniach relatywnie płaskich typu (110) metali trudnotopliwych takich jak Mo czy W. Z kolei na powierzchniach silnie anizotropowych takich jak (211) atomy tworzą struktury liniowe w poprzek rowów atomowych powierzchni. Przedmiotem niniejszej pracy jest sprawdzenie niezbadanego dotąd układu Ho/Mo(110) pod kątem formowania się zygzakowatych struktur łańcuchowych zgodnie z przewidywaniami teoretycznymi i symulacjami komputerowymi. Następnie, dokładne sprawdzenie innego układu - Ho/Mo(211), w kontekście doniesień o tworzeniu się na tej ścianie stopu powierzchniowego (związanego z adsorpcją Gd i Dy). Układ ten, jak dotąd nie był badany za pomocą Skaningowej Mikroskopii Tunelowej (STM). Bazując na wynikach Bauera i Kołaczkiewicza dla adsorpcji Ag na ścianie (211) wolframu, potwierdzono, iż Ag odtwarza również geometryczne właściwości podłoża Mo(211). To pozwoliło na sprawdzenie czy warstwa Ag modyfikująca strukturę elektronową powierzchni, a jednocześnie odtwarzająca jej ‘rowiasty’ kształt ma wpływ na struktury utworzone przez Ho na tak zmodyfikowanej powierzchni. Badania wykonano przy użyciu następujących technik: STM, LEED, AES, TPD, pomiar zmian pracy wyjścia.

Celem pracy jest teoretyczna analiza właściwości strukturalnych i elektronowych układów adsorpcyjnych Sn/Ru(0001) i Pb/Ru(0001) oraz dwuskładnikowych stopów powierzchniowych Sn-Pb/Ru(0001), wykorzystująca wyniki obliczeń ab-initio przeprowadzona ramach teorii funkcjonału gęstości. Dla każdego z rozważanych układów określono model wzrostu adwarstwy typu Stranskiego–Krastanova oraz zidentyfikowano stabilne termodynamicznie struktury powierzchniowe. Przeanalizowano transfer ładunku oraz zmiany pracy wyjścia, jak również modyfikacje energetycznych i przestrzennych rozkładów gęstości elektronowej. Wyznaczone oddziaływania między adatomami wskazują na mechanizm aglomeracji poprzez pułapkowanie dyfundujących adatomów. Pokazano, że tworzenie adwarstwy mieszanej jest korzystniejsze energetycznie od wzrostu jednoskładnikowych domen. Zaproponowany nowy sposób konstrukcji diagramu fazowego, który dopuszcza współistnienie różnych faz adsorbatu oraz sekwencyjne osadzanie obu składników.

Streszczenie Istnieje wiele wskazówek, że symetrie relatywistyczne zostają zdeformowane w półklasycznym reżimie kwantowej grawitacji. Takie deformacje opisywane są przez tzw. algebry Hopfa i prowadzą do nieprzemienności czasoprzestrzeni i zakrzywienia przestrzeni pędów. Najlepiej zbadanym przykładem jest algebra -Poincar´e, stowarzyszona z przestrzenią -Minkowskiego. Z drugiej strony, zakrzywiona przestrzeń pędów jest naturalną cechą cząstek sprzężonych do (klasycznej) trójwymiarowej grawitacji. Celem niniejszej rozprawy było zbadanie pewnych właściwości i wzajemnych związków obu powyższych modeli, z naciskiem na ich przestrzenie pędów. Najpierw zajmuję się przestrzenią pędów odpowiadającą n+1-wymiarowej algebrze -Poincar´e, którą jest grupa Lie AN(n). Otrzymuję jej rozmaitość euklidesową i stosuję ją do obliczenia wymiaru spektralnego przestrzeni -Minkowskiego. Przy różnych możliwych laplasjanach na przestrzeni pędów znajduję zróżnicowane zachowanie wymiaru w małych skalach, od redukcji wymiarowej do rozbieżnej superdyfuzji. Następnie przechodzę do klasycznej trójwymiarowej grawitacji, którą można sformułować w sposób standardowy albo jako teorię Cherna-Simonsa. Badam tutaj alternatywne zwężenie grupy cechowania de Sittera w teorii Chern-Simonsa sprzężonej z cząstkami i otrzymuję nowe efektywne działanie cząstkowe. Okazuje się, że opisuje ono -zdeformowane cząstki Carrolla z przestrzenią pędów AN(2). Ponadto, omawiam masowe i bezmasowe (tj. świetlnopodobne) defekty stożkowe w przestrzeni Minkowskiego o więcej niż trzech wymiarach i tłumaczę, jak są one charakteryzowane przez grawitacyjne holonomie. W szczególności, pokazuję odpowiedniość między przestrzenią holonomii defektu bezmasowego w 4+1 wymiarach i grupą AN(3). Poza tym uogólniam do wyższych wymiarów wyprowadzenie defektu bezmasowego w przestrzeni de Sittera. Wreszcie, wstępnie rozważam konstrukcję przestrzeni Focka dla kwantowej teorii cząstek sprzężonych do trójwymiarowej grawitacji. Konkretnie, omawiam warkoczową symetryzację stanów wielocząstkowych i proponuję odpowiednie operatory kreacji i anihilacji, które spełniają warkoczowe relacje komutacji.

This thesis is devoted to the study of Lie bialgebra and Hopf algebra structures related to certain versions of non-commutative geometry constructed on infinite-dimensional Lie algebras that arise in the context of asymptotic symmetries of spacetime. We prove a number of theorems about cohomology groups that aid the classification of the Lie bialgebras and explicitly construct and analyze selected Hopf algebras. Particularly interesting behavior was found by studying the contraction limit of spacetimes with cosmological constant and the inclusion of central charges on the level of Lie bialgebras and Hopf algebras. Phenomenological consequences, like deformed in-vacuo dispersion relations, known from the study of κ-Poincar´e quantum groups, are investigated. Furthermore, we examine how a new proposal in the context of the black hole information loss paradox and counterarguments against it are affected.

Główne problemy rozważane w przedstawionej rozprawie doktorskiej dotyczą kosmologicznych modeli w teoriach Palatiniego oraz skalarno - tensorowych. Pierwszym badanym modelem jest proste rozszerzenie modelu LCDM. Badany model oparty jest na dodaniu do lagranżjanu kwadratowego członu Starobinskiego oraz założeniu, że metryka i koneksja są niezależnymi wielkościami. Źródłem materii jest uogólniony gaz Chaplygina. Statystyczna analiza pokazuje, że model zgadza z najnowszymi danymi obserwacyjnymi. Badanie punktów osobliwych pozwoliło na określenie rodzaju osobliwości kosmologicznych. Badanie Wszechświata jako dwuwymiarowego dynamicznego układu pokazuje, że osobliwość typu III przyczynia się do nagłej przyspieszonej ekspansji, tj. inflacji, we wczesnej fazie ewolucji. Co więcej, w rozważanym modelu mamy również epokę obecnej przyspieszonej ekspansji Wszechświata. Dwa pozostałe kosmologiczne modele są badane za pomocą narzędzi, które dostarczają symetrie Noether oraz Liego. Model hybrydowej grawitacji, łączący formalizm metryczny z formalizmem Palatiniego, jest rozważany dla jednorodnych i izotropowych wszechświatów natomiast model z minimalnie sprzężonym do grawitacji polem skalarnym dotyczy anizotropowych czasoprzestrzeni. Symetrie Liego oraz Noether są używane do rozwiązywania klasycznych oraz kwantowych równań (tj. równań Wheelera-DeWitta). Rozwiązania są dokładnie i niezmiennicze. Symetrie używane są również do znalezienia postaci potencjału pola skalarnego, którego określenie jest niezbędne do rozwiązania równań. Ostatnia część rozprawy dotyczy relatywistycznych gwiazd, np. gwiazd neutronowych, w rozszerzonych teoriach grawitacji. Pokazano, że można otrzymać równania analogiczne do równań TOV (Tolmana - Oppenheimera - Volkoffa) z uogólnionym ciśnieniem i gęstością energii. Dodatko zbadano także stabilność takiego układu dla modelu z minimalnie sprzężonym polem skalarnym. Końcowa część zawiera suplement, w którym zawarto główne metody matematyczne używane w rozprawie: symetrie oraz układy dynamiczne. Znajdują się tutaj również przykłady użycia tych metod.

Tematem prezentowanej rozprawy doktorskiej jest opracowanie spójnego formalizmu dla obliczeń korelacji dwu-cząstkowej w gorącej i gęstej materii kwarkowej za pomocą efektywnego modelu teorii podstawowej. Zbadano właściwości układu Fermiego w ramach integralnego podejścia do kwantowej teorii pola w skończonej temperaturze i gęstości. Po przedyskutowaniu modelu w przybliżeniu średniego pola, rozwinięto systematycznie w szereg poza przybliżenie średniego pola aż do drugiego rzędu fluktuujących pól. Kompaktowe wzory dla dwucząstkowej funkcji polaryzacyjnej zostały otrzymane i przeanalizowane na podstawie ich właściwości analitycznych na płaszczyźnie energii zespolonej. Odpowiedni wybór kanałów oddziaływania pozwolił zbadać zarówno spontanicznie złamanie symetrii chiralnej (oraz jej przywracanie) jak również powstanie kolorowego nadprzewodnictwa poprzez niestabilność Coopera w wysokich gęstościach. Oba te zjawiska są niezwykle ważne ze względu na fakt, że charakteryzują niskotemperaturowy obszar diagramu fazowego QCD. Przejście BEC-BCS może być zrealizowany kiedy moc oddziaływania dikwarków jest zwiększona. Jest ono charakteryzowany przez współistnienie par q ̄q oraz qq i pokrywa się z przejściem Motta dla mezonowych i dikwarkowych stanów związanych . Pokazano, jak w prawidłowy sposób włączyć korelacje do potencjału termodynamicznego tego systemu uwzględniając nie tylko stany związane ale również kontinuum stanów rozproszonych w równej mierze. Na zakończenie zaprezentowano wykaże możliwych rozszerzeń oraz krytycznie przedyskutowano ograniczenia związane z wybranym podejściem.

Rozprawa doktorska dotyczyła problemu oddziaływań leptonów z hadronami oraz jądrami atomowymi, który to posiada szczególną wagę dla neutrinowych eksperymentów oscylacyjnych. Ze względu na rozległość tematu skupiono się na typach oddziaływań ważnych dla doświadczeń z energią wiązki w zakresie od 500 do 1200 MeV takich, jak T2K. Zakres badań obejmował proces kwazielastyczny, produkcję pojedynczych pionów oraz tzw. "prądy wymiany mezonów" prowadzące do oddziaływań wielonukleonowych. W większości przypadków korzystano ze zunifikowanego opisu opartego na efektywnej teorii pola, w której to główne stopnie swobody stanowią bariony i mezony, oraz na formalizmie tensora polaryzacyjnego.