一、Geminga脉冲星的软X脉冲相位（论文文献综述）
李蕾[1]（2021）在《X射线像素探测器中低噪声前端电路的设计》文中研究指明
白俊涛[2]（2021）在《伽玛射线脉冲星的多波段研究》文中指出脉冲星是恒星演化后期的产物,具有超高物质密度、引力场和磁场等极端物理环境。它具有极为稳定的自转周期,能在射电、红外、可见光、紫外、X射线、伽玛射线等电磁波段辐射周期性信号。脉冲星的辐射机制在脉冲星研究领域极为重要,但到目前为止,这个问题一直没有得到很好的解决。各种辐射区,辐射机制模型被相继的提出,他们在解释脉冲星辐射特性方面拥有各自的优势,但迄今为止一个能被普遍接受的理论模型一直没被获得。脉冲星的多波段观测（从射电到伽马射线波段）对于研究脉冲星的辐射机制,限制脉冲星的辐射几何模型具有重要意义。因此,联合高灵敏度的射电,Xray,伽玛射线等观测对于深入研究辐射机制问题是非常必要的。伽玛射线联合X射线,射电等波段的观测为研究脉冲星的辐射机制提供了非常重要的观测资料。我硕士期间的主要研究课题就是与这方面密切相关。首先我们利用500米单口径球面射电望远镜（FAST）的观测数据和Fermi-LAT伽玛射线望远镜的归档数据对PSR J2301+4442和J0659+1414两颗脉冲星在射电和伽玛射线波段进行了研究,并利用环间隙（AG）和核间隙（CG）模型拟合两颗脉冲星多个波段的数据,获得了每个波段平均脉冲轮廓中每个辐射成分来自脉冲星磁层中的辐射位置。接着我们利用硬X射线调制卫星（Insight-HXMT）对蟹状星云脉冲星（Crab）的X射线观测,研究了蟹状脉冲星的八个波段（从11 ke V到250 ke V）的X射线光变曲线随频率的变化,并使用了核心间隙（CG）和环形间隙（AG）的三维磁层模型来模拟X射线八个频段的光变曲线。获得了光变曲线P1,P2和桥辐射分量分别来自什么位置。从而检验了AG结合CG模型是一个能够有效产生脉冲星各波段辐射的模型。脉冲星双星系统的掩食现象一直是脉冲星射电观测及理论研究中的一个热点问题。脉冲星双星掩食的具体机制还不是很清楚,我们用FAST观测数据分析了黑寡妇脉冲星B1957+20掩食附近的色散测量（DM）和掩食食长与频率的依赖关系。这些结果为掩食机制的理论研究提供了观测约束条件的显着改进。
刁振琪[3]（2021）在《内部供能中子星研究》文中提出内部供能中子星是指这些中子星的光度大于自转减速的能损率,因此对于其自身的供能方式来说,除了自旋供能之外,还存在其他的供能方式。内部供能中子星主要分为中心致密天体（CCO）、磁星以及暗X射线孤立中子星。在这其中中心致密天体和磁星都是年轻的源,而且都是超新星遗迹中的源。研究中心致密天体的演化过程可以对整个脉冲星的演化过程有深入了解,而且对整个磁场-周期图上处于死亡线和加速线之间的源做到大致了解,从而对脉冲星系统基本了解。研究磁星的快速射电暴事件可以为接下来的快速射电暴研究提供思路。研究暗X射线孤立中子星对于后续孤立中子星的研究提供了支持。而且研究这些中子星对于星体冷却研究具有重要意义。我们通过研究中心致密天体的磁场、自旋周期等物理性质来尝试分析中心致密天体起源于双星。首先,中心致密天体与正常遗迹脉冲星有着相似的平均自旋周期,但中心致密天体的平均表面磁场强度B=5.4 × 1010Gs低于正常遗迹脉冲星B=7.7 × 1012Gs约2个量级。同时,几乎所有的正常遗迹脉冲星均分布在爱丁顿吸积加速线以上,而中心致密天体全部分布在自旋加速线以下。因此怀疑中心致密天体可能起源于双星吸积加速过程。其次,基于中子星再加速理论,分析了中心致密天体可能的双星演化过程:双星系统中,中心致密天体以M=1017g·s-1的吸积率,经过106年的时间共吸积ΔM～10-2MO的物质,其自旋周期将会从P=10s降低至P=0.1s,表面磁场强度将会从B0=1012Gs降低至B=1010Gs考虑到106年的演化时标远大于中心致密天体遗迹的年龄（0.3-7千年）,猜想中心致密天体可能是双星系统中第一颗恒星超新星爆发的产物,而第二颗恒星超新星爆发后双星解体,留下中心致密天体和第二颗恒星的超新星遗迹。该模型预言在中心致密天体附近可能存在一颗年轻的正常脉冲星（P=0.02s,B=1012Gs）,并期望未来的射电望远镜和高能探测器能够进行搜寻。我们对磁星的周期、磁场、年龄、光变特性以及快速射电暴做了系统的调研统计,并尝试分析磁星与暗X射线孤立中子星之间的关系,由于磁星的平均周期是P=6.7219s,平均磁场强度是B=4.3194 ×1014 Gs,年龄在104年,而暗X射线脉冲星的平均周期是P=8.5900s,平均磁场强度是B=8.200 × 1013Gs,年龄在106年,因此我们怀疑暗X射线脉冲星是磁星的中年阶段。通过对磁星的磁能密度计算,得出磁星的高能爆发能量,并以此与磁星的快速射电暴建立联系。在未来,随着高能望远镜的更新换代,以及快速射电暴的继续出现,肯定会在磁星的快速射电暴方面取得更多的成果。
蒋金靓[4]（2021）在《基于多信使天文及核物理数据的状态方程研究》文中指出在密度高于两倍核饱和密度的区域,物质的状态方程对人类来说至今尚属未知。一方面是因为地面核物理实验对状态方程的限制主要集中在两倍核饱和密度以下。另一方面是因为理论计算会涉及到多体问题的复杂性,同时新的物质自由度（比如介子、解禁闭夸克）出现要满足的物理条件目前仍有争议。不过,根据理论计算,中子星内部物质密度可能达到五倍核饱和密度甚至更高,所以中子星自然也就成了地面实验暂时无法企及的限制极端致密物质的状态方程的理想场所。近年来的中子星观测数据为解决极端致密物质状态方程的问题带来了曙光,其中包括两个里程碑式的进展:1)引力波方面LIGO/Virgo探测器于2017年8月首次探测到了双中子星并合事件GW170817并测出了该系统中每个中子星的质量和潮汐形变度;2)X射线方面NICER探测器于2019年12月首次测到了孤立中子星PSR J0030+0451的质量和半径。我们使用这些数据限制了中子星的状态方程以及相关的宏观观测量。此外,我们还讨论了现有的数据对于高密度处可能出现的夸克自由度-即解禁闭的夸克相的可能性的限制。我将在第一章中介绍状态方程研究的历史背景、可以用来限制状态方程的观测数据以及状态方程的研究方法和研究现状。第二章主要介绍我们使用多信使数据限制状态方程的结果。我们分别使用分段多方的方法和谱展开的方法综合分析了中子星的质量和半径测量、GW170817的数据、目前的中子星最大质量的下限的测量以及核物理数据,得到了相吻合的极端致密物质的密度-压强关系、密度-声速关系,以及宏观层面的质量-引力红移关系以及中子星的最大核心密度。我们还通过统一关系计算了中子星各个质量处的潮汐形变度、转动惯量和引力结合能。特别地,对于质量为1.4M☉的中子星,我们给出其半径R1.4～12km与潮汐形变度Λ1.4～400。此外,我们利用现有的红移观测预测了只有红移测量的孤立中子星的质量。第三章将会展示我们对已经观测到的双中子星系统的并合后期将会辐射掉的引力波能量做出的预期。我们利用数值相对论模拟的结果对目前观测到的银河系双中子星系统以及GW170817和GW190425的并合后期辐射掉的引力波能量做出了预期,并讨论了第三代引力波探测器探测到这种信号的可能性。我们同时根据GW170817并合后期辐射能量的预期重新计算了静态中子星所允许的最大质量。在第四章中我将探讨解禁闭的夸克物质在中子星核心存在的可能性以及夸克星存在的可能性。我们发现,在零温条件下解禁闭的夸克相不可能出现在低于1.84倍核饱和密度的密度区域。我们甚至发现单纯的夸克星也可以解释现有的宏观观测量,只是该模型目前在解释电磁辐射现象方面仍有较大的困难。在第五章我会对限制状态方程这一领域作出总结以及展望。
张轶然[5]（2021）在《宇宙高能粒子的起源》文中提出宇宙射线粒子,本文中狭义地代指接近光速运动的带电粒子,也往往简称宇宙射线,其起源是天体物理学的重要问题之一。基于一百年来的观测、理论和数值模拟工作形成的、目前比较公认的观点认为,银河系宇宙射线主要来自于超新星遗迹大尺度激波驱动的扩散粒子加速。在注入-对流-扩散平衡的稳态下,扩散激波加速可以实现（反）幂律的加速粒子能谱,且（动量）谱指数只和激波（总）压缩比有关。这样简洁、有效的粒子加速机制不仅被应用于银河系宇宙射线的超新星遗迹起源学说,还广泛对其它天文高能现象给出定性解释。近年来,诸多精确观测结果挑战着传统定性的宇宙射线加速-传播模型。尽管如此,目前看来超新星遗迹对银河系宇宙射线总流量的主导贡献地位仍难以被撼动,但需要在扩散激波加速-银河系扩散传播的剧本中考虑更多具体的物理过程以解释新的观测事实。我们研究两种在宇宙射线刚度谱的直接测量中发现的精细“反常”结构,其中之一是200 GV附近所有粒子谱拐折变硬,另一个是45 GV以上质子谱软于其它原初原子核谱。结合多波段观测发现的超新星遗迹辐射能谱演化规律,我们提出时间依赖的超新星遗迹粒子加速模型。据此,精细反常结构主要由两个不同演化阶段超新星遗迹特征加速谱的叠加效应解释,同时也受到扩散激波加速注入刚度对粒子荷质比依赖性的影响。该模型还自然地构造出能谱“膝”的形态,甚至可能将超新星遗迹对宇宙射线的贡献延伸到“踝”区,且预言遗迹中粒子服从湍流扩散。这些结论的正确性需要由更精确的观测以及等离子体数值模拟验证。扩散激波加速模型面临的另一个问题是是否有必要,以及如何适当地引入宇宙射线对体系的非线性反馈。尽管物理原则上反馈必然存在,但超新星遗迹的观测尚未发现非线性激波“前锋”的强有力证据。考虑整体守恒定律,不限定间断面对宇宙射线的影响方式,我们研究了激波上下游的边值关系,进而得出从加速能谱指数推测加速效率下限的方法。在此基础上,忽略非线性扩散区的厚度,我们证明谱指数正相关、加速效率反相关于激波速度。定性而言,这两个相关性中前者与超新星遗迹的多波段观测结果相符,后者满足时间依赖的超新星遗迹粒子加速模型的要求。而要维持10-50%的加速效率,粒子加速的注入率和最大能量需要正相关于激波速度。我们还指出,即使限定宇宙射线在间断面处连续分布,粒子对加速源的逃逸也不是粒子加速的必要条件。这是对此前有些研究中不明确论断的补充。我们也求解了考虑宇宙射线反馈的自相似冲击波,发现冲击波中心被极端相对论压强主导,从而总体加速效率得以放大。这验证了前人的类似研究。尽管粒子的幂律能谱大幅偏离Maxwell分布,且它也确实总可由非热输运理论构造,其能否被纳入热平衡体系范畴的问题却似乎没有令人满意的解答。基于波粒回旋共振体系,对于波自由度主导的系统,我们提出一套在热平衡态下导出幂律能谱的论述。该理论能否被用于解释在等离子体数值模拟和天文观测中发现的“非热”粒子还有待进一步研究。
贾淑梅,张澍,屈进禄[6]（2021）在《慧眼运行与科学成果——慧眼观天四年记》文中研究指明1.慧眼卫星简介"慧眼"硬X射线调制望远镜卫星（简称慧眼卫星,英文名称Insight-HXMT）,是我国第一颗X射线天文卫星（1）（2）（3）,其主要科学目标是:（1）搜寻银盘面上的新的暂现源,监测已知的变源;（2）观测X射线双星以研究强引力场或强磁场中物质的运动和辐射机制;（3）监测研究伽马射线暴和引力波电磁对应体。慧眼卫星于2017年6月15日在酒泉卫星发射中心成功发射,至2021年3月已在轨运行约3年9个月。
吴伯冰,马宇蒨,张双南,常进[7]（2021）在《中国空间天文40周年》文中研究说明过去40年中国空间天文学研究取得了巨大的发展.尤其是近10年内发射了数颗天文卫星,未来几年还将有一些天文卫星计划发射.本文简要回顾了国际空间天文学的发展历程.对中国空间天文学过去40年的发展进行了回顾和总结,包括1970年代第一颗天文卫星计划、气球空间天文探测、基于载人航天工程的空间天文实验以及天文卫星等.此外,介绍了中国空间天文项目,并对未来10年中国空间天文学研究进行了展望.
丁陶伟,帅平[8]（2020）在《美国脉冲星导航空间飞行试验进展》文中研究说明1引言脉冲星属于高速旋转的中子星,具有极其稳定的周期性,它被誉为自然界中最稳定的天文时钟。脉冲星导航是以脉冲星辐射的X射线信号作为天然信标,航天器自主确定位置、速度、时间和姿态等导航参数的过程。近十余年来,脉冲星导航一直是国际航天前沿技术研究的热点领域,备受世界航天大国关注[1-2]。
苏桐[9]（2020）在《等离子体鞘套中的X射线通信理论与技术研究》文中研究说明X射线的发现距今已有125年的历史,它的发现为科学技术的发展与人类社会的进步做出了巨大贡献。作为一种波长极短的电磁波,X射线在空气中的传播距离十分有限。但是大气层以外的空间空气稀薄,是一个天然的高真空环境,使得利用X射线作为载波进行空间无线通信成为可能,这也是近年来激发科研工作者开展空间X射线通信研究的动力所在。航天器再入大气层、超高速飞行器临近空间飞行时,与大气高速摩擦产生致密的等离子体鞘套,阻碍了航天器与地面站之间电磁波的联系。等离子体鞘套的存在严重制约了再入通信、测控技术的进一步发展,并对航天器的自身安全构成了极大的威胁。目前,由于存在理论模型不完善、实验验证技术不够充分等问题,等离子体鞘套内的通信保障尚未获得可行的工程化解决方案。X射线频率高、单光子能量大、衍射极限小,空间X射线通信系统具有理论带宽大、强抗干扰、高度定向的特点,可望实现等离子体鞘套环境下的通信保障。作为一项新的通信技术,X射线通信中的许多学术思想和技术源于成熟的有线和无线光通信技术,但是同时也存在很多新的需要探索的关键科学问题,这正是本论文的选题意义所在。本文面向等离子体鞘套环境的通信需求,针对制约空间X射线通信的核心机理与关键技术难题,通过一组核心理论的建立、一项关键技术的攻关、一套地面演示验证系统的搭建,实现了X射线在等离子体中的传输特性研究,并对理论结果进行了实验验证,具体如下。核心理论方面,X射线是波长很短、频率很高的电磁波,它在等离子体中的传输机理并不明确。前人关于微波在等离子体中传播的理论和实验结果,并不能直接套用到X射线波段,需要针对等离子体鞘套对X射线传输特性的影响,对现有理论模型做出修正与创新。传统的波动理论指出,X射线可以近乎无衰减地穿透等离子体鞘套,这一结果与我们前期研究中所得到的实验结果不符。本文构建了基于粒子碰撞特性的X射线与等离子体相互作用模型,并对传统的波动模型进行了修正,得到的修正模型指出,X射线在等离子体中的透过率与入射X射线流量与等离子体电子密度相关,并且只有当满足一定的入射流量条件下,才能实现高透过率的传输。同时,开展了针对等离子体鞘套传输信道特性的X射线功率传输模型与误差概率模型理论研究,实现了针对等离子体鞘套环境的X射线通信全闭环理论建模。关键技术方面,和其他无线通信系统一样,发射源与探测器的研究至关重要。X射线的调制发射方面,本文进行了基于栅控X射线调制发射源的数字调制技术研究,研制了PPM调制解调、语音编解码及误码检测模块电路,在本实验室的10m真空管道中获得了通信速率大于2Mbps,误码率优于10-5的X射线通信验证。为X射线通信的调制发射与信号标定提供了有力手段,同时对模拟等离子体鞘套内的X射线通信实验提供了有效的监测方法。X射线的探测接收方面,本文针对等离子体鞘套的特点,根据第二章的研究结果确定了载波X射线的最佳能量范围,设计研制了基于Na I（Tl）闪烁体与光电倍增管的X射线探测系统,并研制了包括跨阻放大电路TIA、恒比定时电路CFD、数字时间转换电路TDC的读出电子学探测系统。实验结果表明,所研制的闪烁体探测器能量响应范围宽（3～100ke V）、探测效率高（大于90%）、定时精度高（优于64ps）,理论上可以满足等离子体鞘套环境下的通信要求。地面演示验证系统方面,基于大动态范围X射线调制发射、微弱X射线实时探测关键技术,结合等离子体模拟装置,搭建了模拟等离子体鞘套环境下的X射线通信演示验证系统,进行了不同能量、不同流量下X射线穿透等离子体的模拟实验,实现了电子密度109～1014/cm3的动态等离子体环境下,传输速率优于1Mbps、误码率10-5量级的X射线通信实验验证。实验结果表明,本文所建立的修正理论模型可以对实验现象进行较好的解释,所研制的闪烁体探测器系统可以实现高时间灵敏、高探测效率的信号还原,所搭建的地面模拟实验系统可以对X射线在动态等离子体中的传输特性实现一定的等效验证。本文的理论和实验结果对于X射线通信技术的发展及其在等离子体鞘套环境中的通信应用探索具有一定的参考价值。
谢文锦[10]（2020）在《磁星驱动的伽玛暴喷流特性及相关X射线偏振探测技术研究》文中指出伽玛射线暴（伽玛暴,GRB）产生于大质量恒星坍缩或者致密天体并合形成的极端相对论性喷流,是研究致密天体诞生（中子星和黑洞）、相对论激波、宇宙恒星形成演化等极端物理现象的天文实验室。伴随着引力波的探测发现,伽玛暴的研究进入多信使时代,偏振探测技术的发展把伽玛暴研究从光谱、光变拓展到偏振的新维度。广西大学联合中科院和国内高校,提出了中国空间站软X射线偏振仪（SXP）项目,旨在利用新型的软X射线气体探测器探测伽玛暴的偏振。偏振探测技术的研究是SXP设计的基础,伽玛暴喷流特性的探究可为SXP观测方案可行性提供科学依据。本人在攻读硕士学位期间,全面参加SXP项目相关的科学研究和探测技术研究。本文第一章综述伽玛暴的科学研究进展,第二章简介与伽玛暴观测相关的国际国内卫星计划项目,重点介绍SXP项目的科学目标和研制进展。随后第三、四、五章分别介绍我们的研究成果。在第三章,我们研究新生磁星驱动喷流的特性。与引力波暴成协的GRB 170817A喷流结构是结构化喷流,而且其中心引擎可能是磁星。受此启发,我们推测新生磁星驱动的伽玛射线暴喷流和磁偶极辐射星风可能也是结构化的。Swift卫星观测到大量伽玛暴早期X射线余辉具有平台的特征,一般认为这可能是新生磁星磁偶极辐射所致。我们提出假设:这些伽玛暴起源于新生磁星驱动的准普适性喷流,X射线平台是磁星自转变慢时的磁偶极辐射产生,观测到不同伽玛暴及其X射线平台的光度差异可能是由于视角效应造成。如果这样的准普适性喷流参数化为一个均匀高光度核区、环绕光度随角度增大而指数衰减的包层结构,我们用蒙特卡洛方法证实当核区光度为logLc,j/erg/s=52.68-0.33+0.76、张角为θc,j=2.10°-1.28°+1.90°（置信度为50%）和包层结构光度衰减指数为kj=4.00-0.37+0.27（1σ置信水平）时,观测的红移、光度分布可以很好重现。在此基础上,我们计算得到本地伽玛暴爆发率为ρ0=9.6 Gpc-3yr-1。类似地,新生磁星偶极辐射星风的X射线光度函数可以用拐折幂律函数描述,基于我们的蒙特卡罗模拟确定的到的最佳参数集是{β1,β2,logLb,w}={0.78,2.22,48.51}。在进一步假设星风与相对论伽玛暴喷流同轴的情况下,发现星风的结构化参数与伽玛暴喷流相似:logLc,w/erg/s=48.38-0.48+0.30;θc,W=2.65°-1.19°+1.73.°;kw=4.57-0.75+1.21（1σ置信水平）。我们分析了未来爱因斯坦探针卫星（EP）在软X射线波段测量伽玛暴喷流和磁偶极辐射星风的可能结果。在第四章,我们研究SXP测量伽玛暴X射线辐射偏振的可能性。偏振测量对理解伽玛暴中心引擎、喷流结构和辐射物理具有重要意义。SXP项目的科学目标是测量伽玛暴及X射线耀发、X射线平台的偏振信息。我们系统分析Swift卫星自2004年发射以来的观测数据,收集了 76个明亮伽玛暴,及1 17个具有X射线平台的伽玛暴数据。这为SXP的探测器设计和空间模拟提供了观测样本。基于该样本,我们开展SXP对这些明亮X射线辐射偏振测量的预研。我们发现在Swift卫星预警触发的条件下,不考虑实际的探测器空间运行环境,在理想状态下SXP每年可观测伽玛暴X射线MDP<10%的个数约为2个,MDP<20%的个数约为6个。每年估计可能监测到总能流大于10-6 erg cm-2的X射线平台约7个,综合看,SXP每年可探测到MDP小于25.5%的伽玛暴X射线平台个数约为7个,我们的研究为SXP技术指标优化提供了科学依据。在第五章,我们研究SXP关键探测技术。SXP对X射线偏振测量的核心技术是厚型气体电子倍增器（THGEM）。我们在THGEM气体探测器中分别通入不同成分和不同比例的工作气体后去测量55Fe X射线源,以研究THGEM探测器在不同工作气体条件下的增益和能量分辨率。所采用的气体包括 Ar/CO2,Ar/CF4,Ar/C4H10,Ne/DME,Ne/CF4。THGEM 探测器在不同混合气体下的实验结果表明,在Ar/C4H10（95%/5%）的气体条件下,THGEM探测器的增益可达7×103。Ar/C4H10作为工作气体时,THGEM探测器所需工作电压较低,增益高,能量分辨相对较好。基于此成功研制的SXP原型机获得了高质量的电子径迹。
二、Geminga脉冲星的软X脉冲相位（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、Geminga脉冲星的软X脉冲相位（论文提纲范文）
（2）伽玛射线脉冲星的多波段研究（论文提纲范文）
| 摘要 |
| ABSTRACT |
| 1 引言 |
| 1.1 伽玛射线脉冲星观测研究现状 |
| 1.2 脉冲星辐射理论模型 |
| 1.3 脉冲星辐射研究的价值及挑战 |
| 2 脉冲星辐射机制 |
| 2.1 脉冲星的辐射特性 |
| 2.2 射电辐射机制 |
| 2.3 外间隙和环形间隙 |
| 2.4 总结与讨论 |
| 3 脉冲星J2302+4442 和J0659+1414 的射电和伽玛射线脉冲模拟 |
| 3.1 工作背景 |
| 3.2 观测及数据处理 |
| 3.3 脉冲星轮廓模拟 |
| 3.4 本章小结与讨论 |
| 4 利用环间隙和核心间隙模型模拟蟹状星云脉冲星的多频段X射线光变曲线 |
| 4.1 工作背景 |
| 4.2 观测及数据处理 |
| 4.3 蟹状星云脉冲星多波段光变曲线的高斯拟合 |
| 4.4 本章小结与讨论 |
| 5 黑寡妇脉冲星B1957+20 的掩食研究 |
| 5.1 工作背景 |
| 5.2 观测及数据处理 |
| 5.3 脉冲星掩食食长与频率的依赖关系 |
| 5.4 本章小结与讨论 |
| 6 总结与展望 |
| 6.1 总结 |
| 6.2 展望 |
| 参考文献 |
| 致谢 |
| 攻读硕士学位期间主要研究成果 |
（3）内部供能中子星研究（论文提纲范文）
| 摘要 |
| ABSTRACT |
| 1. 超新星爆发及中子星形成、超新星遗迹及超新星遗迹脉冲星 |
| 1.1 超新星爆发及中子星形成 |
| 1.2 超新星遗迹 |
| 1.3 超新星遗迹脉冲星 |
| 2. 中子星 |
| 2.1 中子星内部结构 |
| 2.2 中子星分类 |
| 2.2.1 旋转供能脉冲星 |
| 2.2.2 吸积供能脉冲星 |
| 2.2.3 内部供能脉冲星 |
| 3. 中心致密天体、磁星及暗X射线孤立中子星的时变及能谱性质 |
| 3.1 中心致密天体的时变及能谱性质 |
| 3.1.1 一颗可能的长周期中心致密天体 |
| 3.2 磁星的时变及能谱性质 |
| 3.2.1 磁星的发现 |
| 3.2.2 磁星的种类 |
| 3.2.3 磁星强磁场可能的形成过程 |
| 3.2.4 磁星的光变特性 |
| 3.3 暗X射线孤立中子星的时变及能谱性质 |
| 4. 中子星中心致密天体的双星起源 |
| 4.1 周期—磁场分布 |
| 4.2 双星起源模型分析 |
| 4.3 演化路径 |
| 4.4 小结 |
| 5. 磁星及暗X射线孤立中子星演化研究 |
| 5.1 磁星的快速射电暴现象 |
| 5.2 暗X射线孤立中子星与磁星的比较 |
| 6. 总结和展望 |
| 参考文献 |
| 致谢 |
| 攻读硕士学位期间主要研究成果 |
| 参加会议或培训 |
（4）基于多信使天文及核物理数据的状态方程研究（论文提纲范文）
| 摘要 |
| ABSTRACT |
| 第1章 引言 |
| 1.1 背景 |
| 1.1.1 中子星 |
| 1.1.2 状态方程 |
| 1.2 可用于限制状态方程的现有数据 |
| 1.2.1 核物理实验对对称能的限制 |
| 1.2.2 引力波 |
| 1.2.3 中子星最大质量 |
| 1.2.4 中子星的质量和半径测量 |
| 1.3 研究方法 |
| 1.3.1 状态方程的参数化展开 |
| 1.3.2 状态方程的非参数化方法 |
| 1.3.3 TOV方程求解 |
| 1.3.4 Bayes分析 |
| 第2章 多信使数据限制中子星状态方程 |
| 2.1 LXMB的限制 |
| 2.1.1 数据分析 |
| 2.1.2 结果 |
| 2.2 PSRJ0030+0451的限制 |
| 2.2.1 数据分析 |
| 2.2.2 结果 |
| 2.3 统一关系及其应用 |
| 2.3.1 统一关系 |
| 2.3.2 数据选择及其使用 |
| 2.3.3 对其他宏观量的限制 |
| 2.4 状态方程应用:孤立中子星质量 |
| 2.4.1 孤立中子星 |
| 2.4.2 质量估计 |
| 第3章 post-merger引力波及其对物态限制的影响 |
| 3.1 后并合阶段 |
| 3.2 辐射的引力波能量 |
| 3.2.1 数值模拟结果 |
| 3.2.2 数值模拟结果的应用 |
| 3.2.3 辐射能量的限制 |
| 3.3 对最大质量的限制 |
| 3.3.1 重子质量的守恒 |
| 3.3.2 角动量的守恒 |
| 3.3.3 结果 |
| 3.4 探测的可能性 |
| 第4章 拥有解禁闭夸克相的状态方程 |
| 4.1 核子-夸克相变 |
| 4.1.1 相变的研究方法 |
| 4.1.2 数据的选取与处理 |
| 4.1.3 限制结果 |
| 4.2 夸克星 |
| 4.2.1 袋模型 |
| 4.2.2 稳定性条件与先验 |
| 4.2.3 数据处理 |
| 4.2.4 结果 |
| 第5章 总结与展望 |
| 5.1 总结 |
| 5.2 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）宇宙高能粒子的起源（论文提纲范文）
| 摘要 |
| ABSTRACT |
| 符号说明 |
| 第1章 引言 |
| 第2章 宇宙射线的观测 |
| 2.1 地球附近的宇宙射线 |
| 2.1.1 基本特征 |
| 2.1.2 能谱精细结构 |
| 2.2 超新星遗迹的宇宙射线 |
| 2.2.1 辐射能谱 |
| 2.2.2 能谱演化和银河系空间分布 |
| 第3章 宇宙射线的超新星遗迹起源 |
| 3.1 输运方程 |
| 3.1.1 唯象观点 |
| 3.1.2 动理学推导 |
| 3.1.3 扩散系数 |
| 3.2 扩散激波加速 |
| 3.2.1 稳态模型 |
| 3.2.2 时间依赖模型 |
| 3.3 宇宙射线的传播 |
| 3.3.1 漏箱模型 |
| 3.3.2 太阳调制 |
| 3.4 时间依赖的超新星遗迹粒子加速模型 |
| 3.4.1 最大加速能量 |
| 3.4.2 双阶段模型 |
| 3.4.3 对膝能量以上宇宙射线的贡献 |
| 第4章 扩散激波加速的非线性效应 |
| 4.1 流体力学 |
| 4.1.1 守恒定律 |
| 4.1.2 激波 |
| 4.2 双流体激波 |
| 4.2.1 宇宙射线流体 |
| 4.2.2 加速效率 |
| 4.2.3 注入率 |
| 4.2.4 逃逸过程 |
| 4.3 双流体自相似冲击波 |
| 4.3.1 超新星遗迹的演化 |
| 4.3.2 球对称爆炸 |
| 4.3.3 随机磁场的作用 |
| 第5章 粒子幂律能谱的热平衡观点 |
| 5.1 概述 |
| 5.2 正则系综 |
| 5.2.1 态密度 |
| 5.2.2 统计描述 |
| 5.2.3 最概然分布 |
| 5.2.4 幂律分布 |
| 5.3 热力学量 |
| 5.3.1 均匀系统 |
| 5.3.2 热力学极限 |
| 5.4 讨论 |
| 第6章 总结 |
| 参考文献 |
| 补充材料 |
| 致谢 |
| 在读期间发表的学术论文与取得的研究成果 |
（7）中国空间天文40周年（论文提纲范文）
| 0 引言 |
| 1 国际空间天文学发展历程 |
| 1.1 探索试验阶段 |
| 1.2 早期发展阶段 |
| 1.3 全面发展阶段 |
| 2 中国空间天文学发展历程 |
| 2.1 早期的天文卫星计划 |
| 2.2 气球空间天文探测 |
| 2.3 基于载人航天工程的空间天文实验 |
| 2.4 天文卫星 |
| 3 中国空间天文实验 |
| 3.1 已结束运行的空间天文项目 |
| 3.1.1 太阳和宇宙天体高能辐射监测仪 |
| 3.1.2 γ射线偏振探测仪 |
| 3.2 正在运行的天文卫星 |
| 3.2.1 暗物质粒子探测卫星 |
| 3.2.2 硬X射线调制望远镜 |
| 3.2.3 极光计划——立方星X射线偏振探测器 |
| 3.2.4 龙虾眼X射线探测卫星 |
| 3.3 在研空间天文任务 |
| 3.3.1 引力波暴高能电磁对应体全天监测器 |
| 3.3.2 空间暂现源监视器 |
| 3.3.3 爱因斯坦探针 |
| 3.3.4 空间站多功能光学设施 |
| 3.3.5 增强型γ射线暴偏振探测仪(POLAR-2) |
| 4 未来10年中国空间天文展望 |
| 4.1 大型旗舰级空间天文台 |
| 4.1.1 增强型X射线时变与偏振探测卫星 |
| 4.1.2 空间高能宇宙辐射探测设施 |
| 4.2 中国空间引力波计划:太极计划与天琴计划 |
| 5 结语 |
（8）美国脉冲星导航空间飞行试验进展（论文提纲范文）
| 1 引言 |
| 2 NICER任务概述 |
| 任务背景 |
| 任务组成 |
| SEXTANT项目系统架构 |
| 3 X射线计时仪系统技术分析 |
| 4 空间飞行试验过程及结果 |
| 探测器的发射、安装与调试 |
| NICER科学观测任务 |
| SEXTANT地面后处理试验 |
| SEXTANT在轨空间飞行试验 |
| 5 结论 |
（9）等离子体鞘套中的X射线通信理论与技术研究（论文提纲范文）
| 摘要 |
| Abstract |
| 第1章 绪论 |
| 1.1 引言 |
| 1.2 国内外进展 |
| 1.2.1 等离子体鞘套通信研究进展 |
| 1.2.2 X射线通信研究进展 |
| 1.3 关键科学与核心技术问题 |
| 1.3.1 X射线与非均匀、动态时变等离子体的作用机理研究 |
| 1.3.2 黑障区X射线通信地面模拟实验验证系统搭建 |
| 1.4 本文主要研究内容 |
| 1.4.1 X射线在等离子体中的传输特性研究 |
| 1.4.2 X射线的调制发射与实时探测技术研究 |
| 1.4.3 模拟等离子体鞘套中的X射线通信地面验证实验研究 |
| 1.5 本文创新点 |
| 1.6 本章小结 |
| 第2章 X射线在等离子体中的传输特性研究 |
| 2.1 X射线与物质相互作用 |
| 2.1.1 X射线的散射 |
| 2.1.2 X射线的透射 |
| 2.1.3 X射线的吸收 |
| 2.2 等离子体鞘套特性研究 |
| 2.2.1 等离子体鞘套形成机理 |
| 2.2.2 等离子体鞘套核心参数 |
| 2.3 X射线与等离子体作用机理研究 |
| 2.3.1 电磁波在等离子体中的传输特性 |
| 2.3.2 X射线与等离子体相互作用 |
| 2.4 等离子体鞘套中X射线通信理论模型 |
| 2.4.1 载波X射线频率选择 |
| 2.4.2 X射线功率传输模型 |
| 2.4.3 X射线误差概率模型 |
| 2.5 本章小结 |
| 第3章 面向等离子体鞘套传输应用的X射线调制技术研究 |
| 3.1 X射线发射源方案 |
| 3.1.1 产生X射线的方式 |
| 3.1.2 激光等离子体X射线调制发射源 |
| 3.1.3 紫外光阴极X射线发射源方案 |
| 3.1.4 栅控X射线调制发射源方案 |
| 3.2 X射线通信信号调制 |
| 3.2.1 数字调制方式 |
| 3.2.2 PPM调制解调的实现 |
| 3.2.3 X射线语音传输编码 |
| 3.2.4 误码检测电路实现 |
| 3.3 本章小结 |
| 第4章 闪烁体 X 射线探测器及其读出电子学研究 |
| 4.1 高能段X射线探测方法 |
| 4.2 闪烁体探测器设计 |
| 4.2.1 闪烁体选型与仿真 |
| 4.2.2 输入窗材料及其厚度选择 |
| 4.2.3 光电倍增管的选择及数据读出 |
| 4.3 读出电子学设计 |
| 4.3.1 跨阻抗放大器设计 |
| 4.3.2 定时电路设计 |
| 4.3.3 数字时间转换电路 |
| 4.4 电子学输出信号测试 |
| 4.4.1 前放电路放大能力测试 |
| 4.4.2 恒比定时电路测试 |
| 4.4.3 TDC定时电路测试 |
| 4.5 本章小结 |
| 第5章 X射线通信在模拟等离子体鞘套中的传输特性实验研究 |
| 5.1 空间背景噪声抑制与跟踪捕获方案 |
| 5.1.1 空间背景噪声分析 |
| 5.1.2 中继传输方案 |
| 5.2 闪烁体探测器测试 |
| 5.2.1 暗计数测试 |
| 5.2.2 能谱响应范围测试 |
| 5.2.3 探测效率测试 |
| 5.2.4 通信带宽测试 |
| 5.3 等离子体产生装置及其测试 |
| 5.3.1 基于辉光放电等离子体产生装置 |
| 5.3.2 等离子体产生装置辐射特性测量 |
| 5.4 X射线在等离子体中透过率实验 |
| 5.4.1 不同流量X射线在等离子体中的透过率实验 |
| 5.4.2 不同等离子体电子密度下X射线透过率实验 |
| 5.5 X射线穿过等离子体后能谱特性研究 |
| 5.5.1 不同阳极高压下穿透等离子体后X射线能谱特性 |
| 5.5.2 不同光子流量下穿透等离子体后X射线能谱特性 |
| 5.6 X射线等离子体通信实验 |
| 5.6.1 不同光子流量下的X射线通信实验 |
| 5.6.2 不同电子密度下的X射线通信实验 |
| 5.7 本章小结 |
| 第6章 总结与展望 |
| 6.1 工作总结 |
| 6.2 下一步工作计划 |
| 参考文献 |
| 致谢 |
| 作者简历及攻读学位期间发表的学术论文与研究成果 |
（10）磁星驱动的伽玛暴喷流特性及相关X射线偏振探测技术研究（论文提纲范文）
| 摘要 |
| abstract |
| 第一章 伽玛暴的概述 |
| 1.1 伽玛暴探测历史 |
| 1.2 伽玛暴的瞬时辐射观测 |
| 1.3 伽玛暴的中心引擎与喷流结构 |
| 1.4 磁星驱动伽玛暴的观测证据 |
| 第二章 未来伽玛暴相关探测项目及X射线偏振探测技术 |
| 2.1 未来近几年的伽玛暴探测卫星项目 |
| 2.2 X射线偏振探测技术 |
| 2.3 X射线偏振探测卫星项目 |
| 2.4 软X射线偏振仪 |
| 第三章 磁星驱动的伽玛暴喷流特性及磁偶极辐射光度函数 |
| 3.1 样本选择 |
| 3.2 磁星驱动的伽玛暴喷流特性 |
| 3.3 伽玛暴爆发率 |
| 3.4 新生磁星偶极辐射星风光度函数及辐射特性 |
| 3.5 喷流-星风体系 |
| 3.6 用爱因斯坦探针(EP)探测喷流和星风偶极辐射 |
| 3.7 本章小结 |
| 第四章 软X射线偏振仪(SXP)对伽玛暴的偏振探测 |
| 4.1 偏振测量计算 |
| 4.2 SXP对伽玛暴的X射线偏振探测 |
| 4.3 SXP对X射线平台的偏振探测估计 |
| 4.4 本章小节 |
| 第五章 探测技术基础研究——THGEM探测器的气体优化 |
| 5.1 偏振探测技术与厚型气体电子倍增器(THGEM) |
| 5.2 电子学刻度 |
| 5.3 不同工作气体下的增益与分辨率测量 |
| 5.4 本章小结 |
| 第六章 总结与展望 |
| 6.1 总结 |
| 6.2 展望 |
| 参考文献 |
| 致谢 |
| 攻读学位期间发表论文情况 |
四、Geminga脉冲星的软X脉冲相位（论文参考文献）
- [1]X射线像素探测器中低噪声前端电路的设计[D]. 李蕾. 哈尔滨工业大学, 2021
- [2]伽玛射线脉冲星的多波段研究[D]. 白俊涛. 贵州师范大学, 2021(09)
- [3]内部供能中子星研究[D]. 刁振琪. 贵州师范大学, 2021(10)
- [4]基于多信使天文及核物理数据的状态方程研究[D]. 蒋金靓. 中国科学技术大学, 2021(09)
- [5]宇宙高能粒子的起源[D]. 张轶然. 中国科学技术大学, 2021(09)
- [6]慧眼运行与科学成果——慧眼观天四年记[J]. 贾淑梅,张澍,屈进禄. 现代物理知识, 2021(02)
- [7]中国空间天文40周年[J]. 吴伯冰,马宇蒨,张双南,常进. 空间科学学报, 2021(01)
- [8]美国脉冲星导航空间飞行试验进展[J]. 丁陶伟,帅平. 国际太空, 2020(10)
- [9]等离子体鞘套中的X射线通信理论与技术研究[D]. 苏桐. 中国科学院大学(中国科学院西安光学精密机械研究所), 2020(06)
- [10]磁星驱动的伽玛暴喷流特性及相关X射线偏振探测技术研究[D]. 谢文锦. 广西大学, 2020(07)