一、脉冲星Geminga MeV脉冲辐射证据(英文)（论文文献综述）
屈进禄[1]（2020）在《探索高能X射线天空的慧眼卫星》文中研究表明由于地球大气的吸收,对天体的X射线观测只能在地球大气之上进行。慧眼就是我国发射的第一颗探索X射线天空的硬X射线调制天文望远镜卫星（以下简称慧眼卫星）,它于2017年6月15日成功发射。慧眼卫星具有能带宽（1～250千电子伏特,ke V）、时间分辨率高、死时间小以及几乎没有光子堆积效应的特点。使用慧眼卫星,
黄稚秋[2]（2020）在《宇宙线电子起源的研究》文中提出河内宇宙线的起源始终是天体物理方向的一个重要课题,其中电子/正电子的起源又是河内宇宙线起源这一课题的重要分支。由于同步辐射与逆康普顿散射,高能电子/正电子在传播过程中会快速地损失能量。因此,地球附近探测到的这些高能粒子必然是由邻近的源所产生的。对于宇宙线电子而言,普遍认为是由银河系内的超新星遗迹加速产生,而对于宇宙线正电子的起源则有许多不同的理论模型:作为初级粒子由邻近的脉冲星、暗物质湮灭等产生,或者作为次级粒子由初级宇宙线的强子过程产生。随着像PAMELA、AMS-02、HESS、DAMPE等最新实验数据的公布,在全电子谱以及正电子谱上都发现了许多全新的特征。其中最引人注目的特征之一是,相比于传统模型的预言,正电子比例在10 Ge V之上有个超出。这些延伸到极高能的高精度数据对宇宙线的传统认知提出了挑战,也为我们研究电子/正电子的起源提供了研究手段。同时,HAWC对Geminga和PSR B0656+14这两颗脉冲星周围弥散伽马辐射的观测发现,这两颗脉冲星周围存在慢扩散区域,其中的扩散系数比正常的ISM扩散系数小了两个量级。这一发现为研究宇宙线提供了全新的视角。我们的工作考虑了HAWC最新的观测结果,并尝试用天体物理起源来解释观测到的电子/正电子流量。在论文的第一章中,我们简单介绍了与宇宙线电子/正电子相关的背景知识,包括河内宇宙线的传统模型、探测宇宙线电子/正电子的实验和最新的观测数据,以及目前比较公认的解释电子/正电子起源的模型。在第二章中,我们基于HAWC最新的观测,假设了Vela X周围存在一个慢扩散区域,其外则是正常扩散系数的区域。我们发展了一种解析近似的方法来处理双区扩散问题,并使用HESS最新的电子流量数据来限制了Vela X周围的扩散系数。我们发现Vela X周围的扩散系数比ISM中的小两个量级。在第三章中,我们使用DRAGON程序研究了用宇宙线强子过程产生的次级粒子来解释所有正电子流量的可能性。我们发现,在拟合了最新的质子与反质子数据的情况下,相应的次级正电子因为冷却效应而无法解释AMS-02的观测,因而需要其他的源来产生初级正电子。第四章里,我们对Geminga和PSR B0656+14这两颗脉冲星考虑了双区扩散的模型。同过拟合Fermi-LAT得到的Ge V能段的上限以及HAWC观测得到的Te V能段的流量,我们研究了这两颗脉冲星解释正电子超的可能性。在最后一章中,我们进行了总结,并对以后的工作发展进行了展望。
陈占方[3]（2019）在《星系中同步辐射信号与暗物质湮灭信号的研究》文中进行了进一步梳理暗物质粒子的本质依然困扰着粒子物理学家们。关于暗物质性质的探测一直在继续。本文通过拟合射电能谱来限制暗物质粒子属性。第一章中,本章综述了暗物质存在的证据和近期暗物质间接探测的研究。第二章中,我们探讨暗物质子晕对暗物质湮灭信号的增强作用。我们通过拟合大区域范围内的M31射电数据来限制暗物质粒子属性。M31暗物质晕中包含了数目众多的子晕,子晕分布有望可观地增强暗物质湮灭信号。考虑到M31外围区域暗物质晕子结构的贡献,我们在射电波段对暗物质粒子的参数空间限制比在伽马波段得到的限制更严格。我们采用Markov Chain Monte-Carlo（MCMC）算法进行r<1 kpc、r<4 kpc和r<17.4 kpc三个不同区域的射电数据拟合。当假设可以达到伽马波段限制,我们拟合最佳磁场值为6.84μG和最佳γ为1.43。对于γ=1.43,这是一个中等的cuspy密度分布。第三章中,扣除宇宙线对射电信号贡献后,我们拟合LMC低频的射电能谱来限制暗物质粒子属性。理论计算LMC在1.4GHz处宇宙线贡献流量低于观测数据。我们通过经验公式得到不同频率的宇宙线流量。假设超出流量来自暗物质湮灭,我们采用双幂律拟合观测数据,得到暗物质湮灭在不同频率流量的幂律分布。通过扣除宇宙线对射电信号的贡献,进一步限制暗物质粒子的参数空间。且在低频处,暗物质粒子的射电限制比在伽马射线波段限制更为严格第四章中,我们简要地介绍近期的研究计划。
邓灿敏[4]（2019）在《关于快速射电暴起源的研究》文中认为快速射电暴是近些年新发现的极端射电爆发现象,他们的观测时标是ms量级,波段都在GHz左右,能量在1039erg左右,辐射的亮温度极高达1035K。观测上发现,有的快速射电暴会重复爆发,而有的并未观测到重复爆发。因此,快速射电暴可分为重复和非重复暴快速射电暴两类。多方面观测也表明,重复暴与非重复暴很可能有不同的物理起源。理论上,大量的模型被提出来分别解释重复快速射电暴和非重复快速射电暴。重复暴模型有年轻脉冲星的巨脉冲、年轻磁星的巨耀发、中子星吸积白矮星、中子星穿越小行星带、脉冲星磁层受扰动、活动星系核的活动等等。非重复暴模型有超质量的中子星塌缩成黑洞、双中子星并合、双白矮星并合、中子星和黑洞并合、双黑洞并合等等。我们研究了带电双黑洞绕转和并合时的电偶极辐射过程,并且发现如果是带有一定电量的MPBH～1028g的原初双黑洞并合,那么并合过程中产生的电偶极辐射,从频段、时标、能量、谱型等方面都与快速射电暴的观测相符。根据快速射电暴能量E～1039erg的要求,原初黑洞需要带有q～10-5的电荷量,其中q=Q/（?）GMPBH为无量纲化电荷量,Q为原初黑洞的电荷量。原初黑洞通过Wald机制或者吸积磁单极子,确实有可能可以带上q～10-5的电（磁）荷量。假设原初黑洞的带电量分布是幂律分布φ（q）（?）q-α,如果观测到的非重复快速射电暴是产生于带电原初双黑洞并合,那么对快速射电暴样本分析可以得到α=-3.0±0.1。假设所有非重复快速射电暴都由带电原初双黑洞并合产生,我们发现,要解释非重复快速射电暴的事件率,需要MPBH～1028g的原初黑洞的丰度仅为f～10-5,远低于当前天文观测限制的上限,其中f=ΩPBH/ΩM为原初黑洞总质量与宇宙总质量之比。因此,我们的原初双黑洞并合模型也可以解释快速射电暴的高事件率。需要指出,我们所研究的电偶极辐射适用于任何的带电双致密星系统,是双致密星系统并合过程中重要的引力波电磁对应体。虽然已经有大量的物理模型被提出,但由于宿主星系和对应体观测的缺失,目前还仍然不清楚快速射电暴的物理起源。因此,我们把目光转向从大样本数据分析,试图从数据中寻找快速射电暴物理起源的蛛丝马迹。我们基于Parkes和ASKAP的非重复快速射电暴样本,利用Lynden-Bell方法研究了非重复快速射电暴的能量分布和事件率随红移的演化。发现对于Parkes样本,能量函数可以用拐折幂律拟合,而ASKAP样本,能量函数可以用单幂律拟合。对Parkes样本的分析发现,一直至红移z～1.7都与恒星形成率大概符合上。但是,对ASKAP的样本分析却发现,直至红移z～0.7,事件率随红移的演化要比恒星形成率上升快得多。此外,基于Parkes样本,相应的探测阈值为2Jyms,我们得到了非重复快速射电暴的本地事件率为ρ（0）≌（3.2±0.3）× 104Gpc-3yr-1。而基于ASKAP样本,相应的探测阈值为51 Jyms,得到的本地事件率为ρρ（0）≌（4.6±0.3）× 103Gpc-3yr-1。我们认为,我们得到的结果,对于人们认识非重复快速射电暴的起源是一个积极的线索。
穆慧君[5]（2019）在《利用X射线耀发研究伽玛射线暴的中心引擎机制》文中研究说明伽玛射线暴（简称伽玛暴）是宇宙中最猛烈的爆发现象,根据其持续时间和硬度比,可以分为两类:长/软暴（起源于大质量恒星的坍缩）和短/硬暴（起源于双致密星的并合）。伽玛暴中心引擎通常认为可能是恒星级黑洞超吸积系统或者毫秒磁星。由于这两类中心引擎可以满足大多数的观测限制,很难直接从观测数据来区分出其中正确的一类。Swift/XRT开启了伽玛暴研究的新时代。X射线余辉中来自中心引擎活动产生的X射线耀发,可以揭示中心引擎的一些特征。本论文主要分为七个章节来阐述。第二章至第五章中,我们主要利用X射线耀发的观测特征来限制伽玛暴的中心引擎。第六章阐述了我们搜寻伴星为巨星的黑洞候选者的方法及结果。分别介绍如下:在第一章中,我们介绍了相关的背景知识。内容包括目前伽玛暴研究中存在的主要问题,中微子主导的吸积流作为伽玛暴的中心引擎,X射线耀发的分类和起源及黑洞双星。在第二章中,该工作主要关注7个有极晚期（爆发时间晚于104秒）X射线耀发的伽玛暴,其中两个耀发来自于中心引擎的活动,我们在内耗散起源的假设下研究了这些极晚期耀发的中心引擎。在黑洞超吸积的框架下,我们进一步研究了两种目前比较公认的产生耀发的机制:中微湮灭机制和Blandford-Znajek机制。我们的分析结果显示,湮灭的光度要远低于观测结果,因此不能用中微子湮灭机制来解释这些耀发。对于BZ机制,如果考虑了外流的影响,质量的内流率就会很低,以至于磁场无法得到有效堆积,进而无法解释观测到的X射线耀发。我们认为,对于中心引擎起源的极晚期耀发,其中心引擎不大可能是黑洞吸积系统,而可能是快速旋转的强磁场中子星系统。在第三章中,我们认为具有中心引擎起源的明亮X射线耀发的短暴,它们的中心引擎可能是黑洞-中子星并合。因为黑洞-中子星并合具有更多的回落物质,因此能产生比双中子星并合更大质量的吸积盘。通过系统搜寻Swift/XRT的观测数据,我们筛选出了49个短暴。发现其中有3个短暴有明亮的X射线耀,并且其中两个短暴的3个明亮耀发来自于中心引擎的活动。我们认为这两个短暴起源于黑洞-中子星并合而非双中子星并合。未来的advanced LIGO和Virgo等引力波探测器,可以帮助检验这种中心引擎驱动的明亮X射线耀发和黑洞-中子星并合事件之间的联系。在第四章中,我们比较了明亮X射线耀发在有观测到超新星成协和没有观测到超新星成协的两类z<1伽玛暴样本中的发生率。我们发现具有早期Swift/XRT后续观测并与超新星成协的18个伽玛暴（定义为样本Ⅰ）中,只有两个源有明亮的X射线耀发。为了比较,我们定义了样本Ⅱ:有早期的Swift/XRT的后续观测且红移小于1,同时没有观测到到超新星成协的长暴,该样本中有45个暴,其中16个源有明亮的X射线耀发。统计结果表明,样本Ⅰ中明亮的X射线耀发的发生率（11.1%）要低于样本Ⅱ（35.6%）。此外,如果把暗弱的X射线振荡也考虑为耀发,那么,样本Ⅰ和样本Ⅱ中耀发的发生率分别为16.7%和55.6%,统计结果再次表明了两个样本中耀发的发生率有着明显的差异。我们检验了这些明亮耀发的物理起源,发现绝大多数可能和中心引擎的活动有关。为了解释这个差别,我们认为伽玛暴-超新星成协的样本中耀发的发生率显着偏低的现象可能和大质量恒星坍缩的能量预算有关,也许暗示着爆发总能量在伽玛暴、超新星和X射线耀发之间有不同分配。在第五章中,我们分析了Swift/XRT观测到的29个明亮X射线耀发快速下降段的时间分辨谱,并且用曲率效应模型拟合了它们的光变曲线和谱指数的演化。我们的结果显示,曲率效应模型可以很好的解释观测到的快速下降流量和能谱指数的演化,并且特征时标（tc）变化的范围是23～264秒。我们用峰值光度和洛伦兹因子之间的经验关系,得到了耀发的洛伦兹因子:ΓX=17～87,中值是52,比火球的初始洛伦兹因子要小。根据得到的特征时标和洛伦兹因子,我们限制了 13个源的辐射区位置RX=（0.2～1.1）× 1016cm,比耀发峰值时刻余辉火球的半径要小。我们对于已知初始洛伦兹因子的伽玛暴样本,给出了从瞬时γ辐射到X射线辐射的长时标演化特征:Γ ∞[tp/（1+z）]0.69±0.06,这个结果揭示了中心引擎的伽玛暴中心引擎的长时标演化。最后,我们也给出了快速下降段流量和能谱演化的解析式。在第六章中,我们提出用光谱观测的方法来搜寻伴星为巨星的恒星级质量黑洞候选者。利用LAMOST释放的第六批数据,我们得到了一个伴星为巨星的双星样本,该样本包含了7个视向速度变化大于80 km/s的巨星。根据LAMOST释放的有效温度、表面重力加速度和金属丰度,以及Gaia测定的源的视差,我们可以估算样本中巨星的半径和质量,因此能进一步得到双星系统中另外一颗光学不可见星的质量。我们的结果显示,样本中的源可能都是黑洞候选者,它们值得后续的光谱观测来进行动力学证认。我们这种方法对于搜寻轨道周期未知的双星系统中的黑洞候选者非常有效。在最后一章,我们对接下来的工作做了进一步的展望。
汪卫华[6]（2019）在《中子星暂现现象中的非平衡行为及中子星物理》文中研究指明中子星是天体物理研究中非常重要的研究对象,从发现至今已有50多年,在这期间,中子星研究取得了丰硕的成果。人们对中子星分类、中子星热演化、中子星最大质量、中子星半径以及转动惯量等宏观性质已经有相当丰富的了解,但是依靠这些包含多个因素共同影响的观测结果限制得到的状态方程对我们了解中子星内部物理性质的作用有限,研究中子星对暂现现象的响应有可能是另一条比较好的路径。低质量X射线双星（LMXB）中的吸积中子星发生I型X射线暴和脉冲星发生glitch现象（旋转频率跳变）都是典型的暂现现象,且发生比较频繁,样本比较丰富。利用对I型X射线暴宁静期冷却曲线的拟合以及某些比较强烈的X射线爆发导致光球半径膨胀（PRE）等现象可以用来限制中子星的质量和半径,此外,中子星在宁静期通过壳层辐射冷却降温,光谱近似为黑体谱,拟合该冷却曲线可限制壳层的热传递性质。主流理论认为glitch现象是壳层超流突然脱耦转移角动量给正常物质导致的（发生大glitch时核心超流也有可能参与）,因此壳层超流成分的转动惯量可限制中子星的质量半径关系。有研究认为发生I型X射线暴的吸积中子星壳层Urca反应中微子辐射远比零温时要强烈,那么中微子辐射的存在就会影响利用其冷却曲线限制的热传递性质等。我们探索了吸积压缩引起的非平衡对中微子辐射率的影响,发现吸积压缩下壳层Urca反应将处于稍微偏离化学平衡的状态,多数Urca pair净冷却率将稍微增大。此外,运用非平衡破坏超流中子Cooper pair的图像,我们从动力学上解释了Crab脉冲星独有的发生glitch之后旋转频率缓慢上升的现象,该图像可将短时标的delayed spin-up 现象与长时标的自 转减速率增加这两种现象联系起来。与此同时,我们也对 Crab 脉冲星的post-glitch演化中的观测量做了统计和理论解释。多个观测事件联合可用于限制中子星核心三态超流的gap能隙、中子星内部正常中子和超流中子的转速差以及核心状态方程的多方指数等,这有可能为我们研究中子星内部物理打开了一扇新的窗户。
立立,特木尔巴根,白嘎啦,刘广洲[7]（2018）在《包含暗物质的强子夸克混合星》文中指出研究了含有暗物质的夸克核心混合星的观测属性。用相对论平均场理论和有效质量口袋模型分别描述夸克核心的混合星物质内强子相和夸克相,用Gibbs相平衡条件描述强子-夸克混合相,研究了由于包含强、弱相互作用的费米子暗物质对混合星质量、半径、引力红移、自转频率和转动惯量等整体观测属性的影响。结果表明,在强、弱相互作用下,暗物质粒子质量大于等于0.5 GeV时暗物质会使混合星的状态方程比无暗物质时有一定软化,相应的混合星最大质量减少。当调节暗物质粒子质量研究表明,随着暗物质粒子质量的增大,夸克核心的混合星物质的状态方程变软,混合星的质量、半径变小,并且引力红移、自转频率和转动惯量等整体观测属性也明显依赖于暗物质粒子的质量。当暗物质粒子质量0.1 GeV时,包含强、弱作用暗物质的混合星质量达到2.0 M⊙和2.8 M⊙（其中M⊙为太阳质量）,说明大质量脉冲星PSR J1859-0131和J1931-01可能是包含小质量暗粒子暗物质的强子夸克的混合星。整体观测属性的计算结果均在中子星的天文观察数据范围内,也说明强子夸克的混合星内可能包含暗物质。
林朝阳[8]（2018）在《三种伽玛暴中心引擎模型的引力波比较》文中研究说明伽玛暴是20世纪70年代偶然被发现的,它是伽玛射线辐射在短时间内剧增的一种瞬变天文现象。自发现以来,伽玛暴一直是天文学界活跃的研究领域,天文学家们确信伽玛暴是宇宙学距离上的事件。围绕伽玛暴有两个核心难题:一个是伽玛暴的辐射机制问题,即伽玛暴是如何将能量转变为各波段辐射的,另一个是伽玛暴的中心能源机制问题,即伽玛暴前身星的本质以及它为什么能释放出如此巨大的能量（即“中心引擎”）。对于第一个问题,天文学家的主流看法是用“火球-激波模型”来解释,而对于第二个问题,通常认为,长暴起源于大质量恒星的坍缩,短暴起源于致密星并合（双中子星并合或黑洞-中子星并合）。对于伽玛暴的中心引擎目前主要存在三种模型,即中微子主导吸积流（NDAF）、Blandford-Znajek机制（BZ机制）和磁星,这三种模型对于解释不同的伽玛暴有不同的能力,如何分辨一个伽玛暴究竟由哪种中心引擎驱动是我们研究的对象。本文更加精确地计算了伽玛暴发出的引力波的强度和功率,并且,我们提出:可以通过观测伽玛暴发出的引力波来判断该伽玛暴的中心引擎可能是哪种类型。本文的第一章至第三章中,介绍了与伽玛暴、引力波等内容相关的基本的背景物理知识:第一章介绍了伽玛暴,阐述了它的观测史、性质,介绍了关于伽玛暴的两个核心难题:辐射机制问题和中心能源机制问题,指出辐射机制问题能用“火球-激波模型”解释。此外,还介绍了伽玛暴的前身星。第二章介绍了黑洞吸积盘理论,具体阐述了黑洞的理论研究史、性质、形成过程、结构、分类和观测证据,还有吸积盘的概念和种类;以及三种本文中需要区分的伽玛暴中心引擎模型:NDAF、BZ机制和磁星。第三章介绍了引力波天文学的相关知识,具体阐述了引力波的研究历史、性质、产生方法、探测方法、引力波探测器和引力波发现史等。第四章和第五章则介绍了我们的科研成果:第四章中,我们更加精确地计算了 NDAF发出的引力波,计算了引力波应变h与黑洞自旋a*、吸积率m和距离D的关系,并计算了引力波发出的四极功率Pquad。这对于未来所进行的引力波探测具有一定意义。第五章中,我们将NDAF发出的引力波与BZ机制、磁星产生的引力波做了比较,提出了一种用引力波来区分伽玛暴中心引擎的方法,给出了aLIGO和ET下三种模型的探测距离。我们的结论是,引力波可以用来区分伽玛暴的这三种中心引擎模型。最后,我们简要展望了未来的研究计划。
李龙彪[9]（2018）在《快速射电暴：统计性质分析及其物理起源》文中提出快速射电暴是近几年观测到的一种神秘的射电波段短暂出现的高能天体物理爆发现象。自从2007年第一个快速射电暴被发现之后,至今共有32个非重复快速射电暴和1个重复暴（FRB 121102）被探测到。它们的持续时间一般为若干毫秒,大部分峰值流量密度可达到央斯基量级。快速射电暴的脉冲形状一般表现为单脉冲轮廓,不同频率的脉冲观测宽度满足Wobs∝v-4,其射电信号的到达时间延迟随频率的平方成反比,即△∝v-2。大部分快速射电暴有着较高的色散量,通常比银河系内自由电子所贡献的色散量高出约10—20倍。如此高的色散量被认为主要是星系际介质中自由电子所导致的。同时,目前观测到的快速射电暴通常分布在较高的银纬位置。这些观测特征使人们倾向于相信快速射电暴是河外,甚至是宇宙学起源。由于射电望远镜的定位精度较差,以及非重复暴的实时观测较难实现等原因,其他多波段探测器难以及时响应,因此,非重复暴的多波段对应体一直未能成功观测到。幸运的是,重复暴FRB 121102的重复爆发使得人们可以多次重复观测同一天区,成功将定位精度提高到亚角秒量级并观测到了其射电持续源,为宿主星系的证认和红移的精确测定提供了条件,确认了该暴的宇宙学起源。如果所有快速射电暴都是宇宙学起源,那么根据经验关系所估算的红移范围为0.5≤z ≤2.0,所对应的光度为LFRB～1042—1043ergs-1。这么巨大的能量和光度,使之有望成为研究宇宙学的一个有力工具,如检验爱因斯坦等效原理和光子质量质量非零假设,测量宇宙中的电子密度等。快速射电暴的高辐射强度对应了极高的亮温度（1035 K）,其辐射机制应是相干机制。而快速射电暴的毫秒时标说明其天体源应该是致密天体。至今,快速射电暴的物理本质尚不清楚。和伽玛射线暴早期研究类似,人们根据现有的观测证据提出了许多的理论模型。根据辐射区域和中心天体之间距离的不同,这些理论模型大体上可以分为两类:一类是辐射区域在天体源的磁层以内,另一类理论模型的辐射区域则在距离天体源较远距离处的外流体中。在一些可能的前身星模型中,如致密双星的碰撞并合等,人们预言快速射电暴的爆发可能会伴随着伽玛射线暴和引力波辐射。在已有的观测数据中,人们发现FRB 110314存在一个可能的伽玛波段的对应体,其所释放的各向同性能量高达5 ×1051 erg。最近,人们观测到了来自双中子星并合事件的引力波信号,同时观测到与引力波成协的短伽玛射线暴,确认了短伽玛射线暴的双中子星并合起源,开启了引力波多波段、多信使天文学时代。本论文总结了快速射电暴的观测概况,简要介绍了可能与之成协的伽玛射线暴和引力波,对快速射电暴的物理性质进行了统计分析,提出了快速射电暴相关理论模型。本论文的具体组成如下:第一章是对快速射电暴领域的简要综述,介绍了快速射电暴的观测进展,前身星物理模型,以及其在天体物理领域中的应用等。第二章中,我们介绍可能与快速射电暴信号伴随的伽玛射线暴和引力波,内容包括伽玛射线暴瞬时辐射及其余辉,标准火球模型的简要描述,以及引力波的观测等。在第三章中,我们主要介绍了伽玛射线暴和快速射线暴的主要辐射机制,即同步辐射和相干辐射。目前同步辐射的物理机制研究已经比较成熟,但对相干辐射的许多问题尚不能很好的解释。相干辐射的提出最初是为了解释射电脉冲星的脉冲辐射,一般认为主要是两种机制,天线机制和脉泽机制。第四章中,我们对快速射电暴的物理性质进行了统计分析,并利用观测流量首次构建了不依赖于红移的强度分布函数。同时,我们还利用该强度分布函数,预测了500米口径球面射电望远镜（FAST）对快速射电暴的探测率。第五章中,我们提出了快速射电暴的相关物理理论模型,认为产生于黑洞吸积盘附近磁流绳系统中的间断型磁泡之间的相互碰撞可以产生非重复快速射电暴。该物理模型可以很好的解释快速射电暴的观测特征,如爆发时所释放的能量、观测特征频率和脉冲时标等。同时,我们估算了该物理模型自身所贡献的色散量,相对于快速射电暴的总色散量,其自身所贡献的色散量可以忽略不计。最后,我们在第六章中做了简单的总结和展望,列举了目前快速射电暴领域中存在的问题,总结了我们的工作对现有研究的贡献,提出了自己的一些看法,同时展望了未来对快速射电暴和短伽玛射线暴的观测和理论研究重点,以及自己未来工作的研究方向。
林巍莉[10]（2018）在《短伽玛暴的余辉辐射和快速射电暴的环境磁场》文中进行了进一步梳理伽玛射线暴（简称伽玛暴）是一类短时标增亮的伽玛射线闪,是迄今为止观测到的最剧烈的高能爆发现象。从上世纪60年代Vela卫星无意中发现伽玛暴以来,伽玛暴始终是天体物理领域的研究热点之一。一方面,伽玛暴的相关物理过程仍有待解决,如喷流的起源、伽玛暴的中心引擎、瞬时辐射的产生机制。另一方面,多信使（电磁辐射、中微子、引力波等）天文时代的到来为人们提供了更多的可能来了解极端高能条件下的物理过程。伽玛暴根据持续时间分布可为长暴（>2s）和短暴（<2s）。与超新星爆发成协的证据支持长暴起源于大质量恒星的坍缩。而短暴一般被认为是双致密星并合的产物。双中子星并合或黑洞-中子星并合会抛出富中子物质;这些物质通过快中子俘获过程合成大量不稳定重核,然后衰变加热抛射物,产生kilonova。陆续发现的多个与伽玛暴成协的kilonova候选体,为双致密星的起源提供了间接的证据。2017年,advanced LIGO/Virgo联合观测到第一个双中子星并合引力波信号GW170817。这个引力波源与短伽玛暴GRB 170817A成协直接证明,至少部分短暴起源于双中子星并合。伽玛暴的中心天体一般是中子星或恒星级黑洞。我们可以根据瞬时辐射及其余辉的光变特征推断其中心引擎的性质。例如,当光变曲线中呈现出延展辐射、X射线波段的平台或耀发时,中心可能是磁星。本文主要介绍短伽玛暴余辉中的多成分辐射及快速射电暴的环境磁场。第一章介绍短伽玛暴及余辉的研究背景,包含三个小节。第一节关于伽玛暴及其余辉的观测特征与经典理论。我们在第二节介绍了 kilonova的相关研究,包含快中子俘获的研究背景、kilonova模型、还有磁星风注入的merger-nova模型。第三节,我们关注第一个双中子星并合引力波事件GW170817的引力波和电磁观测,及其相关理论研究。其中非常重要的观测是发现双中子星并合、短伽玛暴和kilonova的成协。Merger-nova模型假设当双中子星并合的产物是毫秒磁星时,并合抛射物由玻印亭流星风加速。而蟹状星云的观测表明,最初由玻印亭流主导的磁星风将演化成正负电子对主导的相对论性流体。这样,轻子与周围物质相互作用时,产生脉冲星风云。因此,第二章从星云观测谈起,然后介绍脉冲星风云模型在伽玛暴喷流和双中子星并合中的应用。当磁星风注入伽玛暴喷流,星云反向激波辐射可以解释伽玛暴后一天左右出现的X射线鼓包。当磁星风注入双中子星并合抛射物时,可以产生光学与X射线波段的增亮;其中,光学增亮来自于富中子抛射物的热辐射,X射线耀发则是星云反向激波的同步辐射。第三章简述了快速射电暴的观测与研究,部分起源理论支持快速射电暴与伽玛暴及引力波事件成协;我们还介绍了估算快速射电暴环境磁场的方法,为研究其物理起源和宿主星系性质打开了新的窗口。最后一章是本文的总结与展望。
二、脉冲星Geminga MeV脉冲辐射证据(英文)（论文开题报告）
（1）论文研究背景及目的
此处内容要求：
首先简单简介论文所研究问题的基本概念和背景，再而简单明了地指出论文所要研究解决的具体问题，并提出你的论文准备的观点或解决方法。
写法范例：
本文主要提出一款精简64位RISC处理器存储管理单元结构并详细分析其设计过程。在该MMU结构中,TLB采用叁个分离的TLB,TLB采用基于内容查找的相联存储器并行查找,支持粗粒度为64KB和细粒度为4KB两种页面大小,采用多级分层页表结构映射地址空间,并详细论述了四级页表转换过程,TLB结构组织等。该MMU结构将作为该处理器存储系统实现的一个重要组成部分。
（2）本文研究方法
调查法：该方法是有目的、有系统的搜集有关研究对象的具体信息。
观察法：用自己的感官和辅助工具直接观察研究对象从而得到有关信息。
实验法：通过主支变革、控制研究对象来发现与确认事物间的因果关系。
文献研究法：通过调查文献来获得资料，从而全面的、正确的了解掌握研究方法。
实证研究法：依据现有的科学理论和实践的需要提出设计。
定性分析法：对研究对象进行“质”的方面的研究，这个方法需要计算的数据较少。
定量分析法：通过具体的数字，使人们对研究对象的认识进一步精确化。
跨学科研究法：运用多学科的理论、方法和成果从整体上对某一课题进行研究。
功能分析法：这是社会科学用来分析社会现象的一种方法，从某一功能出发研究多个方面的影响。
模拟法：通过创设一个与原型相似的模型来间接研究原型某种特性的一种形容方法。
三、脉冲星Geminga MeV脉冲辐射证据(英文)（论文提纲范文）
（1）探索高能X射线天空的慧眼卫星（论文提纲范文）
| 一、对宇宙暂现暴发现象的研究 |
| 1. 引力波伽玛暴 |
| 2. 快速射电暴 |
| 二、X射线双星的研究 |
| 1. 黑洞准周期振荡的研究 |
| 2. 中子星X射线双星的研究 |
| 3. 吸积脉冲星的研究 |
| 三、脉冲星导航 |
| 小结 |
（2）宇宙线电子起源的研究（论文提纲范文）
| 摘要 |
| Abstract |
| 第一章 河内宇宙线电子/正电子的基本介绍 |
| 1.1 宇宙线电子/正电子的探测历史 |
| 1.1.1 气球试验 |
| 1.1.2 卫星和国际空间站(ISS)实验 |
| 1.1.3 地面探测试验 |
| 1.2 河内宇宙线的最新观测 |
| 1.2.1 初级原子核 |
| 1.2.2 初级电子 |
| 1.2.3 正电子与反质子 |
| 1.2.4 河内宇宙线的各向异性 |
| 1.3 对于河内宇宙线的传统认识 |
| 1.3.1 宇宙线的能量由银盘上的超新星爆发提供 |
| 1.3.2 宇宙线以扩散的方式束缚在银晕中 |
| 1.3.3 宇宙线由超新星遗迹中的激波加速 |
| 1.3.4 用来自超新星遗迹的高能伽马射线检验宇宙线起源 |
| 1.4 河内电子/正电子的起源模型 |
| 1.4.1 脉冲星 |
| 1.4.2 强子过程 |
| 1.4.3 暗物质湮灭/衰变 |
| 1.5 研究宇宙线电子/正电子的意义 |
| 第二章 Vela X周围存在慢扩散区域:通过HESS对于高能电子的探测得到的限制 |
| 2.1 简介 |
| 2.2 单区扩散 |
| 2.3 双区扩散模型 |
| 2.4 总结 |
| 2.5 附录 |
| 第三章 通过AMS-02的最新数据来检验宇宙线正电子的次级起源 |
| 3.1 简介 |
| 3.2 模型 |
| 3.2.1 拟合质子谱 |
| 3.2.2 计算次级粒子流量 |
| 3.2.3 计算结果 |
| 3.2.4 讨论与结论 |
| 第四章 通过延展脉冲星风云GeV波段的观测来限制宇宙线正电子超的脉冲星解释 |
| 4.1 简介 |
| 4.2 空间变化的扩散系数 |
| 4.3 对地球附近正电子流量的影响 |
| 4.3.1 电子/正电子流量的计算 |
| 4.3.2 单区扩散 |
| 4.3.3 双区扩散 |
| 4.4 一些参数的影响 |
| 4.4.1 内区的扩散系数D1随能量的依赖关系 |
| 4.4.2 自转减速时标τ |
| 4.4.3 PSRB0656+14贡献的正电子流量 |
| 4.5 总结 |
| 第五章 总结与展望 |
| 参考文献 |
| 发表论文与科研成果 |
| 致谢 |
（3）星系中同步辐射信号与暗物质湮灭信号的研究（论文提纲范文）
| 摘要 |
| 英文摘要 |
| 第一章 简介 |
| 1.1 暗物质存在的证据 |
| 1.2 暗物质粒子候选者 |
| 1.2.1 WIMPs |
| 1.2.2 超重暗物质粒子 |
| 1.2.3 惰性中微子 |
| 1.3 暗物质探测 |
| 1.4 暗物质分布 |
| 1.4.1 暗物质晕密度分布 |
| 1.4.2 子晕密度分布 |
| 1.5 多波段探测暗物质湮灭产物 |
| 1.5.1 伽马波段探测暗物质湮灭产物 |
| 1.5.1.1 矮星系 |
| 1.5.1.2 银河系中心伽马射线超 |
| 1.5.2 射电波段探测暗物质湮灭产物 |
| 1.5.2.1 银河系中心 |
| 1.5.2.2 WMAP/Planck Haze |
| 1.5.2.3 矮星系 |
| 1.5.2.4 星系团 |
| 1.5.3 X射线探测暗物质湮灭产物 |
| 1.5.3.1 矮星系 |
| 1.5.3.2 星系团 |
| 1.5.3.3 惰性中微子辐射X射线单能谱线 |
| 1.6 暗物质湮灭产生射电辐射 |
| 1.6.1 暗物质的湮灭的源函数 |
| 1.6.2 湮灭产物的空间扩散 |
| 1.6.3 同步辐射 |
| 1.6.4 磁场 |
| 1.6.5 吸收 |
| 1.7 宇宙线 |
| 1.8 本章小结 |
| 第二章 M31同步辐射信号与暗物质晕子结构 |
| 2.1 M31伽马射线超 |
| 2.2 拟合M31的射电能谱限制暗物质参数空间 |
| 2.3 电子能谱 |
| 2.4 子晕的增强效应 |
| 2.5 湮灭截面上限 |
| 2.6 MCMC拟合 |
| 2.7 模型的不足 |
| 2.8 本章小结 |
| 第三章 大麦哲伦云中同步辐射信号与暗物质湮灭信号 |
| 3.1 大麦哲伦云 |
| 3.2 大麦哲伦云的暗物质密度分布 |
| 3.3 LMC的射电辐射 |
| 3.4 湮灭截面上限 |
| 3.5 模型的不足 |
| 3.6 本章小结 |
| 第四章 研究展望 |
| 4.1 研究M31星系中心毫秒脉冲星的分布和能谱特征 |
| 参考文献 |
| 致谢 |
（4）关于快速射电暴起源的研究（论文提纲范文）
| 摘要 |
| abstract |
| 第1章 快速射电暴的观测 |
| 1.1 快速射电暴的发现 |
| 1.2 快速射电暴的观测性质 |
| 1.2.1 快速射电暴的时标 |
| 1.2.2 快速射电暴的频段和能谱 |
| 1.2.3 快速射电暴的能量和光度 |
| 1.2.4 快速射电暴的偏振 |
| 1.2.5 快速射电暴的宿主星系及对应体 |
| 1.3 快速射电暴的分类:重复与非重复 |
| 第2章 快速射电暴的理论研究 |
| 2.1 快速射电暴的辐射机制——相干辐射 |
| 2.1.1 相干曲率辐射 |
| 2.1.2 脉泽辐射 |
| 2.2 快速射电暴的物理模型 |
| 2.2.1 重复暴模型 |
| 2.2.2 非重复暴模型 |
| 第3章 原初双黑洞并合产生快速射电暴 |
| 3.1 引言 |
| 3.2 带电双黑洞系统的电偶极辐射 |
| 3.3 在快速射电暴中的应用 |
| 3.4 快速射电暴事件率与原初黑洞丰度 |
| 3.5 黑洞带电机制 |
| 3.6 小结 |
| 3.7 延伸讨论 |
| 第4章 快速射电暴的能量分布和爆发率的宇宙学演化 |
| 4.1 引言 |
| 4.2 样本选择 |
| 4.3 能量分布函数和事件率随红移的演化 |
| 4.4 小结和讨论 |
| 第5章 总结与展望 |
| 参考文献 |
| 致谢 |
| 在读期间发表的学术论文与取得的研究成果 |
（5）利用X射线耀发研究伽玛射线暴的中心引擎机制（论文提纲范文）
| 摘要 |
| 英文摘要 |
| 第一章 简介 |
| 1.1 伽玛射线暴 |
| 1.2 伽玛暴研究中的主要问题 |
| 1.2.1 分类 |
| 1.2.2 前身星 |
| 1.2.3 中心引擎 |
| 1.2.4 能量耗散 |
| 1.2.5 辐射机制 |
| 1.2.6 中心引擎长时标活动 |
| 1.3 伽玛暴的中心引擎:中微子主导的吸积流 |
| 1.3.1 中微子光度和湮灭光度 |
| 1.3.2 磁化的NDAFs |
| 1.3.2.1 磁化的黑洞-NDAFs |
| 1.3.2.2 NS-NDAF系统 |
| 1.4 X射线耀发 |
| 1.4.1 X射线耀发的观测特征 |
| 1.4.2 X射线耀发的物理起源 |
| 1.5 黑洞X射线双星 |
| 1.5.1 黑洞双星及其候选体 |
| 1.5.2 黑洞双星的X射线观测 |
| 1.5.3 黑洞双星的谱态 |
| 1.5.4 巡天数据对黑洞候选体的搜寻 |
| 1.5.5 郭守敬望远镜 |
| 1.6 本文结构 |
| 第二章 内耗散机制下晚期X射线耀发的中心引擎 |
| 2.1 引言 |
| 2.2 样本选择和数据分析 |
| 2.2.1 光变曲线的拟合 |
| 2.2.2 各向同性光度和能量 |
| 2.3 中心引擎机制 |
| 2.3.1 中微子湮灭 |
| 2.3.2 Blandford-Znajek过程 |
| 2.3.3 强磁场中子星 |
| 2.4 总结和讨论 |
| 第三章 短伽玛射线暴中心引擎驱动的明亮X射线耀发:暗示着黑洞-中子星并合 |
| 3.1 引言 |
| 3.2 数据分析和物理起源 |
| 3.3 X射线耀发的吸积质量 |
| 3.4 双中子星并合和黑洞-中子星并合的比较 |
| 3.5 总结和讨论 |
| 4.1 引言 |
| 4.2 样本选择 |
| 4.3 拟合过程 |
| 4.4 明亮X射线耀发的发生率和物理起源 |
| 4.5 总结和讨论 |
| 4.6 附录 |
| 第五章 X射线耀发的洛伦兹因子和辐射区位置 |
| 5.1 引言 |
| 5.2 样本和数据分析 |
| 5.3 利用曲率效应模型分析快速下降段 |
| 5.4 X射线耀发的洛伦兹因子和辐射区位置 |
| 5.5 讨论和总结 |
| 5.6 曲率效应中快速下降段的流量演化 |
| 5.7 曲率效应中快速下降段的能谱演化 |
| 5.8 附录 |
| 第六章 用LAMOST数据搜寻伴星为巨星的黑洞候选者的方法 |
| 6.1 引言 |
| 6.2 方法 |
| 6.3 样本选择和分析 |
| 6.4 黑洞候选体 |
| 6.5 总结和讨论 |
| 第七章 研究展望 |
| 7.1 伽玛暴-超新星成协系统的进一步分析 |
| 7.2 X射线耀发的进一步统计研究 |
| 7.3 搜寻致密星候选体黑洞 |
| 7.3.1 光学可见伴星为K/M矮星的致密星系统 |
| 7.3.2 从APOGEE的数据库中搜寻伴星为巨星的致密星候选体 |
| 参考文献 |
| 发表的文章列表 |
| 致谢 |
（6）中子星暂现现象中的非平衡行为及中子星物理（论文提纲范文）
| 中文摘要 |
| 英文摘要 |
| 第一章 引言 |
| 1.1 中子星简介 |
| 1.1.1 中子星概述 |
| 1.1.2 中子星基本结构 |
| 1.2 中子星分类与LMXB中的X射线爆发 |
| 1.2.1 Ⅰ型X射线暴(Type Ⅰ X-ray burst) |
| 1.2.2 Ⅱ型X射线暴(Type Ⅱ X-ray burst) |
| 1.2.3 超暴(Superburst) |
| 1.3 中子超流简介 |
| 1.4 脉冲星Glitch研究简介 |
| 1.5 中子星非平衡行为 |
| 1.6 本文结构与创新点 |
| 第二章 吸积中子星与深壳层加热 |
| 2.1 引言 |
| 2.2 深壳层加热 |
| 2.3 小结与讨论 |
| 第三章 中子星中微子辐射与壳层Urca反应 |
| 3.1 引言 |
| 3.2 中子星壳层中微子辐射 |
| 3.3 吸积中子星壳层强Urca反应 |
| 3.4 壳层偏离平衡的Urca反应 |
| 3.4.1 壳层Urca反应和中微子辐射率 |
| 3.4.2 吸积导致的非平衡与净中微子辐射率 |
| 3.5 小结与讨论 |
| 第四章 中子星内部偏离平衡Urca反应的递推关系及其推广 |
| 4.1 引言 |
| 4.2 FR relation的证明 |
| 4.3 FR relation推广到壳层Urca反应及其应用 |
| 4.4 小结与讨论 |
| 第五章 Cooper pair破坏与Crab脉冲星post-glitch演化 |
| 5.1 引言 |
| 5.2 Crab delayed spin-up和persistent shift观测量统计与分析 |
| 5.3 年轻中子星核心Cooper pair破坏与Crab post-glitch的反常 |
| 5.4 用Crab delayed spin-up和persistent shift探究中子星内部物理 |
| 5.5 小结与讨论 |
| 第六章 总结与展望 |
| 附录A 费米积分的解析形式 |
| 附录B 费米积分递推关系的一般性证明 |
| 参考文献 |
| 发表论文列表 |
| 致谢 |
（8）三种伽玛暴中心引擎模型的引力波比较（论文提纲范文）
| 摘要 |
| 英文摘要 |
| 第一章 伽玛射线暴 |
| 1.1 伽玛射线暴的发现和研究简史 |
| 1.1.1 发现 |
| 1.1.2 伽玛暴研究简史 |
| 1.2 伽玛射线暴的特征 |
| 1.2.1 分类 |
| 1.2.2 光变曲线 |
| 1.2.3 持续时间 |
| 1.2.4 能谱 |
| 1.2.5 空间分布 |
| 1.2.6 余辉辐射 |
| 1.2.7 X射线耀发 |
| 1.3 伽玛暴的理论研究 |
| 1.3.1 火球-激波模型 |
| 1.3.2 伽玛暴的中心能源机制 |
| 1.3.2.1 伽玛暴的前身星 |
| 1.3.2.2 伽玛暴的前身星的观测证据 |
| 1.3.2.3 伽玛暴的中心引擎 |
| 第二章 伽玛暴的三种主流中心引擎模型 |
| 2.1 一些相关概念:黑洞和吸积盘 |
| 2.1.1 黑洞的理论推导 |
| 2.1.2 黑洞的结构 |
| 2.1.3 黑洞的形成 |
| 2.1.4 黑洞的性质和分类 |
| 2.1.5 黑洞的观测证据 |
| 2.1.6 吸积的概念 |
| 2.1.7 吸积盘的种类 |
| 2.2 三种伽玛暴中心引擎概述 |
| 2.3 中微子主导吸积流 |
| 2.4 BZ机制 |
| 2.5 毫秒磁星 |
| 第三章 引力波 |
| 3.1 引力波的理论研究 |
| 3.1.1 从广义相对论推导出引力波 |
| 3.1.2 对引力波存在的怀疑和确证 |
| 3.1.3 引力波的性质 |
| 3.1.4 引力波的应变 |
| 3.2 引力波源 |
| 3.2.1 双黑洞并合 |
| 3.3 引力波的探测方法 |
| 3.4 引力波的发现史 |
| 3.4.1 引力波的早期探测 |
| 3.4.2 LIGO和引力波的直接发现 |
| 3.4.3 其他探测计划 |
| 3.4.4 引力波天文学的意义 |
| 第四章 NDAF发出的引力波 |
| 4.1 NDAF产生引力波的原因 |
| 4.2 模型 |
| 4.3 引力波强度的计算结果 |
| 4.4 引力波功率的计算结果 |
| 4.5 本章小结 |
| 第五章 对比三种模型下的引力波 |
| 5.1 BZ机制 |
| 5.2 磁星 |
| 5.3 本章小结 |
| 第六章 研究展望 |
| 6.1 引力波与相对论性喷流 |
| 6.2 利用NDAF产生的引力波来限制中心黑洞的质量和自旋 |
| 6.3 NDAF提供的引力波背景 |
| 参考文献 |
| 发表的文章列表 |
| 致谢 |
（9）快速射电暴：统计性质分析及其物理起源（论文提纲范文）
| 摘要 |
| Abstract |
| 第一章 快速射电暴 |
| 1.1 非重复快速射电暴 |
| 1.2 重复快速射电暴 |
| 1.3 色散量 |
| 1.4 空间分布与宇宙学起源 |
| 1.5 脉冲形状 |
| 1.6 多波段对应体观测 |
| 1.7 偏振观测及旋转量的测量 |
| 1.8 前身星模型 |
| 1.9 快速射电暴的其他相关应用 |
| 1.9.1 快速射电暴宇宙学 |
| 1.9.2 爱因斯坦等效原理的检验 |
| 1.9.3 光子静止质量的限制 |
| 第二章 相关高能暂变现象 |
| 2.1 伽玛射线暴 |
| 2.1.1 瞬时辐射 |
| 2.1.2 多波段余辉 |
| 2.1.3 标准火球模型 |
| 2.2 引力波及其探测 |
| 第三章 天体物理辐射机制 |
| 3.1 同步辐射 |
| 3.2 相干辐射 |
| 第四章 快速射电暴的强度分布函数和统计性质 |
| 4.1 研究背景介绍 |
| 4.2 样本和统计分析 |
| 4.3 强度分布函数 |
| 4.4 FAST对快速射电暴的探测前景 |
| 4.5 讨论与结论 |
| 第五章 快速射电暴的理论模型:磁泡的相互碰撞 |
| 5.1 研究背景介绍 |
| 5.2 磁泡的产生 |
| 5.3 磁泡的碰撞和同步脉泽辐射 |
| 5.4 讨论与结论 |
| 第六章 总结与展望 |
| 参考文献 |
| 简历与科研成果 |
| 致谢 |
（10）短伽玛暴的余辉辐射和快速射电暴的环境磁场（论文提纲范文）
| 摘要 |
| 英文摘要 |
| 第一章 引言 |
| 1.1 伽玛射线暴 |
| 1.1.1 瞬时辐射的观测 |
| 1.1.2 余辉的观测 |
| 1.1.3 长短暴的起源 |
| 1.1.4 理论模型 |
| 1.1.5 非热辐射机制 |
| 1.2 Kilonova |
| 1.2.1 快中子过程的研究背景 |
| 1.2.2 Kilonova模型 |
| 1.2.3 Merger-nova模型 |
| 1.3 GW170817/GRB 170817A |
| 1.3.1 GW170817与GRB 170817A的观测与研究 |
| 1.3.2 kionova成分的观测及研究 |
| 1.3.3 X射线/光学/射电余辉的观测与研究 |
| 第二章 脉冲星风云 |
| 2.1 脉冲星风云观测的简介 |
| 2.2 脉冲星风云模型的应用:伽玛暴喷流 |
| 2.3 脉冲星风云模型的应用:双中子星并合抛射物 |
| 2.3.1 脉冲星风云模型描述 |
| 2.3.2 GRB 050724多波段余辉的拟合结果 |
| 2.3.3 总结与讨论 |
| 第三章 快速射电暴 |
| 3.1 快速射电暴简介 |
| 3.1.1 基本性质及物理起源 |
| 3.1.2 色散量 |
| 3.1.3 旋转量 |
| 3.2 快速射电暴的环境磁场估算 |
| 3.2.1 环境磁场估算方法 |
| 3.2.2 计算结果 |
| 3.2.3 总结与讨论 |
| 第四章 总结与展望 |
| 科研成果 |
| 致谢 |
| 参考文献 |
四、脉冲星Geminga MeV脉冲辐射证据(英文)（论文参考文献）
- [1]探索高能X射线天空的慧眼卫星[J]. 屈进禄. 现代物理知识, 2020(05)
- [2]宇宙线电子起源的研究[D]. 黄稚秋. 南京大学, 2020(04)
- [3]星系中同步辐射信号与暗物质湮灭信号的研究[D]. 陈占方. 厦门大学, 2019(08)
- [4]关于快速射电暴起源的研究[D]. 邓灿敏. 中国科学技术大学, 2019(08)
- [5]利用X射线耀发研究伽玛射线暴的中心引擎机制[D]. 穆慧君. 厦门大学, 2019(08)
- [6]中子星暂现现象中的非平衡行为及中子星物理[D]. 汪卫华. 华中师范大学, 2019
- [7]包含暗物质的强子夸克混合星[J]. 立立,特木尔巴根,白嘎啦,刘广洲. 原子核物理评论, 2018(04)
- [8]三种伽玛暴中心引擎模型的引力波比较[D]. 林朝阳. 厦门大学, 2018(07)
- [9]快速射电暴：统计性质分析及其物理起源[D]. 李龙彪. 南京大学, 2018(09)
- [10]短伽玛暴的余辉辐射和快速射电暴的环境磁场[D]. 林巍莉. 南京大学, 2018(09)