一、Spectral Properties of Anomalous X-ray Pulsars（論文文獻(xiàn)綜述）
刁振琪[1]（2021）在《內(nèi)部供能中子星研究》文中研究說明內(nèi)部供能中子星是指這些中子星的光度大于自轉(zhuǎn)減速的能損率,因此對(duì)于其自身的供能方式來說,除了自旋供能之外,還存在其他的供能方式。內(nèi)部供能中子星主要分為中心致密天體（CCO）、磁星以及暗X射線孤立中子星。在這其中中心致密天體和磁星都是年輕的源,而且都是超新星遺跡中的源。研究中心致密天體的演化過程可以對(duì)整個(gè)脈沖星的演化過程有深入了解,而且對(duì)整個(gè)磁場(chǎng)-周期圖上處于死亡線和加速線之間的源做到大致了解,從而對(duì)脈沖星系統(tǒng)基本了解。研究磁星的快速射電暴事件可以為接下來的快速射電暴研究提供思路。研究暗X射線孤立中子星對(duì)于后續(xù)孤立中子星的研究提供了支持。而且研究這些中子星對(duì)于星體冷卻研究具有重要意義。我們通過研究中心致密天體的磁場(chǎng)、自旋周期等物理性質(zhì)來嘗試分析中心致密天體起源于雙星。首先,中心致密天體與正常遺跡脈沖星有著相似的平均自旋周期,但中心致密天體的平均表面磁場(chǎng)強(qiáng)度B=5.4 × 1010Gs低于正常遺跡脈沖星B=7.7 × 1012Gs約2個(gè)量級(jí)。同時(shí),幾乎所有的正常遺跡脈沖星均分布在愛丁頓吸積加速線以上,而中心致密天體全部分布在自旋加速線以下。因此懷疑中心致密天體可能起源于雙星吸積加速過程。其次,基于中子星再加速理論,分析了中心致密天體可能的雙星演化過程:雙星系統(tǒng)中,中心致密天體以M=1017g·s-1的吸積率,經(jīng)過106年的時(shí)間共吸積ΔM～10-2MO的物質(zhì),其自旋周期將會(huì)從P=10s降低至P=0.1s,表面磁場(chǎng)強(qiáng)度將會(huì)從B0=1012Gs降低至B=1010Gs考慮到106年的演化時(shí)標(biāo)遠(yuǎn)大于中心致密天體遺跡的年齡（0.3-7千年）,猜想中心致密天體可能是雙星系統(tǒng)中第一顆恒星超新星爆發(fā)的產(chǎn)物,而第二顆恒星超新星爆發(fā)后雙星解體,留下中心致密天體和第二顆恒星的超新星遺跡。該模型預(yù)言在中心致密天體附近可能存在一顆年輕的正常脈沖星（P=0.02s,B=1012Gs）,并期望未來的射電望遠(yuǎn)鏡和高能探測(cè)器能夠進(jìn)行搜尋。我們對(duì)磁星的周期、磁場(chǎng)、年齡、光變特性以及快速射電暴做了系統(tǒng)的調(diào)研統(tǒng)計(jì),并嘗試分析磁星與暗X射線孤立中子星之間的關(guān)系,由于磁星的平均周期是P=6.7219s,平均磁場(chǎng)強(qiáng)度是B=4.3194 ×1014 Gs,年齡在104年,而暗X射線脈沖星的平均周期是P=8.5900s,平均磁場(chǎng)強(qiáng)度是B=8.200 × 1013Gs,年齡在106年,因此我們懷疑暗X射線脈沖星是磁星的中年階段。通過對(duì)磁星的磁能密度計(jì)算,得出磁星的高能爆發(fā)能量,并以此與磁星的快速射電暴建立聯(lián)系。在未來,隨著高能望遠(yuǎn)鏡的更新?lián)Q代,以及快速射電暴的繼續(xù)出現(xiàn),肯定會(huì)在磁星的快速射電暴方面取得更多的成果。
湯振凡[2]（2021）在《快速射電暴和脈沖星的觀測(cè)與數(shù)據(jù)處理》文中研究表明快速射電暴（FRB）由Lorimer等人于2007年發(fā)現(xiàn)。是一種在1GHz附近的,短時(shí)標(biāo)（ms）,高能（1039erg）天體現(xiàn)象。其極高的亮溫度、極短的時(shí)標(biāo)暗示著非常特殊的天體活動(dòng),對(duì)發(fā)展天體輻射機(jī)制,研究基本物理,以及作為宇宙學(xué)探針都有重要意義。本文旨在從快速射電暴觀測(cè)和數(shù)據(jù)處理的角度,說明如何發(fā)現(xiàn)新的此類信號(hào),以及基于此的一些成果。第一章介紹脈沖星和快速射電暴的研究歷程和近況。快速射電暴和脈沖星有很多關(guān)聯(lián)。脈沖星的單脈沖現(xiàn)象同樣是近年射電暫現(xiàn)源領(lǐng)域的研究熱點(diǎn)。本章先簡(jiǎn)要介紹脈沖星的眾多已有成果,然后著重于脈沖星射電單脈沖現(xiàn)象,以及磁陀星這種特殊的中子星。第二部分則介紹了快速射電暴十多年的快速發(fā)展。著重于一些讓我們對(duì)快速射電暴有認(rèn)知躍進(jìn)的觀測(cè)現(xiàn)象,如重復(fù)暴、宿主星系、周期性等。在2020年,CHIME和STARE2兩個(gè)陣列同時(shí)觀測(cè)到了一顆河內(nèi)磁陀星發(fā)出的快速射電暴。本章介紹了觀測(cè)細(xì)節(jié)和理論進(jìn)展。第二章介紹射電望遠(yuǎn)鏡的基礎(chǔ)概念和使用Parkes望遠(yuǎn)鏡遠(yuǎn)程觀測(cè)的流程。使用射電望遠(yuǎn)鏡觀測(cè)需要知道一些基本的概念,如波束、口面效率、等效溫度、射頻干擾等。Pakres望遠(yuǎn)鏡是一個(gè)可以方便地進(jìn)行遠(yuǎn)程觀測(cè)的設(shè)備,本章以示例觀測(cè)說明操作流程。第三章介紹數(shù)據(jù)處理的方法。首先是對(duì)周期信號(hào)和單脈沖信號(hào)的搜尋方法,這是脈沖星和快速射電暴研究最開始的環(huán)節(jié),也是最重要的環(huán)節(jié)之一。然后討論了如何處理Parkes望遠(yuǎn)鏡超寬帶接收機(jī)觀測(cè)的數(shù)據(jù)。由于帶寬大,需要先對(duì)數(shù)據(jù)進(jìn)行切割。最后展示了如何使用Docker虛擬技術(shù)實(shí)現(xiàn)方便的環(huán)境管理和部署。第四章介紹了磁陀星的后隨觀測(cè)。隨著FRB200428的發(fā)現(xiàn)。磁陀星就成為了快速射電暴最有可能的物理起源。針對(duì)2020年10月SGR 1935+2154再次進(jìn)入活躍期進(jìn)行了后隨觀測(cè)。分析這些數(shù)據(jù)對(duì)其在活躍期的單脈沖活動(dòng)以及周期活動(dòng)給出限制。其中是對(duì)SGR 1935+2154周期輻射流量限制,低于之前MNC望遠(yuǎn)鏡宣稱探測(cè)到的亮度。第五章基于目前正在進(jìn)行的工作,對(duì)未來做一個(gè)簡(jiǎn)短的展望。主要包括搜尋系統(tǒng)的搭建,和脈沖星單脈沖及磁陀星射電輻射的觀測(cè)。
許俊,張偉,黃慶龍,陳曉[3]（2020）在《基于自適應(yīng)濾波的光譜畸變誤差抑制方法》文中研究說明為降低天文光譜畸變誤差對(duì)多普勒測(cè)速導(dǎo)航精度的影響,設(shè)計(jì)結(jié)合非線性Sage-Husa噪聲估計(jì)器及抗差擴(kuò)展卡爾曼濾波器（Robust Extend Kalman Filter,REKF）的自適應(yīng)濾波算法。當(dāng)系統(tǒng)模型可靠時(shí),抗差濾波能夠通過預(yù)測(cè)殘差判斷異常量測(cè)并降低其權(quán)重;當(dāng)系統(tǒng)模型噪聲先驗(yàn)信息不準(zhǔn)確時(shí),通過Sage-Husa噪聲估計(jì)器估計(jì)系統(tǒng)噪聲協(xié)方差陣Q陣,以保證抗差濾波的效果。此外,結(jié)合多普勒測(cè)速導(dǎo)航及X射線脈沖星導(dǎo)航進(jìn)行組合導(dǎo)航,以提高位置估計(jì)精度。仿真結(jié)果表明,該算法能夠在系統(tǒng)模型噪聲先驗(yàn)信息不準(zhǔn)確的情況下有效控制光譜畸變?cè)斐傻牧繙y(cè)誤差對(duì)導(dǎo)航精度的影響。
沈俊[4]（2020）在《X射線對(duì)伽瑪射線暴中心引擎的限制》文中認(rèn)為伽瑪暴（GRB）是宇宙中高能光子在短時(shí)標(biāo)內(nèi)的爆發(fā),其X射線余輝包含了大量中心引擎的信息。我們嘗試分析X射線余輝光變曲線,來對(duì)伽瑪暴中心引擎的物理參數(shù)進(jìn)行限制?；赑iro等人2019年報(bào)導(dǎo)的GW170817/GRB 170817A并合后160天左右的X射線增亮數(shù)據(jù),我們對(duì)該X射線增亮進(jìn)行了統(tǒng)計(jì)相關(guān)性研究,得到該增亮與伽瑪暴余輝中的X射線耀發(fā)十分相似,就雙中子星并合可能的產(chǎn)物（穩(wěn)定的磁星,長(zhǎng)壽命的超大質(zhì)量中子星,黑洞）嘗試使用四種現(xiàn)有的理論模型來對(duì)不同產(chǎn)物產(chǎn)生X射線增亮進(jìn)行參數(shù)分析,討論其可行性。得到雙中子星并合后形成的長(zhǎng)壽命超大質(zhì)量中子星坍縮成黑洞過程可以產(chǎn)生該X射線增亮。這表明雙中子星并合產(chǎn)物很可能是一長(zhǎng)壽命超大質(zhì)量中子星,并給出了該長(zhǎng)壽命超大質(zhì)量中子星最小表面磁場(chǎng)BP～5.25×1013G。對(duì)伽瑪暴X射線余輝平臺(tái)階段出現(xiàn)的再增亮現(xiàn)象,我們統(tǒng)計(jì)了2005年至2020年5月Swift衛(wèi)星觀測(cè)到的X射線余輝中含有明顯鼓包成分的伽瑪暴。分析數(shù)據(jù)得到,X射線余輝的再增亮具有雙峰分布,雙峰的峰值出現(xiàn)在tb1=1578.27 s與tb2=16230.43 s附近。猜測(cè)伽瑪暴X射線余輝中的早期再增亮現(xiàn)象可能來自于正向激波,X射線余輝中的晚期再增亮現(xiàn)象可能是中子星為中心引擎的再活動(dòng)引起的,并使用中子星的回落吸積模型結(jié)合正向激波模型來解釋該現(xiàn)象,通過MCMC擬合,得到正向激波模型可以解釋伽瑪暴X射線余輝早期再增亮現(xiàn)象,中心引擎為中子星的回落吸積可能是伽瑪暴X射線余輝晚期再增亮的物理起源。
張偉,許俊,黃慶龍,陳曉[5]（2020）在《深空天文自主導(dǎo)航技術(shù)發(fā)展綜述》文中提出航天器地面無線電導(dǎo)航在深空中面臨著信息傳輸時(shí)延長(zhǎng)、數(shù)據(jù)傳輸率低、天體遮擋等問題,難以滿足未來深空探測(cè)的導(dǎo)航需求。天文自主導(dǎo)航技術(shù)利用天文信息為航天器提供導(dǎo)航支持,可有效提高其在深空中的生存能力及任務(wù)執(zhí)行能力,已成為深空導(dǎo)航領(lǐng)域的研究熱點(diǎn)。結(jié)合國(guó)內(nèi)外深空探測(cè)任務(wù)及其實(shí)際工程需求,首先概述了深空天文自主導(dǎo)航技術(shù)發(fā)展的現(xiàn)狀和特點(diǎn),進(jìn)而總結(jié)了深空天文自主導(dǎo)航的發(fā)展趨勢(shì)和重點(diǎn)研究?jī)?nèi)容,最后對(duì)深空天文自主導(dǎo)航技術(shù)的發(fā)展提出了若干建議。
喬冰強(qiáng)[6]（2020）在《LHAASO-WCDA實(shí)驗(yàn)GRB觀測(cè)及宇宙線傳播研究》文中指出論文的主要內(nèi)容包括兩部分:1.LHAASO-WCDA實(shí)驗(yàn)高能GRB的年探測(cè)率預(yù)期及尋找;2.銀河宇宙線的空間依賴傳播研究。伽瑪射線暴（GRBs）是宇宙大爆炸以來最劇烈的爆發(fā)現(xiàn)象,可以作為高紅移探針對(duì)宇宙學(xué)進(jìn)行研究,特別是對(duì)GRB GeV輻射的觀測(cè)已經(jīng)有了很多應(yīng)用,例如測(cè)量河外背景光,嚴(yán)格限制洛倫茲不變性破缺效應(yīng)等。目前大多數(shù)的GRB都是通過空間衛(wèi)星實(shí)驗(yàn)直接觀測(cè)到的,由于它們的有效面積較小、觀測(cè)時(shí)間有限,很難觀測(cè)到百GeV能區(qū)GRBs的伽瑪輻射。而地面陣列實(shí)驗(yàn)具有大有效面積、低閾能、大視場(chǎng)及全天候觀測(cè)的特點(diǎn),通過對(duì)來自GRB方向的伽瑪射線粒子經(jīng)過廣延大氣簇射后產(chǎn)生的次級(jí)粒子進(jìn)行方向、能量、芯位重建,間接推測(cè)出原初伽瑪射線粒子的相關(guān)信息,在探測(cè)高能GRB方面具有相當(dāng)大優(yōu)勢(shì)。WCDA實(shí)驗(yàn),作為L(zhǎng)HAASO實(shí)驗(yàn)的一個(gè)重要組成部分,將有潛力探測(cè)到百GeV能區(qū)的GRBs,為GRB的理論研究提供數(shù)據(jù)支持。我們通過一種參數(shù)化模擬的方法對(duì)WCDA實(shí)驗(yàn)高能GRB的年探測(cè)率進(jìn)行了研究,首先,根據(jù)Fermi實(shí)驗(yàn)觀測(cè)到的GRBs能譜和紅移分布進(jìn)行抽樣,得到一個(gè)GRB樣本;其次,將GRB的能譜外推到高能,并考慮EBL（Extragalactic Background Light）吸收及WCDA的有效面積,可以得到樣本中每個(gè)GRB的所有參數(shù)信息;最后,假定額外高能成分占總光度的10%,通過分析得到WCDA實(shí)驗(yàn)平均一年可以探測(cè)到一個(gè)高能GRB。上面從理論的角度預(yù)期了 WCDA實(shí)驗(yàn)高能GRB的年探測(cè)率,接下來,我們基于WCDA實(shí)驗(yàn)尋找這些高能GRBs。由于數(shù)據(jù)質(zhì)量的好壞直接影響尋找高能GRB的結(jié)果,我們首先對(duì)WCDA實(shí)驗(yàn)（1號(hào)水池）單粒子模式數(shù)據(jù)的計(jì)數(shù)率、陽(yáng)極和打拿極電荷量、單路計(jì)數(shù)譜中三峰的峰位隨時(shí)間變化進(jìn)行了長(zhǎng)期監(jiān)測(cè),發(fā)現(xiàn)這些量基本穩(wěn)定不變,說明我們的探測(cè)器長(zhǎng)期運(yùn)行穩(wěn)定,收集的數(shù)據(jù)質(zhì)量良好。在此基礎(chǔ)上,我們挑選出2019年6月至11月期間位于WCDA視場(chǎng)內(nèi)、天頂角小于40°及fluence大于1 × 10-6 erg.cm-2的GRBs,根據(jù)空間衛(wèi)星實(shí)驗(yàn)提供的位置預(yù)警信息,利用等天頂角法分析了它們的顯著性,從二維天圖的結(jié)果看顯著性均小于5,并未發(fā)現(xiàn)明顯的信號(hào)超出。然后,利用Helene近似法對(duì)這些GRBs的流強(qiáng)上限進(jìn)行了估計(jì)。迄今為止,宇宙線的起源、加速及傳播問題仍然是未解之謎。標(biāo)準(zhǔn)傳播模型能夠成功地解釋觀測(cè)到的宇宙線核子的冪律能譜,次級(jí)與初級(jí)粒子比以及彌散伽瑪射線的分布等,但隨著探測(cè)儀器精度的提高,觀測(cè)到的宇宙線能譜和大尺度各向異性逐漸向高能延伸、結(jié)構(gòu)也越來越復(fù)雜,比如:宇宙線核子的能譜在～200 GV以上變硬繼而在10 TV左右變軟,PeV能量附近全粒子譜的膝區(qū)以及大尺度各向異性幅度、相位演化在100 TeV左右的翻轉(zhuǎn)等。這些新的觀測(cè)結(jié)果給傳統(tǒng)傳播模型帶來了挑戰(zhàn)。我們基于空間依賴+鄰近源模型研究了宇宙線不同成分的能譜及各向異性,發(fā)現(xiàn)模型預(yù)期結(jié)果可以同時(shí)很好地解釋宇宙線不同核子能譜的復(fù)雜結(jié)構(gòu)及各向異性幅度、相位在100 TeV左右的翻轉(zhuǎn),暗示著兩者可能存在共同的起源。之后,我們還研究了各向異性對(duì)太陽(yáng)垂直位置的依賴,通過分析各向異性垂直分量與徑向分量比值隨銀河系外暈厚度、內(nèi)暈厚度、銀盤厚度及太陽(yáng)位置垂直分量大小的變化關(guān)系,發(fā)現(xiàn)適當(dāng)增大內(nèi)暈厚度可以有效抑制垂直分量對(duì)總的各向異性貢獻(xiàn),使各向異性的預(yù)期結(jié)果能夠更好地?cái)M合觀測(cè),這說明我們的模型中內(nèi)暈很厚。此外,根據(jù)各向異性模型預(yù)期結(jié)果對(duì)實(shí)驗(yàn)數(shù)據(jù)的擬合好壞,還可以確定太陽(yáng)在銀盤上的位置。針對(duì)宇宙線可能的反常擴(kuò)散行為,我們也研究了一維反常擴(kuò)散-分形布朗運(yùn)動(dòng)-的基本性質(zhì)。
劉浪蜚[7]（2020）在《空間飛行器多源動(dòng)態(tài)天文導(dǎo)航方法研究》文中指出我國(guó)正處于“航天大國(guó)”向“航天強(qiáng)國(guó)”的轉(zhuǎn)型時(shí)期,隨著航天技術(shù)的不斷豐富與發(fā)展,我國(guó)進(jìn)行了越發(fā)密集的航天發(fā)射任務(wù)。隨著深空探測(cè)的不斷深入,航天器導(dǎo)航正從基于地球測(cè)控的導(dǎo)航方案向自主化方向發(fā)展,以便在沒有人機(jī)交互或人類協(xié)助的條件下引導(dǎo)航天器。為實(shí)現(xiàn)空間飛行器在地球軌道乃至深空探測(cè)領(lǐng)域的自主導(dǎo)航,需對(duì)由多種天文導(dǎo)航方式組合而成的導(dǎo)航技術(shù)進(jìn)行研究。本文以拓寬導(dǎo)航系統(tǒng)應(yīng)用范圍、提高動(dòng)態(tài)適應(yīng)能力為研究目的,開展多源動(dòng)態(tài)天文導(dǎo)航方法研究,力求形成一種高精度、強(qiáng)自主、抗干擾的航天器自主導(dǎo)航方案。X射線脈沖星導(dǎo)航是天文導(dǎo)航研究的新方向,為太陽(yáng)系甚至銀河系中任何地方進(jìn)行自主導(dǎo)航提供可能性。脈沖星導(dǎo)航方案一旦建立,可成為近地乃至深空領(lǐng)域的通用方案。針對(duì)動(dòng)態(tài)環(huán)境下難以保持長(zhǎng)時(shí)間脈沖星“可見”的問題,本文對(duì)脈沖星可見條件進(jìn)行分析,建立脈沖星選星方案,保證脈沖信號(hào)的連續(xù)性和有效性。對(duì)脈沖信號(hào)在宇宙空間中傳播產(chǎn)生的時(shí)間延遲進(jìn)行分析與建模,構(gòu)建脈沖光子到達(dá)時(shí)間轉(zhuǎn)換模型,利用脈沖星觀測(cè)數(shù)據(jù)實(shí)現(xiàn)脈沖輻射輪廓的生成。在上述工作基礎(chǔ)上,完成脈沖星導(dǎo)航理論體系的構(gòu)建與仿真驗(yàn)證。為解決脈沖星導(dǎo)航觀測(cè)周期長(zhǎng),難以提供連續(xù)、實(shí)時(shí)導(dǎo)航信息等問題,引入星光導(dǎo)航方法,提升導(dǎo)航系統(tǒng)的實(shí)時(shí)性與抗擾能力。為滿足天文導(dǎo)航實(shí)驗(yàn)的需求,建立星光導(dǎo)航仿真系統(tǒng),模擬星敏感器數(shù)據(jù)處理過程。為解決動(dòng)態(tài)環(huán)境下星圖成像模糊問題,開展星圖預(yù)處理技術(shù)研究,提升模糊星圖的星點(diǎn)提取、姿態(tài)估計(jì)精度。利用非線性濾波方法將脈沖星導(dǎo)航和星光導(dǎo)航結(jié)合起來,利用基于系統(tǒng)誤差協(xié)方差范數(shù)的動(dòng)態(tài)分配信息因子算法進(jìn)一步提高組合導(dǎo)航系統(tǒng)的自適應(yīng)能力。構(gòu)建慣性/天文導(dǎo)航系統(tǒng),抑制慣導(dǎo)系統(tǒng)誤差積累,有效提高導(dǎo)航信息更新頻率。與單一導(dǎo)航系統(tǒng)相比,組合導(dǎo)航系統(tǒng)在導(dǎo)航精度上明顯提高,對(duì)于系統(tǒng)故障、量測(cè)缺失等突發(fā)情況,具有更好的魯棒性與動(dòng)態(tài)適應(yīng)能力。本文研究的空間飛行器多源動(dòng)態(tài)天文導(dǎo)航方法,充分利用脈沖星、星光、慣性導(dǎo)航信息,保證在動(dòng)態(tài)環(huán)境下,導(dǎo)航系統(tǒng)仍能保持高度的自主性,能夠提供穩(wěn)定、高效的導(dǎo)航服務(wù),極大提高空間機(jī)動(dòng)飛行器響應(yīng)和生存能力,滿足地球軌道乃至深空探測(cè)任務(wù)的導(dǎo)航需求。
任佳[8]（2020）在《雙致密星并合相關(guān)電磁對(duì)應(yīng)體研究》文中研究指明本論文主要關(guān)注與雙致密星并合密切相關(guān)的千新星和伽瑪射線暴,重點(diǎn)研究與雙中子星并合引力波事件GW170817成協(xié)的電磁對(duì)應(yīng)體,包括暫現(xiàn)源AT 2017gfo（千新星）和伽瑪暴GRB 170817A的余輝。我們?cè)敿?xì)地研究雙中子星并合產(chǎn)物是長(zhǎng)壽命磁化中子星時(shí),千新星-脈沖星風(fēng)云系統(tǒng)的演化和輻射行為。研究發(fā)現(xiàn),與千新星成協(xié)的脈沖星風(fēng)云的演化比與超新星成協(xié)的脈沖星風(fēng)云更快。脈沖星風(fēng)云輻射在穿越拋射物包層時(shí)會(huì)被吸收或逃逸出去,從而影響觀測(cè)到的多波段光變和能譜。與未與脈沖星風(fēng)云成協(xié)的千新星不同,千新星-脈沖星風(fēng)云系統(tǒng)的光變曲線在光學(xué)、紫外波段可能出現(xiàn)雙峰結(jié)構(gòu),且不同波段的光變行為明顯不同;同時(shí),輻射的能譜顯示出由熱輻射譜向非熱輻射譜的演化,并在拋射物光學(xué)薄之后被脈沖星風(fēng)云的非熱輻射主導(dǎo)。基于該模型,我們采用馬爾可夫鏈蒙特卡羅（MCMC）方法對(duì)AT 2017gfo的多波段光變進(jìn)行了擬合。擬合結(jié)果顯示,該模型能夠非常好地描述AT 2017gfo的多波段光變,并給出對(duì)并合產(chǎn)物物理參數(shù)的限制。GRB 170817A的余輝需要由偏軸觀測(cè)的結(jié)構(gòu)化噴流進(jìn)行解釋。區(qū)別于以往的研究工作,我們采用結(jié)構(gòu)化分布的能量和重子載入量描述噴流結(jié)構(gòu),并在此基礎(chǔ)上對(duì)GRB170817A的多波段余輝光變進(jìn)行MCMC擬合。我們的擬合給出了GRB 170817A的噴流結(jié)構(gòu)化參數(shù)、暴周粒子數(shù)密度、外激波微觀參數(shù)等。基于擬合得到的噴流中總重子載入量,通過與數(shù)值模擬給出的雙中子星并合外流物質(zhì)的時(shí)空分布對(duì)比,我們發(fā)現(xiàn)GRB 170817A的噴流在雙中子星并合后<0.1秒內(nèi)產(chǎn)生,遠(yuǎn)小于GW170817與GRB170817A之間～1.74秒的延遲。這一結(jié)果與采用激波突破來解釋GRB 170817A瞬時(shí)輻射的噴流推遲發(fā)射模型不符,表明GRB 170817A的瞬時(shí)輻射可能由其它機(jī)制驅(qū)動(dòng)。
周慶勇[9]（2020）在《脈沖星計(jì)時(shí)數(shù)據(jù)的處理理論與方法研究》文中指出脈沖星是具有超高密度、超強(qiáng)磁場(chǎng)、超強(qiáng)引力場(chǎng)和超強(qiáng)輻射的自然天體,是極端物理?xiàng)l件下的天然實(shí)驗(yàn)室。除了脈沖星物理特性研究和引力波探測(cè)外,脈沖星由于其精確的周期性脈沖輻射,能夠提供高精度深空自主導(dǎo)航服務(wù)和高穩(wěn)定的時(shí)間頻率資源。脈沖星導(dǎo)航技術(shù)能夠提供航天器深空自主導(dǎo)航服務(wù),有效地減少地面臺(tái)站的測(cè)控需求。脈沖星時(shí)能夠提供一種獨(dú)立的基于遙遠(yuǎn)自然天體的時(shí)間頻率,提供持續(xù)數(shù)百萬乃至數(shù)十億年的時(shí)間服務(wù)。可見,脈沖星是科學(xué)研究和技術(shù)研究的完美結(jié)合體。近些年,我國(guó)高度重視脈沖星相關(guān)技術(shù)發(fā)展,地面射電望遠(yuǎn)鏡和空間X射線衛(wèi)星保持著對(duì)導(dǎo)航脈沖星的高頻次觀測(cè)。如何高精度處理這些觀測(cè)數(shù)據(jù),是構(gòu)建我國(guó)脈沖星時(shí)空基準(zhǔn)的一項(xiàng)基礎(chǔ)性工作。論文圍繞著脈沖星空間基準(zhǔn)、相對(duì)論框架下觀測(cè)模型、實(shí)測(cè)數(shù)據(jù)處理及探測(cè)器性能測(cè)試等四個(gè)方面開展研究,主要?jiǎng)?chuàng)新點(diǎn)總結(jié)如下:（1）針對(duì)現(xiàn)有導(dǎo)航用脈沖星星歷表參數(shù)不完整和不統(tǒng)一的問題,提出了導(dǎo)航脈沖星的優(yōu)選準(zhǔn)則,收集整理并處理得到一個(gè)參數(shù)較齊全的星歷表,并評(píng)估了每顆脈沖星的導(dǎo)航觀測(cè)精度,同時(shí)定量計(jì)算了地面射電和空間X射線觀測(cè)確定脈沖星星歷的精度?；趪?guó)外數(shù)據(jù)庫(kù)和相關(guān)文獻(xiàn),收集并整理了18顆脈沖星的位置、自轉(zhuǎn)等參數(shù);分析了聚焦型與準(zhǔn)直型X射線探測(cè)器對(duì)每顆脈沖星的觀測(cè)精度;研究了脈沖星觀測(cè)誤差、位置誤差對(duì)導(dǎo)航精度的影響機(jī)制;通過誤差分析發(fā)現(xiàn),觀測(cè)PSR J1939+2134、J1824-2452、J0437-4715能實(shí)現(xiàn)近地空間6.538km的導(dǎo)航精度。建立了X射線空間觀測(cè)模擬到脈沖星星歷參數(shù)擬合的全過程仿真,分析了基于空間觀測(cè)的脈沖星參數(shù)的確定精度,研究了星歷參數(shù)與觀測(cè)時(shí)間和觀測(cè)間隔的關(guān)系,同理分析地面射電觀測(cè)確定星歷參數(shù)的精度;120米口徑射電望遠(yuǎn)鏡一年測(cè)定的脈沖星星歷測(cè)定精度相當(dāng)于65米口徑望遠(yuǎn)鏡10年、80米5年實(shí)現(xiàn)的技術(shù)水平,且能提高觀測(cè)效率,縮短星歷表更新周期。（2）針對(duì)脈沖星導(dǎo)航和天基脈沖星時(shí)的深空應(yīng)用前景,推導(dǎo)建立了一個(gè)太陽(yáng)系內(nèi)普適性的完整脈沖星觀測(cè)模型,并基于時(shí)延效應(yīng)影響量級(jí),給出了一個(gè)精度優(yōu)于1ns的簡(jiǎn)化觀測(cè)模型,在實(shí)測(cè)數(shù)據(jù)處理中取得良好的效果。推導(dǎo)了脈沖星信號(hào)傳播過程中的幾何時(shí)延、二階后牛頓效應(yīng)下引力時(shí)延及航天器原時(shí)到質(zhì)心坐標(biāo)時(shí)的轉(zhuǎn)換公式,建立了一個(gè)考慮幾何和相對(duì)論效應(yīng)的完整信號(hào)傳播方程。采用“質(zhì)心瞬時(shí)”概念,建立了一個(gè)太陽(yáng)系內(nèi)更普適性的脈沖星觀測(cè)模型,比較與現(xiàn)有各種導(dǎo)航模型的差異;分析了太陽(yáng)系內(nèi)太陽(yáng)、地球及木星附近軌道上各種幾何和相對(duì)論時(shí)延效應(yīng)的影響,討論了不同行星歷表對(duì)Romer時(shí)延的影響和不同Shapiro時(shí)延公式的差異;基于各種時(shí)延影響量級(jí),對(duì)觀測(cè)模型進(jìn)行簡(jiǎn)化,并應(yīng)用于脈沖星實(shí)測(cè)數(shù)據(jù)處理中,得到精確的脈沖周期和準(zhǔn)確的脈沖輪廓。（3）結(jié)合我國(guó)空間衛(wèi)星導(dǎo)航脈沖星實(shí)測(cè)數(shù)據(jù)特點(diǎn),完成了XPNAV-1星Crab脈沖星三年觀測(cè)數(shù)據(jù)和HXMT衛(wèi)星Crab和B1509兩年觀測(cè)數(shù)據(jù)的處理,完善實(shí)測(cè)數(shù)據(jù)處理方法和策略,提高了數(shù)據(jù)處理效率和準(zhǔn)確性。得到了兩顆脈沖星分能段脈沖輪廓,分析了Crab脈沖輪廓特征隨時(shí)間演化規(guī)律,證實(shí)了國(guó)產(chǎn)首款聚焦型X射線探測(cè)器能夠精確地測(cè)定脈沖星;研究了一種利用探測(cè)器本征輻射能譜評(píng)估其性能穩(wěn)定性的方法,發(fā)現(xiàn)XPNAV-1衛(wèi)星于2018年5月后性能趨于穩(wěn)定。發(fā)現(xiàn)了南極地區(qū)（緯度大于南緯70度）XPNAV-1衛(wèi)星觀測(cè)數(shù)據(jù)存在強(qiáng)干擾;提出了一種利用事例型光子模型擬合值檢核觀測(cè)總計(jì)數(shù)率的方法,提高了光子計(jì)時(shí)統(tǒng)計(jì)的準(zhǔn)確性。提出一種基于相似度的脈沖周期搜索算法,有利于導(dǎo)航中已知脈沖星信號(hào)的檢測(cè)。（4）國(guó)內(nèi)首次開展多臺(tái)站毫秒脈沖星地面及Crab脈沖星星地聯(lián)合觀測(cè)處理,得到統(tǒng)一的計(jì)時(shí)模型和各觀測(cè)設(shè)備的系統(tǒng)差,為建立我國(guó)脈沖星計(jì)時(shí)陣做了有益的探索。處理了國(guó)內(nèi)三個(gè)臺(tái)站四顆脈沖星（J0835-4510、J0437-4715、J1744-1134、J1939+2134）與IPTA地面射電觀測(cè)數(shù)據(jù),更新計(jì)時(shí)模型參數(shù),得到了各臺(tái)站觀測(cè)同一顆脈沖星的系統(tǒng)差;其次完成了Crab脈沖星地面射電聯(lián)合處理、空間聯(lián)合處理和星地聯(lián)合處理,得到不同觀測(cè)設(shè)備不同觀測(cè)頻率的脈沖星觀測(cè)系統(tǒng)差,發(fā)現(xiàn)射電與高能輻射存在明顯的差別,且周期躍變后差異變大。（5）針對(duì)導(dǎo)航探測(cè)器選型、探測(cè)器性能在軌評(píng)估等問題,系統(tǒng)地研究X射線探測(cè)器地面及在軌測(cè)試的方法,保障XPNAV-1衛(wèi)星工程實(shí)施。研究了一套X射線探測(cè)器性能綜合測(cè)試方法,并完成了五款國(guó)產(chǎn)X射線探測(cè)器的測(cè)試。針對(duì)XPNAV-1衛(wèi)星無標(biāo)定輻射源,提出一種利用了脈沖星輻射能譜標(biāo)定探測(cè)器有效面積的方法,消除探測(cè)器本底及空間環(huán)境噪聲的影響,評(píng)估了XPNAV-1衛(wèi)星X射線探測(cè)器的有效面積3.06cm2@0.7ke V。
葉長(zhǎng)青[10]（2020）在《X射線雙星回旋吸收線研究》文中研究說明X射線雙星是由一顆致密星（通常是中子星（Neutron star,簡(jiǎn)稱NS）,也有黑洞和白矮星）和一顆光學(xué)伴星組成,并且致密星發(fā)出明亮的X射線輻射。研究X射線雙星中的中子星對(duì)我們?nèi)チ私鈴V義相對(duì)論過程、輻射機(jī)制、吸積盤、以及形成與演化等物理過程提供了天然的實(shí)驗(yàn)室。磁場(chǎng)是中子星的重要物理參數(shù),而回旋吸收線是直接測(cè)量中子星磁場(chǎng)的唯一方法。我們?cè)噲D通過X射線雙星的磁場(chǎng)、自旋周期等物理參數(shù),去研究其雙星吸積過程以及演化信息。我們首先調(diào)研了 X射線能譜上的回旋吸收線40年來的研究進(jìn)展。并以回旋吸收線作為探測(cè)中子星磁場(chǎng)結(jié)構(gòu)和吸積柱幾何結(jié)構(gòu)的探針,從觀測(cè)上和理論上進(jìn)行了總結(jié)。之后,我們利用基于回旋吸收線測(cè)量的NS-高質(zhì)量X射線雙星（High mass X-ray binaries,簡(jiǎn)稱HMXBs）的磁場(chǎng)強(qiáng)度與基于磁偶極模型測(cè)量的轉(zhuǎn)動(dòng)功能脈沖星磁場(chǎng)強(qiáng)度對(duì)比。發(fā)現(xiàn)NS-HMXBs的磁場(chǎng)強(qiáng)度和年輕的射電脈沖星磁場(chǎng)強(qiáng)度都是正太分布,且來源于同一個(gè)分布。這可能暗示著在NS-HMXBs的磁場(chǎng)在其非吸積加速階段（百萬年）中磁場(chǎng)沒有衰減,并且在其（～0.1百萬年）吸積階段磁場(chǎng)也幾乎沒有衰減。最后,我們利用基于回旋吸收線測(cè)量的Be/X射線脈沖星的磁場(chǎng)強(qiáng)度信息,解釋了其自旋周期的雙峰分布,并認(rèn)為是由吸積質(zhì)量的不同造成的。對(duì)于長(zhǎng)自旋周期源,～200秒和磁場(chǎng)～5 × 1012 G,吸積10-7.5M⊙質(zhì)量;短自旋周期源,自旋加速到～10秒時(shí),磁場(chǎng)強(qiáng)度減小到～2.5×1012G,并且吸積更多的物質(zhì)10-6.5M⊙,這才導(dǎo)致周期變化一個(gè)量級(jí),磁場(chǎng)衰減一倍。在未來,隨著觀測(cè)的進(jìn)步,會(huì)發(fā)現(xiàn)越來越多的回旋吸收線的源。人們也將通過對(duì)回旋吸收線的研究,在探測(cè)高磁場(chǎng)中子星,以及在探究中子星磁場(chǎng)結(jié)構(gòu)和吸積柱物理等方面取得更多成果。
二、Spectral Properties of Anomalous X-ray Pulsars（論文開題報(bào)告）
（1）論文研究背景及目的
此處內(nèi)容要求：
首先簡(jiǎn)單簡(jiǎn)介論文所研究問題的基本概念和背景，再而簡(jiǎn)單明了地指出論文所要研究解決的具體問題，并提出你的論文準(zhǔn)備的觀點(diǎn)或解決方法。
寫法范例：
本文主要提出一款精簡(jiǎn)64位RISC處理器存儲(chǔ)管理單元結(jié)構(gòu)并詳細(xì)分析其設(shè)計(jì)過程。在該MMU結(jié)構(gòu)中,TLB采用叁個(gè)分離的TLB,TLB采用基于內(nèi)容查找的相聯(lián)存儲(chǔ)器并行查找,支持粗粒度為64KB和細(xì)粒度為4KB兩種頁(yè)面大小,采用多級(jí)分層頁(yè)表結(jié)構(gòu)映射地址空間,并詳細(xì)論述了四級(jí)頁(yè)表轉(zhuǎn)換過程,TLB結(jié)構(gòu)組織等。該MMU結(jié)構(gòu)將作為該處理器存儲(chǔ)系統(tǒng)實(shí)現(xiàn)的一個(gè)重要組成部分。
（2）本文研究方法
調(diào)查法：該方法是有目的、有系統(tǒng)的搜集有關(guān)研究對(duì)象的具體信息。
觀察法：用自己的感官和輔助工具直接觀察研究對(duì)象從而得到有關(guān)信息。
實(shí)驗(yàn)法：通過主支變革、控制研究對(duì)象來發(fā)現(xiàn)與確認(rèn)事物間的因果關(guān)系。
文獻(xiàn)研究法：通過調(diào)查文獻(xiàn)來獲得資料，從而全面的、正確的了解掌握研究方法。
實(shí)證研究法：依據(jù)現(xiàn)有的科學(xué)理論和實(shí)踐的需要提出設(shè)計(jì)。
定性分析法：對(duì)研究對(duì)象進(jìn)行“質(zhì)”的方面的研究，這個(gè)方法需要計(jì)算的數(shù)據(jù)較少。
定量分析法：通過具體的數(shù)字，使人們對(duì)研究對(duì)象的認(rèn)識(shí)進(jìn)一步精確化。
跨學(xué)科研究法：運(yùn)用多學(xué)科的理論、方法和成果從整體上對(duì)某一課題進(jìn)行研究。
功能分析法：這是社會(huì)科學(xué)用來分析社會(huì)現(xiàn)象的一種方法，從某一功能出發(fā)研究多個(gè)方面的影響。
模擬法：通過創(chuàng)設(shè)一個(gè)與原型相似的模型來間接研究原型某種特性的一種形容方法。
三、Spectral Properties of Anomalous X-ray Pulsars（論文提綱范文）
（1）內(nèi)部供能中子星研究（論文提綱范文）
| 摘要 |
| ABSTRACT |
| 1. 超新星爆發(fā)及中子星形成、超新星遺跡及超新星遺跡脈沖星 |
| 1.1 超新星爆發(fā)及中子星形成 |
| 1.2 超新星遺跡 |
| 1.3 超新星遺跡脈沖星 |
| 2. 中子星 |
| 2.1 中子星內(nèi)部結(jié)構(gòu) |
| 2.2 中子星分類 |
| 2.2.1 旋轉(zhuǎn)供能脈沖星 |
| 2.2.2 吸積供能脈沖星 |
| 2.2.3 內(nèi)部供能脈沖星 |
| 3. 中心致密天體、磁星及暗X射線孤立中子星的時(shí)變及能譜性質(zhì) |
| 3.1 中心致密天體的時(shí)變及能譜性質(zhì) |
| 3.1.1 一顆可能的長(zhǎng)周期中心致密天體 |
| 3.2 磁星的時(shí)變及能譜性質(zhì) |
| 3.2.1 磁星的發(fā)現(xiàn) |
| 3.2.2 磁星的種類 |
| 3.2.3 磁星強(qiáng)磁場(chǎng)可能的形成過程 |
| 3.2.4 磁星的光變特性 |
| 3.3 暗X射線孤立中子星的時(shí)變及能譜性質(zhì) |
| 4. 中子星中心致密天體的雙星起源 |
| 4.1 周期—磁場(chǎng)分布 |
| 4.2 雙星起源模型分析 |
| 4.3 演化路徑 |
| 4.4 小結(jié) |
| 5. 磁星及暗X射線孤立中子星演化研究 |
| 5.1 磁星的快速射電暴現(xiàn)象 |
| 5.2 暗X射線孤立中子星與磁星的比較 |
| 6. 總結(jié)和展望 |
| 參考文獻(xiàn) |
| 致謝 |
| 攻讀碩士學(xué)位期間主要研究成果 |
| 參加會(huì)議或培訓(xùn) |
（2）快速射電暴和脈沖星的觀測(cè)與數(shù)據(jù)處理（論文提綱范文）
| 摘要 |
| ABSTRACT |
| 第1章 脈沖星和快速射電暴 |
| 1.1 脈沖星 |
| 1.1.1 脈沖星的發(fā)現(xiàn) |
| 1.1.2 脈沖星基礎(chǔ) |
| 1.1.3 脈沖星射電單脈沖 |
| 1.1.4 磁陀星 |
| 1.2 快速射電暴 |
| 1.2.1 快速射電暴的發(fā)現(xiàn) |
| 1.2.2 快速射電暴的特征 |
| 1.2.3 快速射電暴的進(jìn)展 |
| 第2章 觀測(cè) |
| 2.1 Parkes望遠(yuǎn)鏡 |
| 2.2 UWL接收機(jī) |
| 2.3 遠(yuǎn)程觀測(cè) |
| 第3章 數(shù)據(jù)處理 |
| 3.1 周期搜尋 |
| 3.2 單脈沖搜尋 |
| 3.3 寬波段數(shù)據(jù)處理 |
| 3.4 基于Docker的環(huán)境部署 |
| 第4章 SGR后隨觀測(cè) |
| 4.1 SGR 1935+2154 |
| 4.1.1 間歇脈沖 |
| 4.1.2 再次活躍 |
| 4.2 觀測(cè) |
| 4.3 數(shù)據(jù)處理 |
| 4.3.1 程序測(cè)試 |
| 4.3.2 搜尋 |
| 4.4 流量限制 |
| 第5章 展望 |
| 5.1 THIS項(xiàng)目 |
| 5.1.1 搭建規(guī)劃 |
| 5.2 脈沖星單脈沖研究 |
| 5.3 磁陀星射電研究 |
| 參考文獻(xiàn) |
| 致謝 |
| 在讀期間發(fā)表的學(xué)術(shù)論文與取得的研究成果 |
（3）基于自適應(yīng)濾波的光譜畸變誤差抑制方法（論文提綱范文）
| 0 引言 |
| 1 測(cè)速導(dǎo)航原理及組合導(dǎo)航系統(tǒng)模型 |
| 1.1 測(cè)速導(dǎo)航原理 |
| 1.2 組合導(dǎo)航系統(tǒng)模型 |
| 1.2.1 導(dǎo)航系統(tǒng)狀態(tài)方程 |
| 1.2.2 測(cè)速導(dǎo)航量測(cè)方程 |
| 1.2.3 X射線脈沖星導(dǎo)航量測(cè)方程 |
| 1.2.4 組合導(dǎo)航信息融合 |
| 2 導(dǎo)航濾波算法 |
| 2.1 EKF算法 |
| 2.2 抗差卡爾曼濾波算法 |
| 2.3 Sage-Husa噪聲估計(jì)器 |
| 3 仿真分析 |
| 3.1 仿真條件及結(jié)果 |
| 3.2 仿真結(jié)果分析 |
| 4 結(jié)束語 |
（4）X射線對(duì)伽瑪射線暴中心引擎的限制（論文提綱范文）
| 摘要 |
| ABSTRACT |
| 第一章 伽瑪射線暴概述 |
| 1.1 伽瑪射線暴的觀測(cè)歷史 |
| 1.2 伽瑪射線暴的觀測(cè)進(jìn)展 |
| 1.2.1 瞬時(shí)輻射(Prompt Emission) |
| 1.2.2 余輝(Afterglow) |
| 1.3 伽瑪射線暴的物理圖像 |
| 1.3.1 伽瑪射線暴的前身星 |
| 1.3.2 伽瑪射線暴的中心引擎 |
| 1.3.3 火球模型 |
| 1.3.4 內(nèi)外激波模型 |
| 第二章 GRB170817A/GW170817 事件的中心引擎 |
| 2.1 GRB170807A/GW170817 事件 |
| 2.2 GRB170807A的X射線觀測(cè) |
| 2.3 GRB170817A/GW170817 并合產(chǎn)物的物理模型 |
| 2.3.1 穩(wěn)定磁星的較差自轉(zhuǎn) |
| 2.3.2 穩(wěn)定磁星的回落吸積 |
| 2.3.3 長(zhǎng)壽命超大質(zhì)量中子星坍縮 |
| 2.3.4 黑洞的回落吸積 |
| 2.4 結(jié)論與討論 |
| 第三章 伽瑪射線暴X射線再增亮物理起源 |
| 3.1 X射線的觀測(cè)特征 |
| 3.2 X射線再增亮的樣本選擇與數(shù)據(jù)分析 |
| 3.3 X射線再增亮的物理解釋 |
| 3.3.1 現(xiàn)有的理論模型 |
| 3.3.2 X射線再增亮的物理起源的研究 |
| 3.3.3 數(shù)據(jù)擬合方法 |
| 3.4 小結(jié)與展望 |
| 第四章 結(jié)語與展望 |
| 參考文獻(xiàn) |
| 致謝 |
| 攻讀學(xué)位期間發(fā)表的學(xué)術(shù)論文目錄及獲獎(jiǎng)情況 |
（5）深空天文自主導(dǎo)航技術(shù)發(fā)展綜述（論文提綱范文）
| 0 引言 |
| 1 天文自主導(dǎo)航技術(shù)發(fā)展現(xiàn)狀 |
| 1.1 天文測(cè)角導(dǎo)航 |
| 1.2 天文測(cè)距導(dǎo)航 |
| 1.3 天文測(cè)速導(dǎo)航 |
| 2 天文自主導(dǎo)航技術(shù)的發(fā)展方向和研究重點(diǎn) |
| 2.1 新型導(dǎo)航方法和量測(cè)信息 |
| 2.2 高性能導(dǎo)航敏感器及信息提取 |
| 2.3 高精度軌道動(dòng)力學(xué)模型及解算 |
| 2.4 導(dǎo)航誤差傳播機(jī)理與抑制 |
| 2.5 高效適用的導(dǎo)航濾波方法 |
| 2.6 高可靠的地面半物理驗(yàn)證技術(shù) |
| 3 結(jié)論與展望 |
（6）LHAASO-WCDA實(shí)驗(yàn)GRB觀測(cè)及宇宙線傳播研究（論文提綱范文）
| 摘要 |
| abstract |
| 第1章 GRB理論及觀測(cè) |
| 1.1 引言 |
| 1.1.1 GRB的發(fā)現(xiàn)及起源之爭(zhēng) |
| 1.1.2 GRB的特征 |
| 1.1.3 GRB的研究意義 |
| 1.2 GRB的火球模型 |
| 1.2.1 火球模型簡(jiǎn)介 |
| 1.2.2 火球的致密性問題和相對(duì)論運(yùn)動(dòng) |
| 1.2.3 火球的分類 |
| 1.2.4 火球的極端相對(duì)論膨脹 |
| 1.2.5 激波加速和輻射機(jī)制 |
| 1.2.6 能源模型 |
| 1.3 GRB的高能輻射 |
| 1.3.1 高能輻射的觀測(cè)特點(diǎn) |
| 1.3.2 高能光子的輻射機(jī)制 |
| 1.3.3 高能光子的EBL吸收 |
| 1.4 GRB的觀測(cè) |
| 1.4.1 空間衛(wèi)星實(shí)驗(yàn)觀測(cè) |
| 1.4.2 地面陣列實(shí)驗(yàn)觀測(cè) |
| 第2章 LHAASO-WCDA實(shí)驗(yàn) |
| 2.1 LHAASO項(xiàng)目 |
| 2.1.1 項(xiàng)目背景 |
| 2.1.2 科學(xué)目標(biāo) |
| 2.1.3 探測(cè)優(yōu)勢(shì) |
| 2.1.4 探測(cè)器布局 |
| 2.2 LHAASO-WCDA實(shí)驗(yàn) |
| 2.2.1 物理目標(biāo) |
| 2.2.2 探測(cè)器布局 |
| 2.2.3 探測(cè)優(yōu)勢(shì) |
| 2.2.4 性能指標(biāo) |
| 2.2.5 探測(cè)技術(shù):切倫科夫探測(cè) |
| 第3章 LHAASO-WCDA數(shù)據(jù)質(zhì)量檢查 |
| 3.1 數(shù)據(jù)質(zhì)量監(jiān)測(cè) |
| 3.1.1 單路計(jì)數(shù)率 |
| 3.1.2 電荷分布 |
| 3.2 單路計(jì)數(shù)譜多峰結(jié)構(gòu) |
| 3.2.1 Peak-ⅰ |
| 3.2.2 Peak-ⅱ |
| 3.2.3 Peak-ⅲ |
| 3.3 單路計(jì)數(shù)譜三峰應(yīng)用 |
| 3.3.1 Peak-ⅰ:低量程標(biāo)定 |
| 3.3.2 Peak-ⅱ:水質(zhì)監(jiān)測(cè) |
| 3.3.3 Peak-ⅲ: PMT的QE和CE監(jiān)測(cè) |
| 3.4 本章小結(jié) |
| 第4章 LHAASO-WCDA高能GRB年探測(cè)率預(yù)期 |
| 4.1 高能GRB研究背景 |
| 4.2 LHAASO-WCDA有效面積 |
| 4.3 GRB樣本產(chǎn)生 |
| 4.3.1 GRB紅移分布 |
| 4.3.2 GRB能譜與光變 |
| 4.3.3 EBL吸收 |
| 4.3.4 模擬與Fermi觀測(cè)對(duì)比 |
| 4.4 結(jié)果與討論 |
| 4.5 本章小結(jié) |
| 第5章 LHAASO-WCDA高能GRB尋找 |
| 5.1 GRB及其數(shù)據(jù)選擇 |
| 5.2 方法及顯著性計(jì)算 |
| 5.3 結(jié)果與討論 |
| 5.4 GRB流強(qiáng)上限估計(jì) |
| 5.4.1 有效面積 |
| 5.4.2 流強(qiáng)上限計(jì)算 |
| 5.5 本章小結(jié) |
| 第6章 宇宙線的空間依賴傳播 |
| 6.1 標(biāo)準(zhǔn)傳播模型簡(jiǎn)介 |
| 6.1.1 傳播區(qū)域及其邊界條件 |
| 6.1.2 擴(kuò)散系數(shù) |
| 6.1.3 源項(xiàng) |
| 6.2 最新觀測(cè)帶來的挑戰(zhàn) |
| 6.3 空間依賴傳播模型及應(yīng)用簡(jiǎn)介 |
| 6.3.1 空間依賴傳播模型 |
| 6.3.2 SDP模型應(yīng)用 |
| 6.4 宇宙線不同成分的能譜和各向異性演化 |
| 6.4.1 背景介紹 |
| 6.4.2 模型簡(jiǎn)介 |
| 6.4.3 結(jié)果與討論 |
| 6.4.4 總結(jié) |
| 6.5 各向異性對(duì)太陽(yáng)垂直位置依賴研究 |
| 6.5.1 各向異性計(jì)算 |
| 6.5.2 結(jié)果與討論 |
| 6.5.3 總結(jié) |
| 6.6 本章小結(jié) |
| 第7章 總結(jié)和展望 |
| 參考文獻(xiàn) |
| 致謝 |
| 在讀期間發(fā)表的學(xué)術(shù)論文與取得的研究成果 |
（7）空間飛行器多源動(dòng)態(tài)天文導(dǎo)航方法研究（論文提綱范文）
| 摘要 |
| ABSTRACT |
| 第1章 緒論 |
| 1.1 課題背景及研究的目的和意義 |
| 1.2 國(guó)內(nèi)外研究現(xiàn)狀 |
| 1.2.1 星光導(dǎo)航技術(shù) |
| 1.2.2 X射線脈沖星導(dǎo)航技術(shù) |
| 1.2.3 組合導(dǎo)航技術(shù)研究現(xiàn)狀 |
| 1.3 本文的主要內(nèi)容 |
| 第2章 X射線脈沖星導(dǎo)航方法研究 |
| 2.1 引言 |
| 2.2 X射線脈沖星導(dǎo)航原理 |
| 2.2.1 X射線脈沖星輻射模型 |
| 2.2.2 脈沖星導(dǎo)航幾何定位原理 |
| 2.3 脈沖星選星方案 |
| 2.3.1 脈沖星可見性分析 |
| 2.3.2 脈沖星選星仿真驗(yàn)證 |
| 2.4 脈沖輻射輪廓 |
| 2.4.1 脈沖光子到達(dá)時(shí)間轉(zhuǎn)換模型 |
| 2.4.2 基于歷元折疊的脈沖輪廓生成 |
| 2.5 地心天球參考系下X射線脈沖星導(dǎo)航 |
| 2.5.1 X射線脈沖星導(dǎo)航數(shù)學(xué)模型 |
| 2.5.2 X射線脈沖星導(dǎo)航仿真驗(yàn)證 |
| 2.6 本章小結(jié) |
| 第3章 星光導(dǎo)航方法研究 |
| 3.1 引言 |
| 3.2 星光導(dǎo)航仿真系統(tǒng)研究 |
| 3.2.1 星光導(dǎo)航仿真算法 |
| 3.2.2 星光導(dǎo)航仿真系統(tǒng)驗(yàn)證 |
| 3.3 動(dòng)態(tài)條件下星圖預(yù)處理技術(shù)研究 |
| 3.3.1 基于維納濾波的星圖復(fù)原技術(shù) |
| 3.3.2 星圖復(fù)原仿真驗(yàn)證 |
| 3.4 基于可見星光的天文自主導(dǎo)航方法研究 |
| 3.4.1 星光導(dǎo)航數(shù)學(xué)模型 |
| 3.4.2 星光導(dǎo)航仿真驗(yàn)證 |
| 3.5 本章小結(jié) |
| 第4章 多源動(dòng)態(tài)天文導(dǎo)航方法研究 |
| 4.1 引言 |
| 4.2 多傳感器信息融合理論 |
| 4.3 脈沖星/星光組合導(dǎo)航系統(tǒng) |
| 4.3.1 組合導(dǎo)航系統(tǒng)數(shù)學(xué)模型 |
| 4.3.2 基于EKF的天文組合導(dǎo)航系統(tǒng)仿真 |
| 4.3.3 無跡卡爾曼濾波算法 |
| 4.3.4 基于UKF的天文組合導(dǎo)航系統(tǒng)仿真 |
| 4.4 慣性/天文組合導(dǎo)航系統(tǒng) |
| 4.4.1 組合導(dǎo)航系統(tǒng)數(shù)學(xué)模型 |
| 4.4.2 組合導(dǎo)航系統(tǒng)仿真驗(yàn)證 |
| 4.5 本章小結(jié) |
| 結(jié)論 |
| 參考文獻(xiàn) |
| 致謝 |
（8）雙致密星并合相關(guān)電磁對(duì)應(yīng)體研究（論文提綱范文）
| 摘要 |
| ABSTRACT |
| 第一章 伽瑪射線暴與千新星現(xiàn)象簡(jiǎn)介 |
| 1.1. 伽瑪射線暴簡(jiǎn)介 |
| 1.1.1. 伽瑪暴的基本圖像概述 |
| 1.1.2. 伽瑪暴的中心引擎 |
| 1.1.3. 伽瑪暴的噴流動(dòng)力學(xué)演化 |
| 1.1.4. 伽瑪暴的外激波余輝 |
| 1.2. 千新星簡(jiǎn)介 |
| 1.2.1. 研究發(fā)展概述及簡(jiǎn)易模型 |
| 1.2.2. 結(jié)構(gòu)和成分 |
| 1.3. 暫現(xiàn)源AT 2017gfo(千新星)概述 |
| 1.3.1. 觀測(cè)結(jié)果 |
| 1.3.2. 研究進(jìn)展 |
| 第二章 千新星的脈沖星風(fēng)云能量注入模型 |
| 2.1. 脈沖星風(fēng)云簡(jiǎn)介 |
| 2.2. 脈沖星風(fēng)云能量注入模型 |
| 2.2.1. 來自于拋射物的輻射 |
| 2.2.2. 來自于脈沖星風(fēng)云的輻射 |
| 2.3. 脈沖星風(fēng)云能量注入對(duì)千新星的影響 |
| 2.4. 暫現(xiàn)源AT 2017gfo的多波段擬合 |
| 2.5. 小結(jié) |
| 第三章 伽瑪暴噴流結(jié)構(gòu)的研究 |
| 3.1. GRB 170817A的瞬時(shí)輻射、余輝及結(jié)構(gòu)化噴流 |
| 3.1.1. GRB 170817A的瞬時(shí)輻射和余輝 |
| 3.1.2. 結(jié)構(gòu)化噴流簡(jiǎn)介 |
| 3.2. 結(jié)構(gòu)化噴流輻射的計(jì)算及余輝的多波段擬合 |
| 3.2.1. 結(jié)構(gòu)化噴流輻射的計(jì)算 |
| 3.2.2. GRB 170817A余輝的擬合 |
| 3.3. 噴流結(jié)構(gòu)化的起源 |
| 3.3.1. 噴流結(jié)構(gòu)產(chǎn)生的原因 |
| 3.3.2. 中微子主導(dǎo)吸積盤 |
| 3.4. 小結(jié) |
| 第四章 總結(jié)與展望 |
| 參考文獻(xiàn) |
| 致謝 |
| 碩士期間發(fā)表論文情況 |
（9）脈沖星計(jì)時(shí)數(shù)據(jù)的處理理論與方法研究（論文提綱范文）
| 摘要 |
| ABSTRACT |
| 第一章 緒論 |
| 1.1 研究背景與意義 |
| 1.2 脈沖星導(dǎo)航技術(shù)發(fā)展歷程 |
| 1.3 國(guó)內(nèi)外研究現(xiàn)狀 |
| 1.3.1 脈沖星計(jì)時(shí)觀測(cè)進(jìn)展 |
| 1.3.2 脈沖星信號(hào)處理方法研究現(xiàn)狀 |
| 1.3.3 脈沖星導(dǎo)航理論與方法研究現(xiàn)狀 |
| 1.4 本論文的章節(jié)安排 |
| 第二章 脈沖星星歷表參數(shù)確定精度分析 |
| 2.1 脈沖星基本性質(zhì) |
| 2.1.1 脈沖星簡(jiǎn)介 |
| 2.1.2 脈沖星的分類 |
| 2.1.3 脈沖星的輻射特性 |
| 2.1.4 脈沖星的自轉(zhuǎn)特性 |
| 2.2 導(dǎo)航脈沖星優(yōu)選及質(zhì)量評(píng)估 |
| 2.2.1 導(dǎo)航脈沖星的優(yōu)選 |
| 2.2.2 觀測(cè)精度分析 |
| 2.3 脈沖星星歷表參數(shù)測(cè)定精度分析 |
| 2.3.1 三種脈沖星星歷表參數(shù)測(cè)定技術(shù) |
| 2.3.2 空間X射線觀測(cè)確定脈沖星星歷表參數(shù)精度分析 |
| 2.3.3 地面射電觀測(cè)確定星歷表精度分析 |
| 2.4 本章小結(jié) |
| 第三章 脈沖星信號(hào)處理的相對(duì)論建模 |
| 3.1 脈沖星觀測(cè)的相對(duì)論建模過程 |
| 3.2 脈沖星信號(hào)傳播方程的推導(dǎo) |
| 3.2.1 幾何時(shí)延解析 |
| 3.2.2 二階后牛頓效應(yīng)下引力時(shí)延的推導(dǎo) |
| 3.2.3 時(shí)間尺度轉(zhuǎn)換效應(yīng) |
| 3.3 脈沖星觀測(cè)模型的推導(dǎo)及簡(jiǎn)化 |
| 3.3.1 完整的脈沖星觀測(cè)模型 |
| 3.3.2 觀測(cè)模型的各種效應(yīng)分析 |
| 3.3.3 模型簡(jiǎn)化及算例分析 |
| 3.4 本章小結(jié) |
| 第四章 導(dǎo)航脈沖星空間觀測(cè)數(shù)據(jù)處理與分析 |
| 4.1 XPNAV‐01星導(dǎo)航脈沖星觀測(cè)數(shù)據(jù)處理 |
| 4.1.1 XPNAV‐1衛(wèi)星基本情況 |
| 4.1.2 數(shù)據(jù)基本情況及處理方法 |
| 4.1.3 XPNAV‐01星數(shù)據(jù)處理及分析 |
| 4.2 慧眼HXMT衛(wèi)星導(dǎo)航脈沖星觀測(cè)數(shù)據(jù)處理 |
| 4.2.1 慧眼HXMT衛(wèi)星儀器介紹 |
| 4.2.2 觀測(cè)數(shù)據(jù)信息統(tǒng)計(jì) |
| 4.2.3 PSRJ0534+2200觀測(cè)數(shù)據(jù)的處理 |
| 4.2.4 PSRB1509‐58觀測(cè)數(shù)據(jù)的處理 |
| 4.3 本章小結(jié) |
| 第五章 導(dǎo)航脈沖星多源觀測(cè)數(shù)據(jù)的聯(lián)合處理 |
| 5.1 脈沖星聯(lián)合觀測(cè)及數(shù)據(jù)處理方法研究 |
| 5.1.1 脈沖星觀測(cè)設(shè)備 |
| 5.1.2 聯(lián)合觀測(cè)及處理過程 |
| 5.1.3 多頻觀測(cè)數(shù)據(jù)處理方法 |
| 5.2 導(dǎo)航脈沖星地面多臺(tái)站射電觀測(cè)及數(shù)據(jù)處理 |
| 5.3 CRAB脈沖星星地聯(lián)合觀測(cè)及數(shù)據(jù)處理 |
| 5.3.1 Crab脈沖星可見性分析 |
| 5.3.2 Crab地面射電聯(lián)合觀測(cè)數(shù)據(jù)處理 |
| 5.3.3 空間X射線聯(lián)合觀測(cè)數(shù)據(jù)處理 |
| 5.3.4 星地觀測(cè)數(shù)據(jù)聯(lián)合處理 |
| 5.4 本章小結(jié) |
| 第六章 X射線探測(cè)器性能測(cè)試方法研究 |
| 6.1 X射線探測(cè)器技術(shù) |
| 6.2 X射線探測(cè)器測(cè)試及處理方法研究 |
| 6.2.1 探測(cè)器測(cè)試方法研究 |
| 6.2.2 測(cè)試數(shù)據(jù)處理方法研究 |
| 6.3 X射線探測(cè)器的地面測(cè)試 |
| 6.3.1 X射線探測(cè)器及地面測(cè)試系統(tǒng) |
| 6.3.2 X射線探測(cè)器性能分析 |
| 6.4 X射線探測(cè)器有效面積在軌標(biāo)定方法 |
| 6.4.1 X射線探測(cè)器有效面積標(biāo)定方法研究 |
| 6.4.2 XPNAV‐1 衛(wèi)星聚焦型X射線探測(cè)器有效面積標(biāo)定 |
| 6.5 本章小結(jié) |
| 第七章 總結(jié)與展望 |
| 7.1 主要研究成果 |
| 7.2 不足與展望 |
| 致謝 |
| 參考文獻(xiàn) |
| 作者簡(jiǎn)歷 |
（10）X射線雙星回旋吸收線研究（論文提綱范文）
| 摘要 |
| ABSTRACT |
| 1. X射線雙星的介紹 |
| 1.1 X射線雙星 |
| 1.2 高質(zhì)量X射線雙星 |
| 1.2.1 HMXBs的形成與演化 |
| 1.2.2 HMXBs的分類 |
| 1.2.3 星風(fēng)吸積過程 |
| 1.3 Be/X射線雙星 |
| 1.3.1 光譜特征 |
| 1.3.2 恒星物質(zhì)盤 |
| 1.4 P_s-P_(orb)關(guān)系cobert圖 |
| 2. 中子星磁場(chǎng) |
| 2.1 中子星分類 |
| 2.1.1 旋轉(zhuǎn)供能脈沖星 |
| 2.1.2 吸積供能脈沖星 |
| 2.1.3 內(nèi)部供能脈沖星 |
| 2.2 中子星磁場(chǎng)測(cè)量 |
| 2.3 中子星磁場(chǎng)演化 |
| 2.3.1 雙星中的中子星磁場(chǎng)演化 |
| 2.3.2 孤立中子星磁場(chǎng)的演化 |
| 3. 回旋吸收線綜述 |
| 3.1 回旋吸收線的介紹 |
| 3.2 回旋吸收線的形成以及能譜擬合 |
| 3.3 最新研究進(jìn)展 |
| 3.3.1 回旋吸收線基頻和諧頻的關(guān)系 |
| 3.3.2 復(fù)雜的回旋吸收線形狀 |
| 3.3.3 光度的相關(guān)性 |
| 3.3.4 形態(tài)的相關(guān)性 |
| 3.3.5 脈沖相位作為幾何探測(cè)器的研究 |
| 3.3.6 回旋吸收線能量長(zhǎng)時(shí)標(biāo)的演化 |
| 4. 基于回旋吸收線測(cè)量的NS-HMXBs磁場(chǎng)強(qiáng)度與基于磁偶極模型測(cè)量的轉(zhuǎn)動(dòng)供能脈沖星磁場(chǎng)強(qiáng)度的對(duì)比研究 |
| 4.1 兩種磁場(chǎng)強(qiáng)度的對(duì)比研究 |
| 4.2 基于兩種方法測(cè)量方法得到的中子星磁場(chǎng)強(qiáng)度數(shù)據(jù) |
| 4.2.1 基于回旋吸收線測(cè)量NS-HMXBs的磁場(chǎng)強(qiáng)度 |
| 4.2.2 基于磁偶極模型測(cè)量轉(zhuǎn)動(dòng)供能的脈沖星磁場(chǎng)強(qiáng)度 |
| 4.3 數(shù)據(jù)分析 |
| 4.3.1 基于回旋吸收線測(cè)量NS-HMXBs的磁場(chǎng)強(qiáng)度與基于磁偶極模型測(cè)量的超新星遺跡脈沖星磁場(chǎng)強(qiáng)度的對(duì)比 |
| 4.3.2 基于回旋吸收線測(cè)量NS-HMXBs的磁場(chǎng)強(qiáng)度與基于磁偶極模型測(cè)量特征年齡小,射電能損率大的脈沖星進(jìn)行對(duì)比 |
| 4.4 小結(jié) |
| 5. Be-X射線脈沖星的演化研究 |
| 5.1 介紹 |
| 5.2 磁場(chǎng)-周期分布 |
| 5.2.1 自旋周期的分布 |
| 5.2.2 磁場(chǎng)強(qiáng)度的分布 |
| 5.3 磁場(chǎng)-周期演化 |
| 5.3.1 磁場(chǎng)的演化 |
| 5.3.2 自旋周期演化 |
| 5.3.3 磁場(chǎng)-自旋周期演化 |
| 5.4 小結(jié) |
| 6. 總結(jié)和展望 |
| 參考文獻(xiàn) |
| 附錄 |
| 1 Recyle模型 |
| 2 S-W檢驗(yàn) |
| 3 K-S檢驗(yàn) |
| 致謝 |
| 攻讀碩士學(xué)位期間主要研究成果 |
| 參加會(huì)議或培訓(xùn) |
四、Spectral Properties of Anomalous X-ray Pulsars（論文參考文獻(xiàn)）
- [1]內(nèi)部供能中子星研究[D]. 刁振琪. 貴州師范大學(xué), 2021(10)
- [2]快速射電暴和脈沖星的觀測(cè)與數(shù)據(jù)處理[D]. 湯振凡. 中國(guó)科學(xué)技術(shù)大學(xué), 2021(08)
- [3]基于自適應(yīng)濾波的光譜畸變誤差抑制方法[J]. 許俊,張偉,黃慶龍,陳曉. 上海航天(中英文), 2020(04)
- [4]X射線對(duì)伽瑪射線暴中心引擎的限制[D]. 沈俊. 廣西大學(xué), 2020(07)
- [5]深空天文自主導(dǎo)航技術(shù)發(fā)展綜述[J]. 張偉,許俊,黃慶龍,陳曉. 飛控與探測(cè), 2020(04)
- [6]LHAASO-WCDA實(shí)驗(yàn)GRB觀測(cè)及宇宙線傳播研究[D]. 喬冰強(qiáng). 中國(guó)科學(xué)技術(shù)大學(xué), 2020(01)
- [7]空間飛行器多源動(dòng)態(tài)天文導(dǎo)航方法研究[D]. 劉浪蜚. 哈爾濱工業(yè)大學(xué), 2020(01)
- [8]雙致密星并合相關(guān)電磁對(duì)應(yīng)體研究[D]. 任佳. 廣西大學(xué), 2020(03)
- [9]脈沖星計(jì)時(shí)數(shù)據(jù)的處理理論與方法研究[D]. 周慶勇. 戰(zhàn)略支援部隊(duì)信息工程大學(xué), 2020(01)
- [10]X射線雙星回旋吸收線研究[D]. 葉長(zhǎng)青. 貴州師范大學(xué), 2020(02)