一、BL Lac天体Mkn 421的MERLIN图像（论文文献综述）
张福俊[1]（1992）在《BL Lac天体Mkn 421的MERLIN图像》文中进行了进一步梳理本文介绍BL Lac天体Mkn 421在频率408MHz（λ73cm）和5GHz（λ6cm）上的MERLIN图像.它们填补了角分尺度的VLA图像和高分辨率的毫角秒尺度的VLBI图像之间的空缺.两频率上的图像均呈略分解状态:408MHz的MERLIN图像在朝东和朝西北方向有延伸的趋势,两个延伸方向与1.5GHz（λ20 cm）的VLA图像上的延伸方向一致;5GHz的MERLIN图像包括一个致密核和一个围绕核的低表面亮度的晕。晕呈椭圆状,其长轴方向与5GHz的VLBI图像中的喷流方向相同。Mkn421具有较弱的BL Lac天体的特征.一般认为这类天体的射电核的特殊性质是由于物质沿视线方向的相对论性运动而形成,所以它们的观测角应当较小.但是,VLA、MERLIN和VLBI的观测结果表明Mkn421可能有较大的观测角.
彭瑞[2]（2020）在《耀变体喷流辐射机制的研究》文中进行了进一步梳理活动星系核指的是一个星系中心的致密区域,具有非常剧烈的活动现象和物理过程。耀变体作为活动星系核最为极端的一个子类,其相对论性喷流直接指向观测者。耀变体又分为平谱射电类星体和蝎虎天体两个子类,分别研究两个子类的性质可以帮助我们更好的理解耀变体的物理特性。本文主要讨论了耀变体整体和子类的相关性统计分析等内容。本文的第一章简述了活动星系核以及耀变体的主要观测特征和分类。第二章主要从耀变体多波段能谱分布的特征和耀变体序列两个方面介绍了耀变体喷流的能谱分布。其中,耀变体序列主要介绍了耀变体序列的观测特征、理论基础以及验证工作。第三章介绍了耀变体喷流的辐射机制和模型。其中,辐射机制主要介绍了同步辐射和逆康普顿散射的辐射过程。耀变体喷流的模型主要介绍了多区圆锥spine&layer模型的结构和应用以及不同模型的区别和特点。第四章收集了一个具有（准）同时性宽带能谱数据的费米耀变体样本,并用该样本分析了耀变体同步峰和逆康普顿峰峰值参量、康普顿主导因子以及高能谱指数之间的相关性。其分析结果为:（1）耀变体的整体相关性至少有部分来自平谱射电类星体和蝎虎天体由于物理性质不同而在参数平面上具有不同分布区域这一特性贡献,因此针对两个子类的相关性分析是必需的;（2）蝎虎天体为快冷却机制;（3）谱指数图的结果支持对数抛物线形状的电子能谱。
余莲[3]（2019）在《耀变体长周期光变的观测及理论研究》文中认为活动星系核（AGNs）因其特殊性而成为当代天体物理研究领域的前沿,耀变体是活动星系核中最为特殊的一个子类,除了蝎虎天体（BLLac）有很弱或者缺少发射线以外,蝎虎天体（BLLac）和平谱射电类星体（FSRQs）其它性质基本相似,统称为耀变体。光变是研究耀变体各种物理背景性质的重要部分,也是研究AGN内部结构的必要途径之一,可为天体物理研究者提供重要的突破口。文章第一部分主要介绍活动星系核基本结构、特征、模型以及耀变体的辐射机制等内容;第二章讨论了耀变体的观测特性、定义、光学波段的CCD测光系统和给出了IRAF软件对耀变体进行CCD测光数据处理的详细介绍。第三章主要阐述耀变体的光变特性、光变时标的分类、光变的物理模型及光变时标对活动星系核物理参数的限制等内容。第四章主要通过数学方法建立光变周期模型,给出了4种分析类星体长周期光变的方法,用一个模拟的周期信号y=sinθ检验这四种分析方法,结果表明:（1）天体光变采样的数据点个数相对少到一定值时,Jurkevich方法、时间补偿离散傅里叶变换分析方法（DCDFT）、离散相关分析方法（DCF）和功率谱密度分析方法（PSD）的分析结果不一样,获取最短的连续数据点后,Jurkevich方法分析结果在4种方法中可能最为精确可靠,且计算方法简捷实用;（2）获得了Jurkevich分析方法的最佳参数,当m=9时分析结果最佳;（3）用m=9时的Jurkevich方法分析了类星体3C 279天体及3C 454.3天体的光变周期,得出3C 279天体的可能光变周期为（2.81±0.54）年,3C 454.3天体的可能光变周期为457天。第五章主要在收集大量数据的基础上,用时间补偿离散傅里叶变换、Jurkevich方法和离散相关分析法分析了 PKS 0735+178的B波段和V波段光变周期,发现该天体具有（4.33±0.41）年的光变周期,其中心黑洞质量的下限为0.22 × 106M（?）。
吕芬[4]（2014）在《伽玛暴和Blazars的喷流辐射性质》文中认为本文首先简要介绍伽玛暴和活动星系核观测和理论的进展,然后给出我们将伽玛暴和blazars谱特点分析比较的结果。我们利用Fermi卫星发射以来到2014年4月Fermi/GBM仪器观测到的有红移测量的伽玛暴进行谱分析,得到一个具有38个源的样本。这些暴的时间积分谱以及最亮时刻的谱都可以用Band函数进行拟合,从而得到两种vFv谱中的单色峰值光度和相应的峰值能量分别为（Lps,Eps）、（Lpl,Epl）。我们发现最亮时刻的谱和时间积分谱的峰值能量是一致的。典型地,最亮时刻的单色峰值光度是时间积分谱的单色峰值三倍。时间分辨谱比时间积分谱的光子谱指数普遍的偏大,尤其是低能谱指数尤为明显。两种谱下的峰值能量和峰值光度关系（Ep-Lp）斜率在误差允许范围内大体是一致的。这些结果表明时间积分谱中的峰值能量很有可能是由峰值时刻的谱主导造成的。时间积分谱的谱指数不同于峰值时刻最亮的谱指数,很有可能是由于在单一的暴中它是由分辨谱叠加造成得到。我们基于在一个暴内谱存在演化以及流量和峰值能量的关系做的模拟,也支持我们的推测。这些结果表明时问分辨谱中的Ept-Ept关系很少受被叠加效应影响的,很有可能反映的是一种关于辐射机制内禀特征。基于前面我们所做的伽玛暴的谱分析,我们将其时间积分谱的峰值能量和峰值光度（Ep-Lp）与blazars的同步辐射的峰值能量与同步辐射的峰值光度（Es-Ls）放在同一个图中进行探究。我们发现伽玛暴的样本分布在较高的Ep、较高的Lp区域,Ep-Lp相关性较为紧凑,即平谱射电类星体和低峰频的BL Lac天体聚集在低Ep、低Lp的区域,有这些微弱的趋势：有越高的同步辐射的峰值光度Ls的源,其同步辐射的峰值能量Es就越低。中峰频的BL Lac天体和高峰频的BL Lac天体分布在Es～2×10-3-102keV Ls～1044-1047ergs的区域,而且没有发现Ls和Es的相关关系。我们从辐射物理机制上探讨其可能的解释：伽玛暴可能本质上是由于高度磁化的喷流中快冷却的电子同步辐射造成的。平谱射电类星体和低峰频的BLLac天体Es-Ls微弱的反相关关系,可能是由于中等磁化的喷流慢冷却电子同步辐射造成的,在L,-Ep上的分布也有可能是由于物质主导的喷流快冷却电子同步辐射导致的。这些表明伽玛暴和blazars在轻子同步辐射框架下相对论喷流的物理辐射机制为一个统一图像。
王倚君[5]（2021）在《活动星系核的X射线波段光变研究》文中提出研究活动星系核（active galactic nuclei;AGNs）在X射线波段的光变特性对于我们了解黑洞周围的物理现象具有重要意义。活动星系核X射线波段的光谱存在光变现象,并且在耀变体和塞弗特星系中并不相同。此外,流量分布和rms-flux关系（流量标准偏差对平均流量的依赖程度）是研究活动星系核时域光变的两个重要手段。然而,很少有工作对X射线波段的这两个光变特征进行样本研究,而样本研究对于我们理解活动星系核的普遍光变特性具有重要意义。除却活动星系核本征的物理活动过程引发的光变,遮蔽物质在经过我们视线方向的时候,会对中心辐射区域产生遮蔽,使得在观测上存在显着的光变现象。为了探讨上述现象与问题,本博士学位论文重点开展了关于活动星系核X射线光变的四个研究工作。在第一个工作中,我们使用罗西X射线计时探测器（Rossi X-Ray Timing Explorer;RXTE）16年的观测数据,对5个非常明亮的TeV耀变体在持续几天的耀发阶段的光谱光变现象进行了系统的研究。我们通过截断幂律模型获得了每个光谱的光谱指数（α）和流量,通过对数抛物线模型获得了每个光谱的峰值能量（Ep）、峰值光度（Lp）和曲率参数（b）,并通过同步辐射理论模型获得了电子谱指数（p）。我们发现α和p都遵循“越亮越硬”的光变规律。许多耀变的电子谱指数随流量的变化呈现磁滞现象,通常表现为“环状”或“8字形”。在耀变期间,p与α之间存在显着的正相关关系,而p与谱硬度比（HR）之间存在负相关关系,而且在相对平静期,参数之间的相关关系也遵循耀变期间的规律。这两个相关关系为我们提供了通过α和HR粗略估计电子谱指数的途径。此外,对于TeV耀变体群体,α和X射线光度之间存在正相关,而Ep与p、α之间存在负相关。然而,在经过多普勒增强效应改正后,α和本征X射线光度之间显示反相关关系。许多研究人员在一些耀变体中发现Ep与Lp、b之间存在相关关系,这些关系可以用来限制辐射区域的物理性质以及/或者辐射粒子的加速过程。在第二个工作中,我们使用3-25 keV RXTE/PCA和0.3-10 keV Swif t/XRT的观测数据系统地研究了 14个BLLac型耀变体的Ep-Lp和Ep-（1/b）关系。大部分源（9/14）显示正相关的Ep-Lp关系,其中的3个源不存在相关关系,而另外2个源显示负相关关系。此外,大部分源（7/14）的Ep和1/b之间不存在相关关系,5个源显示负相关关系,另外2个源显示正相关关系。1ES 1959+650在2002和2016年分别显示不同的Ep-Lp关系。在持续几天的耀变期间,Ep-Lp关系在不同的耀变之间并没有显着差异,但是Ep-（1/b）关系却随着耀变的不同而不同。对于整个样本而言,Ep和Lp之间的相关关系与光度有关。Lp与Ep-Lp关系的斜率之间存在反相关关系,这意味着光谱光变原因在亮源和暗源中可能是不同的。Ep与黑洞质量之间存在正相关关系。为了系统地研究活动星系核的X射线流量分布和rms-flux关系的这两个光变特征,在第三个工作中,我们从RXTE AGN数据库中选出了一个包含27个活动星系核的样本:17个塞弗特星系,6个窄线塞弗特I型星系和4个耀变体。我们主要研究最小基线时标为3年,基本光变时标为10天的2-10 keV光变。耀变体、塞弗特星系和窄线塞弗特I型星系具有不同的流量分布,这或许表明它们的光变过程并不相同。一些源的流量分布图呈现双峰结构,其中一些可能是因为发生在X射线波段的遮蔽掩食事件导致的。因为数据质量的限制,我们仅仅研究了我们样本中15个源的rms-flux关系（时标为2-10天）。大部分源（12/15）显示出正相关的线性rms-flux关系,而3个源显示出非线性的rms-flux关系。相对光变幅度（fractional variability amplitude;Fvar）与黑洞质量、热光度之间存在显着的负相关关系,这表明黑洞质量越小的活动星系核,其光变越剧烈。在第四个工作中,我们使用SPEX软件和一个宽波段能谱分布模型重新分析了 2006和2016年的XMM-Newton和NuSTAR观测数据。我们发现NGC 3227存在4个不同电离度的温吸收体成分（log ξ～-1.0,2.0,2.5,3.0 ergcms-1）,外流速度则从100变化到1300 km s-1。最高电离温吸收体成分的氢柱密度（～1022 cm-2）要显着高于其它三个温吸收体成分的氢柱密度（～1021 cm-2）。此外,它们的外流速度与电离参数之间存在正相关关系,但是这个关系并不能被辐射驱动或者磁场驱动外流模型所解释。这些温吸收体成分可能分布于宽线区（broad line region;BLR）外围到窄线区（narrow line region;NLR）尺度甚至更远。我们发现了一个被前人工作漏掉的发生在2006年的遮蔽掩食事件,并重新分析了前人发现的2016年遮蔽掩食事件。2006年和2016年的遮蔽事件分别需要1个和2个遮蔽成分。高电离遮蔽成分（log ξ～2.8）只出现在2016年的遮蔽事件中,并且具有较高的氢柱密度（～1023 cm-2）;而低电离遮蔽成分（log ξ～1.1-1.9）在2006年和2016年的遮蔽事件中都被观测到,具有较低的氢柱密度（～1.3-2.0× 1022 cm-2）。遮蔽物质可能位于宽线区内部。
杨林静,康世举,毕雄伟[6]（2010）在《Mark 421多波段光变特性研究》文中研究表明文章收集了Mark421天体1974年至2005年的光学波段观测数据。通过对数据分析处理得到Mark421天体的U、B、V、R波段的短时标光变曲线和U、B、V、R、I波段的长期光变曲线。分析研究短时标的光变曲线图,发现Mark421存在最小短时标光变周期为230.4min。用线性拟合的方法计算了光学谱指数,得到平均光学谱指数为1.5454,从分析光学谱指数与星等之间的变化关系中,我们发现两者之间并没有相关性。用Jurkevich周期分析的方法,对Mark421天体B波段的长周期光变和谱指数分析,得出Mark421天体的光变和光学谱指数的变化都表现出周期性。
张皓辉[7]（2014）在《Blazar的光变观测研究》文中研究指明活动星系核（Active Galactic Nucleus）是天体物理学的研究前沿。目前，活动星系核（AGNs）研究对解决许多天体物理学中的重大问题起到了不可替代的作用。同时，它也是天体物理学中最具有研究价值的内容，许多有关活动星系核的重要问题始终困扰着天文学家们。在活动星系核中存在着一类很特殊的天体，我们把它称为Blazar（耀变体），由于它们所特有的物理性质：大振幅快速光变、高偏振、整个电磁波段的非热连续辐射及致密的射电辐射等,使Blazar名声大噪，对它的研究也成为了热门课题，它们所特有的物理性质对活动星系核（AGNs）理论模型的建立和探索活动星系核中心区域物理特性有重要意义。而光变周期的研究对于研究天体的转动、振动和轨道运动及探索天体的中心黑洞质量和辐射区域有重要意义。活动星系核的观测历史、主要特征及常见分类都在本文中有所介绍，而活动星系核的辐射机制和光变特性是问题的关键，因此本文介绍了CCD测光技术在天体测光方面的应用及理论基础，重点对Blazar的CCD测光进行了阐述，在此基础上提出了利用IRAF软件对Blazar的光学波段观测数据自动处理的方法，很好地解决了CCD测光观测中产生的海量数据如何方便快捷地进行批量处理的困难。对光变周期的分析计算方法有很多，本文主要针对BL Lac天体OJ287的光变周期采用了Jurkevich方法进行分析和研究。Jurkevich方法的准确性由正弦函数周期信号的模拟检验得以验证。假设长周期光变来源与吸积盘有关联，根据薄盘的热不稳定性来分析，从而得到R81.75Rg和R87.85Rg是其不稳定性发生的区域。通过对OJ287的光变周期研究，获得了解决天体的转动、振动和轨道运动等基本问题的初步方法。总之，光变周期的研究是解决天体时变问题的着手点。
李怀珍[8]（2011）在《Blazar天体的光变及能谱分布的研究》文中指出本文对活动星系核的基本特性及分类、统一模型等做了较为全面的综述,然后对blazar天体的光变以及产能机制做了综述。然后详细介绍了本人在攻读博士学位期间主要的研究工作。Blazar天体是最亮也是最活跃的高能活动星系核,它的辐射覆盖了从低能的射电波段直到高能γ射线的整个电磁波段,并且其辐射表现出复杂、快速、相互关联的大幅光变特性。光变是blazar天体一个非常重要的观测特征,并且blazar天体的周期性爆发是非常有意义的,这是因为光变分析是我们理解blazar天体的中心结构和产能过程一个非常有用的方法。光变能反映辐射区域内部物理特征和结构的变化,因此光变是研究blazar天体基本物理特性非常有效的方法。通过对blazar天体光变的分析我们能更好的理解blazar天体的辐射机制和基本物理性质,确定的周期光变能帮助我们理解其中心结构,并有助于我们得到blazar天体的中心辐射区域的物理参数,对其物理模型提出强烈的限制。为此我们对两个具体源的光变进行分析,并研究了它们的中心结构。对3C 279的光变周期进行分析。我们从相关文献中收集了3C 279射电22GHz、37GHz、光学R波段和X射线2-10keV的光变数据并分析,发现3C 279是一个非常活跃的天体,并存在准周期爆发现象。通过功率谱,Jurkevich和离散相关函数（DCF）三种不同的周期分析方法对其光变进行分析发现3C 279存在P=130.6±1.3天的光变周期。根据Rieger在2004年给的观测周期Pobs和物理周期Pp之间的关系以及我们所得到的结果,我们计算得到3C 279中喷流的进动周期大约是29.6年,这与Carrara等人通过对喷流不同成分模拟得到的30年的进动周期是完全一致的。这说明在3C 279中存在一个进动喷流,并且我们得到的大约130.6天的周期性光变很可能是由喷流的螺旋进动引起的。除了对3C 279的光变周期进行分析之外,我们还对活动星系核的另一个子类Seyfert星系的一个典型的源ⅢZw 2的光变特性进行分析。我们利用Metahovi射电天文台对ⅢZw 2的22 GHz和37 GHz的射电观测数据给出了它的历史光变曲线,分析显示ⅢZw 2是个非常活跃的天体,并存在非正弦的光变。我们利用Jurkevich方法、功率谱方法和离散相关函数法对Seyfert星系ⅢZw 2光变周期进行了定量的分析发现其在射电波段存在约5.14年的周期,这与Brunthaler等人通过定性分析得到的大约5年的周期相吻合。分析显示ⅢZw 2在射电波段的约5.14年的周期性光变最可能的起因是双黑洞系统中喷流的螺旋进动。Blazar天体是活动星系核中非常典型的一类,它的辐射从低能射电扩展到高能X射线和γ射线波段。它的全波段能谱分布（SED）反映了其多波段辐射特性。不同子类的blazar天体的SED的相似或差异都反映了彼此间存在着相似或不同的物理机制和限制条件。对不同blazar天体的子类之间的关系的研究有利于我们理解blazar天体的基本性质,因此对blazar天体SED的研究是非常重要而且有意义的。我们收集了54个Fermi blazar天体的光学,X射线和γ射线的观测数据,并通过这些数据分析了宽波段谱指数αoχ和α-χγ之间的关系,同时也分析了内禀复合谱指数αxox和αγxγ之间的关系。内禀复合谱指数αxox和αγxγ之间的关系显示平谱射电类星体和低能峰BL Lac天体遵循了一个连续的分布趋势,这与以前别人得到的结果是一致的：存在一个从平谱射电类星体到低能峰BL Lac天体的谱序列。然而,高能峰BL Lac天体遵循了一个不同与前两类blazar天体的一个谱趋势,这说明高能峰BL Lac天体的能谱分布与平谱射电源和低能峰BL Lac天体是不同的。即使这样,当我们同时考虑三类blazar天体的时候,复合谱指数αxox和αγxγ存在强相关,这说明他们之间有类似的物理过程,这为统一图景提供了新的证据。
鲍玉英[9]（2007）在《BL Lac天体特性的研究》文中提出活动星系核（Active Galactic Nucleus）是现代天体物理学研究的重大前沿课题,涉及到天体物理学中最基本的问题。活动星系核的研究在能量产生、辐射机制和宇宙论等基本问题的研究中占有重要的地位。在活动星系核中,BL Lac天体是具有极端性质的一类,它以大幅快速光变、高且变化的偏振、射电核主导、视超光速运动、全波段非热辐射为主要特征。正因为如此,国际上越来越多的力量投入到这一领域的理论和观测研究中。本文概述了活动星系核的定义,特征和分类,并介绍了活动星系核的统一模型。特别是介绍了BL Lac天体的探测方法、观测特征、多波段能谱、光变和偏振等特性。本文还系统地阐述了BL Lac天体的辐射机制和理论模型。本文研究分析S50716+714特性和比较RBLs与XBLs性质。选取了BL Lac天体中的S50716+714作为一个典型的样本,用结构函数分析了它的光变的短时标和长周期,并用短时标法进一步计算了它的中心黑洞质量等。为了对BL Lac天体的两个子类RBLs与XBLs的特性进行比较,本文首先用结构函数计算了35个BL Lac天体的光学波段的光变短时标（其中13个RBLs、10个XBLs和12个既是RBLs又是XBLs的天体）,接下来是对RBLs与XBLs的光变短时标、红移、中心黑洞质量和各波段的流量密度分析。本文的工作进一步支持了RBLs和XBLs可作为BL Lac天体的有效分类标准的观点,进一步猜想BL Lac天体的两个子类RBLs和XBLs的物理性质可能存在差异,这不仅是选择效应的结果。
李怀珍[10]（2006）在《活动星系核的光变和演化》文中进行了进一步梳理本文对活动星系核的基本特性及分类、光变、理论模型、中心黑洞和演化研究，作了较为全面的综述。对典型的活动星系核进行周期分析，估算活动星系核中心黑洞质量以及对活动星系核的演化等进行了研究。 主要的研究工作包括以下内容：（一）对3C 454.3的射电光变周期分析。我们利用Met（?）hovi射电天文台射电22GHz和37GHz的观测数据利用Jurkevich方法和功率谱方法对3C 454.3进行周期分析，得到6.15年和1.57年的周期，同时利用双黑洞模型对6.15年的周期进行解释，并对中心结构进行了研究，通过简单的估算得到主黑洞和次黑洞的质量分别为1.53×109M⊙和1.86×107M⊙，两黑洞间的距离为5.88×1016cm，它们的寿命为2.37×105年，另外我们估算出系统的引力辐射光度为3.28×1046ergss-1。对于1.57年的周期我们认为是由于螺旋喷流引起的，观测到的流量变化与视角有关。（二）对Seyfert星系Ⅲ Zw 002的射电光变周期分析。我们利用Met（?）hovi射电天文台射电22GHz和37GHz的观测数据利用Jurkevich方法、功率谱方法和弥散相关函数法对Seyfert星系ⅢZw 002光变周期进行了定量的分析，得到5.15年的周期，与Brunthaler等人（Brunthaler et al．2003）通过定性分析得到的大约5年的周期相吻合，我们认为这个光变周期是由螺旋喷流引起的。（三）黑洞质量的估算。利用光变估算黑洞质量是一个简单而可行的方法，我们在不同的理论模型下通过最小光变时标对一批源的黑洞质量进行估算，发现在Kerr黑洞理论下所得到的黑洞质量与经典动力学方法得到的黑洞质量相一致，而在Schwarzschild黑洞理论和吸积盘理论下所得的黑洞质量与经典动力学方法得到的黑洞质量差别很大，这说明活动星系核中心的黑洞应该是旋转的Kerr黑洞。（四）活动星系核的演化研究。我们用UBV双色图的角度来研究它的演化规律，得到的结果和从黑洞质量、热光度以及吸积率之间的关系得到的结果是一致的，同样支持了Punsly（1996a）的猜想，同时也为活动星系核存在FRSQs→BL Lac天体的演化轨迹提供了一个新的证据。
二、BL Lac天体Mkn 421的MERLIN图像（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、BL Lac天体Mkn 421的MERLIN图像（论文提纲范文）
（2）耀变体喷流辐射机制的研究（论文提纲范文）
| 摘要 |
| Abstract |
| 第一章 活动星系核和耀变体的简述 |
| 1.1 活动星系核(AGN) |
| 1.1.1 AGN的观测特征 |
| 1.1.2 AGN的分类 |
| 1.1.3 AGN的统一模型 |
| 1.2 耀变体(Blazar) |
| 1.2.1 耀变体的观测特征 |
| 1.2.2 耀变体的分类 |
| 第2章 耀变体喷流的能谱分布 |
| 2.1 耀变体喷流多波段能谱的特征 |
| 2.2 耀变体序列 |
| 2.2.1 观测和理论 |
| 2.2.2 耀变体序列的检验 |
| 第3章 耀变体喷流的辐射机制和模型 |
| 3.1 同步辐射 |
| 3.2 逆康普顿散射 |
| 3.3 耀变体喷流的模型 |
| 3.3.1 spine& layer模型 |
| 3.3.2 其他模型 |
| 第4章 耀变体特征参量之间相关性的研究 |
| 4.1 引言 |
| 4.2 样本 |
| 4.3 结果 |
| 4.4 讨论 |
| 4.4.1 耀变体总体和子类之间相关性差异来源的研究 |
| 4.4.2 耀变体主导冷却机制的研究 |
| 4.4.3 耀变体的谱指数图 |
| 4.5 结论 |
| 总结与展望 |
| 参考文献 |
| 攻读学位期间发表的学术论文和研究成果 |
| 致谢 |
（3）耀变体长周期光变的观测及理论研究（论文提纲范文）
| 摘要 |
| Abstract |
| 第一章 耀变体的简介 |
| 1.1 活动星系核 |
| 1.2 活动星系核模型 |
| 1.2.1 活动星系核的统一模型 |
| 1.2.2 黑洞-吸积盘经典模型 |
| 1.3 耀变体的辐射机制和理论模型 |
| 1.3.1 同步加速辐射 |
| 1.3.2 逆康普顿散射 |
| 1.3.3 强子模型 |
| 1.3.4 相对论喷流模型 |
| 第二章 耀变体的观测 |
| 2.1 耀变体的观测特性及定义 |
| 2.2 耀变体光学波段的CCD测光系统 |
| 2.2.1 CCD的结构和工作原理 |
| 2.2.2 CCD测光观测 |
| 2.3 利用IRAF软件对耀变体进行CCD测光数据处理 |
| 第三章 耀变体的光变 |
| 3.1 光变时标 |
| 3.2 光变时标的分类 |
| 3.2.1 短时标光变 |
| 3.2.2 中等时标光变 |
| 3.2.3 长时标光变 |
| 3.3 光变模型 |
| 3.4 光变时标对AGN的影响 |
| 第四章 类星体长周期光变分析方法的研究 |
| 4.1 类星体长周期光变的计算方法 |
| 4.1.1 Jurkevich方法 |
| 4.1.2 时间补偿离散傅里叶变换分析方法 |
| 4.1.3 离散相关分析方法 |
| 4.1.4 功率谱密度分析方法 |
| 4.2 天文观测数据中周期信号的模拟检验 |
| 4.2.1 天文观测周期信号的模拟检验结果 |
| 4.2.2 利用天文模拟数据寻找Jurkevich方法的最佳参数 |
| 4.3 计算分析3C279和3C454.3 的光变周期 |
| 4.3.1 3C279 的数据点及光变周期 |
| 4.3.2 3C454.3 的数据点及光变周期 |
| 4.4 讨论与结论 |
| 第五章 蝎虎天体PKS0735+178 的光变特性分析 |
| 5.1 样本和光变曲线 |
| 5.2 周期分析 |
| 5.2.1 时间补偿离散傅里叶变换分析PKS0735+178 的光变周期 |
| 5.2.2 Jurkevich方法分析PKS0735+178 的光变周期 |
| 5.2.3 离散相关分析法分析PKS0735+178 的光变周期 |
| 5.3 讨论与结论 |
| 总结与展望 |
| 参考文献 |
| 攻读学位期间发表的学术论文和研究成果 |
| 致谢 |
（4）伽玛暴和Blazars的喷流辐射性质（论文提纲范文）
| 摘要 |
| ABSTRACT |
| 第一章 伽玛暴的研究概述 |
| 1.1 伽玛暴的观测 |
| 1.1.1 主要观测设备和取得的主要成果 |
| 1.1.2 伽玛暴瞬时辐射的光变和能谱特征 |
| 1.1.3 伽玛暴余辉光变和能谱观测特征 |
| 1.2 伽玛暴理论概述 |
| 1.2.1 伽玛暴的重子火球内激波模型 |
| 1.2.2 伽玛暴的磁化喷流模型 |
| 1.2.3 伽玛暴余辉模型 |
| 第二章 Blazar天体喷流辐射观测特征 |
| 2.1 活动星系核及其分类和统一模型 |
| 2.1.1 活动星系核的分类 |
| 2.1.2 活动星系核统一模型 |
| 2.2 Blazar天体观测性质 |
| 2.3 Blazar天体辐射机制模型 |
| 第三章 伽玛暴时间积分谱以及峰值时刻谱的比较 |
| 3.1 引言 |
| 3.2 样本选择和谱拟合 |
| 3.3 L_p~s-L_p~t,E_p~s-E_p~t,α_p~s-α_p~t,β_p~s-β_p~t的关系 |
| 3.4 时间积分谱中的叠加效应 |
| 3.5 讨论和结论 |
| 第四章 伽玛暴和Blazars的谱能关系及其可能的辐射机制 |
| 4.1 引言 |
| 4.2 数据和样本分析 |
| 4.3 伽玛暴和Blazars在Ep-Lp图中的分布和可能的解释 |
| 4.4 结论 |
| 第五章 问题与展望 |
| 参考文献 |
| 致谢 |
| 发表论文情况 |
（5）活动星系核的X射线波段光变研究（论文提纲范文）
| 摘要 |
| ABSTRACT |
| 第1章 绪论 |
| 1.1 活动星系核概述 |
| 1.1.1 活动星系核在观测上的基本特征 |
| 1.1.2 活动星系核的分类及统一模型 |
| 1.2 活动星系核的X射线波段辐射 |
| 1.2.1 X射线的辐射起源及能谱特征 |
| 1.2.2 X射线波段的吸收特征 |
| 1.3 活动星系核在X射线波段的时域光变现象 |
| 1.3.1 功率谱 |
| 1.3.2 非线性光变特性 |
| 1.4 活动星系核在X射线波段的光谱光变现象 |
| 1.4.1 塞弗特星系、类星体和低电离核发射线区中的X射线光谱光变 |
| 1.4.2 耀变体中的X射线光谱光变 |
| 1.5 活动星系核中可能的光变起源 |
| 1.5.1 本身的物理活动引发的光变 |
| 1.5.2 由遮蔽掩食事件引起的X射线光变 |
| 1.6 我们的工作 |
| 第2章 耀变体在耀发期间的X射线光变特性 |
| 2.1 背景介绍 |
| 2.2 数据处理与样本选择 |
| 2.2.1 数据处理 |
| 2.2.2 耀发阶段:研究样本的选择 |
| 2.2.3 相对平静期对照组 |
| 2.3 光谱分析与模型拟合 |
| 2.3.1 经验模型 |
| 2.3.2 同步辐射理论模型 |
| 2.4 耀发期间的X射线光谱光变 |
| 2.5 光谱指数与X射线光度之间的相关关系 |
| 2.6 电子谱指数与光谱参数之间的相关关系 |
| 2.6.1 电子谱指数与光谱指数 |
| 2.6.2 电子谱指数与光谱硬度比 |
| 2.6.3 应用:电子谱指数的估算 |
| 2.7 同步辐射峰值频率/能量与光谱参数之间的相关关系 |
| 2.8 小结 |
| 第3章 耀变体的同步辐射峰值光变特性 |
| 3.1 背景介绍 |
| 3.2 样本构建与数据处理 |
| 3.2.1 样本构建 |
| 3.2.2 数据处理 |
| 3.3 X波段光谱数据拟合分析 |
| 3.3.1 logpar模型 |
| 3.3.2 eplogpar模型 |
| 3.3.3 光谱拟合 |
| 3.4 同步辐射峰值能量与峰值光度、曲率因子之间的相关关系(E_p-L_p和E_p-(1/b)关系) |
| 3.4.1 各个源的同步辐射峰值特性 |
| 3.4.2 E_p-L_p关系 |
| 3.4.3 E_p-(1/b)关系 |
| 3.5 单次耀发过程中的E_p-L_p和E_p-(1/b)关系 |
| 3.6 样本中参数的相关关系 |
| 3.7 小结 |
| 第4章 活动星系核的X射线流量分布和rms-flux关系 |
| 4.1 背景介绍 |
| 4.2 样本构建与数据来源 |
| 4.3 分析方法 |
| 4.3.1 流量分布 |
| 4.3.2 rms-flux关系 |
| 4.4 流量分布特性 |
| 4.5 rms-flux关系特性 |
| 4.6 光变参数与物理参数之间的相关关系 |
| 4.6.1 不同类型的活动星系核的光变特性 |
| 4.6.2 双成分型流量分布和非线性rms-flux关系 |
| 4.7 小结 |
| 第5章 NGC 3227的温吸收体及其X射线遮蔽事件 |
| 5.1 背景介绍 |
| 5.2 数据与数据处理 |
| 5.2.1 XMM-Newton数据 |
| 5.2.2 NuSTAR数据 |
| 5.3 光谱分析 |
| 5.3.1 本征宽波段能谱 |
| 5.3.2 温吸收体 |
| 5.3.3 遮蔽成分 |
| 5.4 NGC 3227的本征宽波段能谱 |
| 5.5 NGC 3227的温吸收体(WA) |
| 5.5.1 温吸收体的参数 |
| 5.5.2 温吸收体的位置 |
| 5.6 NGC 3227的遮蔽成分(OC) |
| 5.6.1 遮蔽成分的参数 |
| 5.6.2 遮蔽成分的位置 |
| 5.7 小结 |
| 第6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 |
（7）Blazar的光变观测研究（论文提纲范文）
| 摘要 |
| Abstract |
| 目录 |
| 引言 |
| 第1章 活动星系核简介 |
| 1.1 活动星系核观测历史 |
| 1.2 活动星系核的基本特征 |
| 1.3 活动星系核分类 |
| 1.3.1 塞弗特（Seyfert）星系 |
| 1.3.2 类星体 |
| 1.3.3 射电星系 |
| 1.3.4 BL Lac天体 |
| 1.3.5 低光度活动星系核 |
| 1.4 活动星系核的标准模型 |
| 第2章 耀变体 |
| 2.1 Blazar 天体的基本特征 |
| 2.1.1 光变特征 |
| 2.1.2 多波段能谱 |
| 2.1.3 偏振 |
| 2.2 Blazar 天体的理论模型 |
| 2.2.1 相对论电子的辐射机制 |
| 2.2.2 黑洞吸积模型 |
| 2.2.3 相对论喷流模型 |
| 2.3 Blazar 的研究意义 |
| 第3章 Blazar 的光学波段 CCD 测光观测 |
| 3.1 天文用 CCD 性能参数 |
| 3.2 Blazar 天体 CCD 测光观测 |
| 3.3 利用 IRAF 软件对 Blazars 进行 CCD 测光数据处 |
| 第4章 Blazar 的光变研究 |
| 4.1 光变周期数据处理 |
| 4.2 OJ 287 射电波段的光变周期研究 |
| 第5章 总结和展望 |
| 致谢 |
| 参考文献 |
| 攻读学位期间发表的论文和研究成果 |
（8）Blazar天体的光变及能谱分布的研究（论文提纲范文）
| 摘要 |
| Abstract |
| 目录 |
| 第一章 活动星系核简介 |
| §1.1 活动星系核的基本特征 |
| §1.2 活动星系核的分类 |
| §1.2.1 塞弗特(Seyfert)星系 |
| §1.2.2 类星体(Quasar) |
| §1.2.3 射电星系 |
| §1.2.4 Blazar天体 |
| §1.3 活动星系核的标准模型 |
| §1.3.1 吸积释能及其效率 |
| §1.3.2 活动星系核的标准模型 |
| 第二章 Blazar天体的光变 |
| §2.1 光变时标 |
| §2.2 光变的分类 |
| §2.2.1 IDV和微光变 |
| §2.2.2 短时标光变 |
| §2.2.3 长时标光变 |
| §2.3 光变的产能机制 |
| §2.3.1 快速光变可能的产能机制 |
| §2.3.2 周期光变可能的产能机制 |
| §2.4 光变时标对AGN的限制 |
| 第三章 Blazar天体的辐射机制 |
| §3.1 轻子模型 |
| §3.1.1 同步辐射 |
| §3.1.2 逆康普顿散射 |
| §3.1.3 同步自康普顿辐射 |
| §3.1.4 外康普顿散射(EC) |
| §3.2 强子模型 |
| §3.3 相对论喷流模型 |
| §3.3.1 相对论聚束效应 |
| §3.3.2 相对论喷流的观测证据 |
| 第四章 Blazar天体的周期性光变分析及中心结构的研究 |
| §4.1 周期光变的分析方法 |
| §4.1.1 Jurkevich方法 |
| §4.1.2 功率密度谱方法 |
| §4.1.3 离散相关函数(DCF)方法 |
| §4.1.4 结构函数方法 |
| §4.2 3C 279的光变周期分析及进动喷流的暗示 |
| §4.2.1 3C 279的观测数据及光变曲线 |
| §4.2.2 3C 279周期计算结果 |
| §4.2.3 3C 279周期光变的结论和讨论 |
| §4.3 Seyfert星系Ⅲ Zw 2射电光变分析 |
| §4.3.1 Ⅲ Zw 2的光变曲线 |
| §4.3.2 Ⅲ Zw 2的周期光变分析结果 |
| §4.3.3 Ⅲ Zw 2周期光变的结论和讨论 |
| 第五章 Blazar天体能谱分布的研究 |
| §5.1 费米Blazar天体样本 |
| §5.2 费米BLazar天体样本的能谱分布以及双色图 |
| 第六章 总结与展望 |
| 参考文献 |
| 攻读学位期间发表论文列表 |
| 致谢 |
（9）BL Lac天体特性的研究（论文提纲范文）
| 摘要 |
| Abstract |
| 前言 |
| 第一章 活动星系核简介 |
| 1.1 活动星系核的定义 |
| 1.2 活动星系核的分类 |
| 1.3 活动星系核的标准模型和辐射机制 |
| 1.4 活动星系核的统一模型 |
| 第二章 BL Lac天体概述 |
| 2.1 BL Lac天体的发现和搜寻 |
| 2.2 BL Lac天体的样本 |
| 2.3 BL Lac天体的基本特征 |
| 2.4 BL Lac天体的分类 |
| 2.5 BL Lac天体的光变 |
| 2.6 BL Lac天体的偏振 |
| 2.7 射电结构与视超光速运动 |
| 第三章 BL Lac天体的理论模型和辐射机制 |
| 3.1 粒子能量增加与损失过程 |
| 3.2 相对论电子的辐射机制 |
| 3.2.1 同步辐射 |
| 3.2.2 逆康普顿散射 |
| 3.2.3 同步自康普顿辐射 |
| 3.3 黑洞吸积模型 |
| 3.4 相对论喷流模型 |
| 3.4.1 相对论喷流效应 |
| 3.4.2 相对论喷流模型成果 |
| 3.4.3 BL Lac天体的具体的喷流模型 |
| 3.5 统一模型 |
| 3.6 引力透镜模型 |
| 3.7 演化模型 |
| 第四章 BL Lac天体S5 0716+714的特性的研究 |
| 4.1 结构函数 |
| 4.2 S5 0716+714的光变周期及短时标 |
| 4.3 色指数相关性分析和偏振度与位置角的反相关 |
| 4.4 光学波段的时延 |
| 4.5 黑洞的质量及光学辐射区的大小 |
| 4.6 各波段的辐射特征及偏振特性 |
| 第五章 RBLs与XBLs的分析 |
| 5.1 RBLs与XBLs光变短时标 |
| 5.2 红移、黑洞质量及各波段辐射流量的统计分布 |
| 5.3 红移、各波段流量的相关分析 |
| 结束语 |
| 参考文献 |
| 附录:结构函数程序运行 |
| 攻读硕士学位期间发表论文目录 |
| 致谢 |
（10）活动星系核的光变和演化（论文提纲范文）
| 前言 |
| 第一章 活动星系核简介 |
| 1.1 活动星系核的基本特征 |
| 1.2 活动星系核的分类 |
| 1.2.1 类星体 |
| 1.2.2 Seyfert星系 |
| 1.2.3 射电星系 |
| 1.2.4 BL Lac天体 |
| 1.2.5 Blazars天体 |
| 1.3 活动星系核的吸积释能及标准模型 |
| 1.3.1 吸积释能及其效率 |
| 1.3.2 活动星系核的标准模型 |
| 第二章 活动星系核的光变 |
| 2.1 活动星系核的光变性质,光变时标和光变分类 |
| 2.2.1 活动星系核的光变特性 |
| 2.1.2 光变时标 |
| 2.1.3 光变分类 |
| 2.2 由光变时标决定的活动星系核物理量 |
| 2.3 活动星系核的短时标光变 |
| 2.3.1 活动星系核短时标光变的光学观测 |
| 2.3.2 活动星系核短时标光变的射电观测 |
| 2.3.3 活动星系核短时标光变的红外观测 |
| 2.3.4 活动星系核短时标光变的紫外观测 |
| 2.3.5 活动星系核短时标光变的X射线波段观测 |
| 2.3.6 活动星系核短时标光变的γ射线波段观测 |
| 2.3.7 活动星系核短时标光变的多波段同时性观测 |
| 2.3.8 活动星系核的短时标光变特征 |
| 2.4 活动星系核的中等时标周期性光变 |
| 2.5 活动星系核的长时标周期性光变 |
| 第三章 活动星系核的理论模型 |
| 3.1 黑洞吸积模型 |
| 3.2 同步自康普顿(SSC)模型 |
| 3.3 相对论喷流模型 |
| 3.4 轻子模型 |
| 3.5 强子模型 |
| 3.6 引力透镜模型 |
| 3.6.1 BL Lac天体与OVV类星体 |
| 3.6.2 引力透镜模型 |
| 3.7 演化模型 |
| 3.8 可能的统一模型 |
| 第四章 长周期光变的研究 |
| 4.1 活动星系核的长时标光变的观测和光变特征 |
| 4.2 长时标光变的周期性研究 |
| 4.3 长时标周期性光变机制 |
| 4.4 3C 454.3的光变曲线的周期分析及其中心结构的研究 |
| 4.4.1 3C 454.3的观测数据及光变曲线 |
| 4.4.2 Jurevich统计方法及计算结果 |
| 4.4.3 功率谱(Power Density Estimating)方法的计算结果 |
| 4.4.4 3C 454.3的中心结构 |
| 4.4.4.1 3C 454.3的双黑洞质量 |
| 4.4.4.1.1 主黑洞质量 |
| 4.4.4.1.2 次黑洞质量 |
| 4.4.4.2 双黑洞的轨道参数 |
| 4.4.4.3 双黑洞系统的寿命 |
| 4.4.4.4 引力辐射 |
| 4.4.5 结论 |
| 4.5 Seyfert星系Ⅲ Zw 002射电光变分析 |
| 4.5.1 Ⅲ Zw 002的光变曲线 |
| 4.5.2 弥散相关函数方法(DCF) |
| 4.5.3 周期分析的结果 |
| 4.5.3.1 22GHz的分析的结果 |
| 4.5.3.2 37GHz的分析的结果 |
| 4.5.4 结论和讨论 |
| 第五章 活动星系核的中心黑洞 |
| 5.1 中心引擎——大质量吸积 |
| 5.1.1 球对称吸积流 |
| 5.1.2 薄盘 |
| 5.1.3 “苗条”盘 |
| 5.1.4 ADAF(advection dominated accretion flow)盘 |
| 5.2 黑洞的质量估计 |
| 5.2.1 维里质量 |
| 5.2.2 M_(BH)-σ关系 |
| 5.2.3 M_(BH)-m_(bulge),M_(BH)-λL_λ(5100(?))和M_(BH)-L_(bol)关系 |
| 5.2.4 光变对黑洞质量M_(BH)的限制 |
| 5.2.4.1 Schwarzschild黑洞理论下的黑洞质量 |
| 5.2.4.2 Kerr黑洞理论下的黑洞质量 |
| 5.2.4.3 吸积盘理论下的黑洞质量 |
| 第六章 活动星系核的演化研究 |
| 6.1 FSRQs,BLLac和FR射电星系的演化关系 |
| 6.2 FSRQs和BLLac的射电波段双峰行为 |
| 6.2.1 FSRQs和BL Lac天体的样本 |
| 6.2.2 (?)和内禀热光度L_(bol)~(in)的关系 |
| 6.3 FSRQs和BL Lac天体的UBV双色图 |
| 6.3.1 样本选择 |
| 6.3.2 U—B和B—V双色图 |
| 总结 |
| 参考文献 |
| 攻读硕士学位期间发表论文目录 |
| 致谢 |
四、BL Lac天体Mkn 421的MERLIN图像（论文参考文献）
- [1]BL Lac天体Mkn 421的MERLIN图像[J]. 张福俊. 天文学报, 1992(04)
- [2]耀变体喷流辐射机制的研究[D]. 彭瑞. 云南师范大学, 2020(01)
- [3]耀变体长周期光变的观测及理论研究[D]. 余莲. 云南师范大学, 2019(01)
- [4]伽玛暴和Blazars的喷流辐射性质[D]. 吕芬. 广西大学, 2014(02)
- [5]活动星系核的X射线波段光变研究[D]. 王倚君. 中国科学技术大学, 2021(06)
- [6]Mark 421多波段光变特性研究[J]. 杨林静,康世举,毕雄伟. 云南师范大学学报(自然科学版), 2010(05)
- [7]Blazar的光变观测研究[D]. 张皓辉. 云南师范大学, 2014(03)
- [8]Blazar天体的光变及能谱分布的研究[D]. 李怀珍. 云南大学, 2011(01)
- [9]BL Lac天体特性的研究[D]. 鲍玉英. 云南师范大学, 2007(S1)
- [10]活动星系核的光变和演化[D]. 李怀珍. 中国科学院研究生院（云南天文台）, 2006(10)