一、小质量X射线双星铁发射线观测特征的理论分析（论文文献综述）
梁恩思[1]（2020）在《恒星耀发的测光观测及系外行星的证认》文中指出太阳系外行星（简称系外行星）的探测与刻画是近三十年来最热门的天文学领域之一。自从1995年第一颗围绕类太阳恒星的系外行星被发现后,系外行星的形成、演化、宜居性等一直是天文学家们关注的研究课题。行星作为生命存在唯一已知的载体,其宜居性受其距宿主恒星的距离（是否位于主星宜居带）、行星类型与物理特性（是否为类地行星）等属性的影响。此外,行星所受宿主恒星的辐射也是对类地行星宜居性有重要影响的因素之一。因此,研究主星的长期辐射变化与瞬时爆发对行星宜居性研究具有重要意义。本文通过测光研究恒星爆发性瞬变现象,即恒星耀发现象（stellar flare,也称恒星耀斑）,探寻恒星耀发在光学波段的规律,为未来行星宜居性研究做准备。恒星耀发作为无法预测的天文现象,大视场、长基线测光观测是扩大观测样本并进行统计研究的重要手段。Kepler空间项目在发现了4000多颗系外行星的同时,也为恒星耀发研究提供了大量高精度时序观测的样本。但由于Kepler大部分数据观测间隔较长（30分钟）,并不利于耀发的精细刻画。自2015年起,本课题组参与南极天文观测,利用南极冰穹A优异观测条件和极夜优势,开展了中国南极系外行星观测项目（CHinese Exoplanet Survey Pro-gram from Antarctica,以下简称CHESPA）。本文利用CHESPA项目中CSTAR望远镜2008年的观测数据及AST3-II望远镜2016年观测数据,结合AAT望远镜2015年的视向速度数据,开展了恒星耀发探测与刻画、系外行星候选体证认的工作。取得的主要创新结果如下:在第二章中,根据CSTAR数据的特点,开发了一套可靠的耀发探测方法。使用该方法,在13个耀发源上探测到了15次恒星耀发现象,其中2个耀发源为已知的变星,包括1个已知的X射线活跃发射体。在恒星耀发属性方面,首次定义了用来描述恒星耀发能量注入与释放时间比的恒星耀发倾斜度参数κ,发现了耀发总持续时间和耀发的下降时间之间的一个线性关系,以此得到这15次耀发现象κ的典型值为3.67。对发生在2MASS J174728.65-884609.43上的复合耀发现象进行了细致地拟合,解析出了主耀发和两个次级耀发的具体参数。在第三章中,基于AST3-II望远镜数据开发了一套更全面、且具有自适应性的恒星耀发探测方法。使用该方法,在AST3-II望远镜2016年观测数据中探测到了20次可靠的恒星耀发现象。也将第二章所用耀发模型推广到所有探测到的恒星耀发上,通过细致拟合找出了恒星耀发时真实的峰值所在。利用拟合的结果,计算了所有耀发现象的持续时长、振幅、能量、倾斜度等参数。相比于第二章的工作,通过更精确地定义耀发起始时间、结束时间以及耀发峰值,将倾斜度参数κ更新为3.0。而结合Gaia望远镜所给出的准确距离参数,计算得出所有耀发事件的i波段能量,其最小值为1034尔格;最大值则达到1038尔格。同时,还发现巨星耀发平均能量显着大于矮星耀发,其中1例的能量足以永久性摧毁周围可能存在的系外行星的大气层。在第四章中,将CSTAR望远镜2008年测光数据与澳大利亚AAT望远镜2015年的视向速度数据结合,对CSTAR候选体中高置信度的CEC-8进行了视向速度——测光联合拟合。拟合结果显示,CEC-8 b很有可能为一颗膨胀的热木星,密度仅为木星的10%。通过与NASA系外行星数据库中超过500颗已知密度的系外行星比较,CEC-8 b的密度为最小的10颗之一。而通过与已知膨胀热木星比较,认为CEC-8 b也具有良好的大气透射谱研究价值。最后在第五章中,对博士期间进行的所有工作进行简要的总结,并对未来的研究课题进行展望。
薛永泉[2]（2019）在《钱德拉深场令人兴奋的系列研究进展》文中提出钱德拉深场是河外X射线巡天中的佼佼者,在多波段观测的有效补充下,对于我们深刻认识0.5～8keV宇宙X射线背景辐射源做出了至关重要的贡献——这些源主要是遥远的活动星系核、星暴和正常星系。本综述（1）提供了钱德拉深场的背景信息;（2）概括了X射线巡天观测近20年来的一些重大研究进展;（3）重点介绍了来自钱德拉深场的一系列令人兴奋的最新科学成果,包括发现首例双中子星并合形成的磁星所驱动的X射线暂现源、活动星系核光变、物理和统计、星系和超大质量黑洞协同演化、星系X射线双星辐射演化以及星系群普查等;（4）总结了一些重要的开放性问题与未来研究前景。
周爽[3]（2019）在《基于贝叶斯统计的星系光谱分析》文中提出星系的光谱中包含着丰富的物理信息,包括星系的年龄、金属丰度及其演化历史、星系中恒星的初始质量函数和形成历史等。如何对所得到的星系光谱进行充分的建模和理论分析,从而得到这些重要的物理信息,一直是星系形成与演化研究中的热点和难点问题。我们开发了一套基于贝叶斯统计方法的星系光谱拟合程序BIGS。这套程序使用利用最新的星族合成模型对星系中恒星的形成与演化过程以及尘埃消光等进行建模,并利用贝叶斯分析的思想与实际的观测光谱进行比较,从而推断出星系的各种物理性质。利用这套程序,我们首先研究了早型星系之中初始质量函数的变化规律。我们从斯隆数字巡天第四期的二维积分视场光谱巡天项目Ma NGA之中选取了一个早型星系的样本,使用最新的包含星系初始质量函数变化的星族模型对这些星系进行研究。我们发现星系的初始质量函数与星系速度弥散相关,大质量、高速度弥散的星系会更倾向于一种底端重的形式,也即初始形成更多的低质量恒星,但这一关系只是由金属丰度与速度弥散的相关性衍生而来,星系的金属丰度对初始质量函数的影响可能更为基本。利用Ma NGA巡天的空间分辨能力,我们对初始质量函数的径向分布也进行了细致的分析。我们发现星系的IMF径向分布规律随着星系质量会发生变化,星系的中央相对外围更倾向于底端轻,而大质量星系的中心则更倾向底端重。在此之后,我们在星系的恒星形成历史,特别是小质量星系的恒星形成历史方面也进行了探索。由高分辨率望远镜对能分辨单个恒星的临近矮星系的研究发现,这些在光学波段呈蓝色,看似年轻的矮星系中实际隐藏着一个暗弱的年老星族,这对星系的形成演化模型给出了很强的限制。为研究此问题,我们使用贝叶斯光谱分析手段对Ma NGA巡天中小质量星系的恒星形成历史进行了研究,结果发现在高信噪比的光谱帮助下,我们可以从这些星系中分辨出年老的恒星成分。通过进一步结合部分星系的UKIDSS近红外测光数据,这些年老的恒星成分可以被更好地限制出来。通过比较不同质量区间以及星系的不同部分的恒星形成历史差异我们发现,大质量的早型星系比低质量的晚型星系形成更早,且晚型星系的外围相对较为年轻。
穆慧君[4]（2019）在《利用X射线耀发研究伽玛射线暴的中心引擎机制》文中提出伽玛射线暴（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[5]（2019）在《中子星暂现现象中的非平衡行为及中子星物理》文中提出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。
李少泽[6]（2019）在《中心能源作用下的并合新星与超亮超新星研究》文中指出传统的超新星或者类超新星暂现源,比如理论上的千新星,被认为是由放射性衰变供能。通常放射性衰变加热率与抛射物质量以及放射性元素含量有关,因而对超新星峰值光度存在一定的限制。除了放射性衰变,另一种可能的供能方式一中心能源供能,也扮演着重要作用。一颗高速旋转的磁星作为中心能源,在并合新星与超亮超新星研究中被广泛采用。由于来自磁星的能量注入,使得并合新星与超亮超新星的光度一般要高于千新星与传统超新星。除了作为并合新星与超亮超新星的中心能源,历史上,毫秒磁星早已被认为是伽马射线暴（伽马暴）的可能中心能源。一颗长时间存活的磁星有助于解释伽马暴余辉辐射中的平台与耀发现象。根据持续时间的长短,伽马暴可以分为长暴与短暴。长暴普遍被认为与大质量恒星塌缩相关,而短暴起源于双致密星并合。GRB111209A/SN2011kl是有史以来发现的第一例伽马暴—超亮超新星成协。GRB111209A/SN2011kl的成协,将伽马暴研究与超亮超新星研究联系起来。在2017年,引力波信号GW170817的探测直接验证了短暴可以形成于双中子星并合。除了短暴,并合后形成的并合新星也可以作为引力波信号的电磁对应体。由于准各向同性的辐射特征,同时又比传统意义上的千新星更为明亮,并合新星被认为是最为理想的引力波信号电磁对应体。作为统一的中心能源,磁星供能将伽马暴,并合新星与超亮超新星研究联系了起来。因此,通过借鉴伽马暴理论,本文主要探究磁星供能模型在并合新星与超亮超新星中的应用。基于磁星供能模型,本文主要介绍了我们在并合新星与超亮超新星方面的四个的工作。（1）在光学巡天中发现并合新星可以一定程度上估计双中子星并合率,从而指导引力波的探测。作为直接的尝试,我们从PS1-MDS巡天中发现了可能的并合新星候选体。（2）如何从众多的光学暂现源中区分出并合新星需要更好的方法。由于来自中心磁星的能量注入,在并合抛射物中会形成向外传播的激波。在穿出抛射物时,会形成短时标的明亮的激波突破辐射。这可以作为并合新星特殊的前兆辐射,有助于快速分辨出可能的并合新星候选体。（3）并合新星本身作为引力波信号的电磁对应体,有助于对双中子星引力波信号的证认。GW 170817的发现让我们第一次有机会深入研究双中子星并合的过程。从千新星和并合新星的区别出发,我们利用中心能源模型重新对与引力波成协的AT2017gfo进行了多波段拟合,发现并合新星模型可以更自洽的解释AT2017gfo。我们的结果显示相应的并合产物应该是一颗长时间存活的大质量中子星,这对目前多数的中子星状态方程来说是一个不小的挑战。（4）除了双中子星并合,我们也尝试寻找超亮超新星中心能源与伽马暴中心能源之间存在的区别与联系。初步的统计结果显示,超亮超新星磁星与伽马暴磁星在磁场强度上存在明显的区别。基于磁星供能模型,通过引入耀发式的能量注入,我们拟合了SN2015bn光变曲线的多次起伏特征。这预示出中心能源的长时标活动性。通过与伽马暴耀发对比,发现两者在时标和光度上存在一定的联系。因此,尽管具有不同的磁场强度,超亮超新星磁星与伽马暴磁星一定程度上也存在着相关性。基于此,我们尝试在一个统一的框架里讨论了由磁星驱动的各种爆发现象。将来一个统一的磁星供能模型的建立是非常有意义的。
陈维[7]（2018）在《伽玛暴多波段数据分析及对中心引擎的限制》文中研究表明伽玛射线暴（伽玛暴）是一种在观测上主要发生在伽玛波段的暂现源,其一瞬间释放的能量规模在宇宙中仅次于宇宙大爆炸。自1973年发现以来,其高能量、高红移、全波段辐射等等特征,令伽玛射线暴一经发现就吸引了高能天体物理学界的目光。人们不仅对其本身的物理本质进行研究,也将其作为标尺和探针用于宇宙学的研究。在这篇论文中,主要介绍本人利用伽玛暴的大数据对其中心引擎机制进行的研究工作。第一章是对伽玛射线暴现有研究进展的阐述。包括伽玛暴发现和认识的历史、现阶段伽玛暴的研究手段、研究伽玛暴的仪器设备和伽玛暴合作网络,以及到目前为止人们发展的伽玛暴相关理论,包括:火球模型,伽玛暴前身星,中心引擎,余辉机制和后标准效应的标准模型,余辉平台的内耗散结构,千新星机制等等。在第二章中,我将介绍我的第一个工作:关于利用伽玛暴多波段数据对中心引擎模型进行限制。如果磁星确实是一些伽玛暴的中心引擎,那么预计会出现几个磁星的演化结果:（1）立即坍缩形成黑洞（BH）;（2）快速旋转的磁星在自转减速后坍缩形成黑洞;和（3）稳定的磁星。从伽玛暴样本中,我们发现两个伽玛暴候选体在早期余辉中出现磁星中心引擎的证据,以及在晚期它们出现了新生的饥饿黑洞。我们的研究结果表明,一些磁星可能确实会坍缩形成黑洞,这为磁星和黑洞中心引擎模型提供了直接支持。在第三章中,本人于第二章提出的情景可能适用于最近的引力波（GW）事件GW170817/GRB 170817A/AT2017gfo。最近对GRB 170817A的观测表明,在X射线和射电辐射方面,晚期都出现了意想不到的再次增亮行为。我们用千新星模型对AT2017gfo中的光学数据进行光谱拟合,发现残差成分可能是非热余辉辐射,并且表现出类似的上升行为。我们建议这些重新增亮的辐射可以由超大质量磁星坍缩产生的新生黑洞所解释。为了验证这种情况,我们利用MCMC方法对X射线,射电和光学残差数据使用我们的模型进行拟合,可以解释的很好。在第四章中,本人试图利用伽玛暴大数据样本的统计分析,来约束中心引擎模型。作为统计分析的第一步,本人开发了专门用于伽玛暴研究的自动数据收集和统计分析软件Capella。然后,我们利用Capella从所有可用的公共数据档案中收集大量的伽玛暴数据。我们最终对伽玛暴样本进行全面的统计研究。我们特别关注超长伽玛射线暴的中心引擎。第五章总结本人的主要工作,我们模型的局限性以及GRB研究的一些前景,提出我们的下一步的研究计划。
刘铮[8]（2018）在《耀变体OJ 287伽玛波段长时标光变特性研究》文中研究说明Fermi伽玛射线空间望远镜自2008年发射升空以来,已巡天观测了近十年,其观测的数据可以对耀变体OJ 287在伽玛波段的长时标光变特性展开研究。本文处理了耀变体OJ 287从2008年8月至2016年10月的伽马波段观测数据,分析了目标源在该波段的辐射特性,并对其中可能存在的光变周期展开了分析。首先我们对耀变体OJ 287伽玛波段100MeV至300GeV能段的观测数据进行了处理,数据分析表明目标源在观测期间存在5个主要耀发,各个耀发呈现非对称结构,其耀发的峰值流量最高可达到8×10-7ph·cm-2·s-1,观测到的最快的耀发流量倍增时标只有不到6小时。耀变体OJ 287在100MeV-1GeV和1-300GeV能段区的光变特性与100MeV-300GeV整个能段的没有显着区别。对耀发的能谱分别采用不同模型进行拟合,发现不同的模型拟合所得能谱指数α均稳定在2左右。利用Lomb-Scargle周期图方法研究了耀变体OJ 287伽玛波段可能的周期光变,我们发现了313天和715天的周期信号,但其置信度没有超出3倍标准偏差。对这样的伽玛波段周期信号,我们给出了可能的解释。
郑天媛[9]（2017）在《X射线双星及活动星系核喷流运动与光变的联合研究》文中研究说明喷流是天体系统喷射出的定向、高速、准直的物质流,其空间尺度一般可从pc延展到kpc,甚至可达Mpc的量级。通常认为与吸积过程相伴,并且可以出现在不同尺度的天体系统当中,如年轻恒星体、微类星体、射电星系、类星体等,这其中以类星体中的喷流最为壮观。MOJAVE（Monitoring of Jets in Active Galactic Nuclei with VLBA Experiments）的最新观测数据显示,至少有一半的喷流展现出非弹道或横向加速运动,这表明喷流的非弹道运动是非常普遍的。本文主要研究了几种典型的横向喷流的形态及其运动情况。文章着重介绍了 Gong（2008）中提出的非弹道模型,我们利用该模型很好地拟合了黑洞候选体XTE J1752-223和类星体NRAO 150、B21308+326的喷流运动轨迹,并在此基础上自然地解释了 XTE J1752-223中各喷流成分出现的先后与其多波段光变之间的关系。更重要的是,通过对喷流运动及多波段光变的统一解释,我们发现,喷流各成分的出现具有时间反转现象,即先出现的喷流可能由于在视线方向上的投影距离比后出现的喷流大（对应于更长的传播时间）,从而导致后被观测到的现象。第一章首先介绍了不同尺度天体物理系统中的喷流现象及其观测特征。其次,简单概括了有关喷流的形成、成分、准直、加速以及辐射的基本理论知识。第二章我们介绍了目前在射电波段对喷流的主要观测项目,以及这些项目所得到的观测结果,主要为喷流的形态及其运动,尤其是视超光速运动,继而引出对视超光速现象的理论解释,即着名的弹道模型。第三章是我们工作的理论核心部分,即喷流运动的非弹道模型。在引入非弹道模型之前,我们首先介绍了为解释弯曲喷流而发展起来的进动的弹道模型,继而阐述了喷流进动的基本理论。最后,我们着重阐述了为解释更多复杂的观测现象而提出的非弹道模型以及该模型对观测的解释。第四章是本文工作的重点,我们利用非弹道模型很好地拟合了黑洞候选体XTE J1752-223和类星体NRAO 150、B2 1308+326的喷流轨迹,并自然地解释了 XTE J1752-223喷流运动及其光变之间的关系。此外,通过对各喷流成分的相对发出时间、传播时间、到达先后的对比,我们还发现,光的传播时间可能导致喷流不同成分的时间反转现象。文章最后简要介绍了一下非弹道模型存在的问题以及对今后工作的展望。附录部分是我们在脉冲星计时方面的工作,主要是利用Gong（2005）提出的多普勒残余效应很好地拟合了 CenX-3、4U1626-67和HerX-1频率的演化,并指出该效应理论上在所有的脉冲双星系统中都存在,只是在一般的脉冲双星系统中,其轨道周期比较长,多普勒残余效应并不明显或该效应已被其它参数所吸收。
刘佰生,李向东[10]（2017）在《银河系甚弱X射线暂现源的研究进展》文中研究表明银河系内的X射线双星暂现源大多是吸积的黑洞或中子星系统。最近十几年以来,还探测到几十颗具有极低爆发光度(2～10 keV的光度约1027～1029 J·s-1)的X射线暂现源,称为甚弱X射线暂现源（very faint X-ray transient,简称VFXT）。根据观测和理论分析,VFXT的长期平均物质吸积率约小于10-13～10-12 M⊙·a-1,这样低的吸积率无法用传统的X射线双星演化理论解释。首先总结了VFXT的观测特征,指出其族群多样性的特征。评述了现有可能的机制,并指出还需要更多的观测和理论研究来揭示这类奇特的暂现源的本质。
二、小质量X射线双星铁发射线观测特征的理论分析（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、小质量X射线双星铁发射线观测特征的理论分析（论文提纲范文）
（1）恒星耀发的测光观测及系外行星的证认（论文提纲范文）
| 摘要 |
| 英文摘要 |
| 第一章 绪论 |
| 1.1 系外行星简史 |
| 1.2 系外行星探测方法 |
| 1.2.1 视向速度法 |
| 1.2.2 凌星法 |
| 1.2.3 视向速度法与凌星法结合 |
| 1.3 恒星耀发探测简史 |
| 1.3.1 恒星耀发定义 |
| 1.3.2 恒星耀发观测意义 |
| 1.3.3 恒星耀发观测历史 |
| 1.4 恒星耀发统计结果简介 |
| 1.5 本文立意 |
| 第二章 基于CSTAR望远镜2008年数据的恒星耀发探测 |
| 2.1 引言 |
| 2.2 设备、观测以及先前数据处理方法 |
| 2.2.1 CSTAR望远镜参数简介 |
| 2.2.2 2008年观测简介 |
| 2.2.3 先前数据处理综述 |
| 2.3 恒星耀发探测 |
| 2.3.1 测光精度 |
| 2.3.2 恒星耀发探测方法 |
| 2.3.3 候选体验证 |
| 2.4 结果与讨论 |
| 2.4.1 恒星耀发探测结果 |
| 2.4.2 恒星耀发属性 |
| 2.4.3 2MASSS J174728.65-884609.43耀发事件详解 |
| 2.5 本章小结 |
| 第三章 基于AST3-II望远镜(CHESPA)2016年观测数据的恒星耀发探测与刻画 |
| 3.1 引言 |
| 3.2 设备、观测以及先前数据处理方法 |
| 3.2.1 AST3望远镜简介 |
| 3.2.2 2016年观测与先前数据处理综述 |
| 3.3 耀发探测 |
| 3.3.1 测光精度综述 |
| 3.3.2 耀发探测方法 |
| 3.3.3 验证过程 |
| 3.4 耀发探测结果与讨论 |
| 3.4.1 耀发探测结果 |
| 3.4.2 恒星耀发拟合过程 |
| 3.4.3 耀发参数 |
| 3.4.4 恒星参数计算 |
| 3.4.5 耀发结果讨论 |
| 3.5 本章小结 |
| 第四章 利用AAT望远镜数据进行CSTAR系外行星候选体证认 |
| 4.1 引言 |
| 4.2 观测与数据处理 |
| 4.2.1 AAT望远镜简介 |
| 4.2.2 已有测光数据与视向速度数据简介 |
| 4.3 视向速度、凌星数据联合拟合 |
| 4.3.1 存在性初步证认 |
| 4.3.2 全局拟合 |
| 4.4 结果与讨论 |
| 4.4.1 全局拟合结果 |
| 4.4.2 CEC-8b讨论 |
| 4.5 本章小结 |
| 第五章 总结与展望 |
| 5.1 总结 |
| 5.2 展望 |
| 参考文献 |
| 发表文章目录 |
| 致谢 |
（2）钱德拉深场令人兴奋的系列研究进展（论文提纲范文）
| 1 背景介绍 |
| 1.1 河外X射线巡天的有效性 |
| 1.2 钱德拉深场 |
| 1.3 多波段观测的有效补充 |
| 1.4 X射线点源的种类划分 |
| 1.5 本文内容与结构 |
| 2 X射线巡天近20年来的一些重大科学进展 |
| 3 钱德拉深场近期科学成果介绍 |
| 3.1 发现首例双中子星并合形成的磁星所驱动的X射线暂现源 |
| 3.2 探究活动星系核长期X射线光变的宇宙学演化 |
| 3.3 限制高红移处超大质量黑洞低吸积率的活动性 |
| 3.4 审视高度遮蔽乃至康普顿厚活动星系核种群 |
| 3.5 确立超大质量黑洞质量增长与宿主星系恒星质量的根本相关性 |
| 3.6 刻画正常星系X射线双星整体X射线辐射的宇宙学演化 |
| 3.7 普查构成星系演化最为常见宇宙环境的星系群 |
| 4 总结与展望 |
| 4.1 重要的开放性问题 |
| 4.2 未来研究前景 |
（3）基于贝叶斯统计的星系光谱分析（论文提纲范文）
| 摘要 |
| abstract |
| 主要符号对照表 |
| 第1章 绪论 |
| 1.1 现代宇宙学与大尺度结构形成 |
| 1.2 星系形成与演化 |
| 1.3 星系光谱与星族合成理论 |
| 1.3.1 星族合成理论概述 |
| 1.3.2 星族合成领域的一些热点问题 |
| 1.4 星系光谱分析方法 |
| 1.5 近邻星系观测简述 |
| 1.5.1 多波段观测 |
| 1.5.2 积分视场光谱观测简介 |
| 1.6 论文总纲 |
| 第2章 基于贝叶斯统计的星系光谱分析程序 |
| 2.1 引言 |
| 2.2 BIGS中的星族合成方法 |
| 2.2.1 SSP模板库 |
| 2.2.2 星系的恒星形成历史 |
| 2.2.3 星系中的尘埃消光 |
| 2.2.4 BIGS星族合成模型小结 |
| 2.3 贝叶斯分析理论概述 |
| 2.4 BIGS程序框架 |
| 2.4.1 恒星的视向速度分布及BIGS的光谱预处理 |
| 2.4.2 MULTINEST 采样器和 BIGS 光谱拟合过程 |
| 2.5 基于模拟谱的光谱分析实例 |
| 2.6 小结 |
| 第3章 早型星系的初始质量函数研究 |
| 3.1 引言 |
| 3.2 数据 |
| 3.2.1 样本选取 |
| 3.2.2 星系光谱的叠加 |
| 3.3 BIGS光谱分析过程 |
| 3.3.1 光谱分析模型 |
| 3.3.2 BIGS光谱拟合过程 |
| 3.4 主要结果 |
| 3.4.1 初始质量函数的模型选择 |
| 3.4.2 初始质量函数对星系速度弥散的依赖 |
| 3.4.3 初始质量函数对星系金属丰度的依赖 |
| 3.4.4 初始质量函数对星系年龄和尘埃消光的依赖 |
| 3.4.5 初始质量函数变化的起源 |
| 3.4.6 初始质量函数的径向变化 |
| 3.5 可能的误差来源分析 |
| 3.5.1 信噪比的影响 |
| 3.5.2 SSP模型和元素丰度的影响 |
| 3.5.3 恒星形成历史的影响 |
| 3.6 与前人研究结果的比较 |
| 3.6.1 星系的 IMF slope |
| 3.6.2 IMF的径向分布 |
| 3.7 小结 |
| 第4章 低质量星系的恒星形成历史分析 |
| 4.1 引言 |
| 4.2 数据 |
| 4.2.1 MaNGA样本选择和光谱叠加 |
| 4.2.2 UKIDSS 数据 |
| 4.3 星族合成模型与BIGS光谱拟合 |
| 4.3.1 光谱分析模型 |
| 4.3.2 BIGS光谱拟合过程 |
| 4.4 主要结果 |
| 4.4.1 低质量星系中的年老星族 |
| 4.4.2 红外波段测光数据的限制 |
| 4.4.3 星系的恒星形成历史差异 |
| 4.5 讨论与分析 |
| 4.5.1 SSP模型和恒星形成历史模型的影响 |
| 4.5.2 与之前文献的比较讨论 |
| 4.6 小结 |
| 第5章 总结与展望 |
| 5.1 全文工作总结 |
| 5.2 展望 |
| 参考文献 |
| 致谢 |
| 个人简历、在学期间发表的学术论文与研究成果 |
（4）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 |
（5）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 |
（6）中心能源作用下的并合新星与超亮超新星研究（论文提纲范文）
| 摘要 |
| ABSTRACT |
| 第一章 绪论 |
| 1.1 伽马射线暴 |
| 1.1.1 观测历史 |
| 1.1.2 基本模型 |
| 1.1.3 中心能源 |
| 1.1.4 长暴与短暴 |
| 1.2 千新星与并合新星 |
| 1.2.1 传统放射性衰变供能 |
| 1.2.2 中心致密天体供能 |
| 1.2.3 GW170817与AT 2017gfo |
| 1.3 超亮超新星 |
| 1.3.1 超新星与超亮超新星分类 |
| 1.3.2 能源机制与光度限制 |
| 1.3.3 超亮超新星与伽马暴 |
| 1.4 研究动机以及内容安排 |
| 第二章 激波突破—并合新星的前兆辐射 |
| 2.1 激波动力学过程 |
| 2.2 激波突破辐射 |
| 2.3 小结和讨论 |
| 第三章 探究与引力波成协光学暂现源AT 2017gfo的能源机制 |
| 3.1 AT 2017gfo与“蓝红”千新星 |
| 3.2 放射性衰变供能的局限性 |
| 3.3 并合新星与中心能源供能 |
| 3.3.1 完善并合新星模型 |
| 3.3.2 黑洞吸积盘 |
| 3.3.3 自转减慢中子星 |
| 3.4 小结和讨论 |
| 第四章 在巡天观测中发现并合新星候选体 |
| 4.1 PS1-MDS暂现源 |
| 4.2 能源机制 |
| 4.3 拟合结果 |
| 4.4 小结和讨论 |
| 第五章 超亮超新星与伽马暴在中心能源上的区别和联系 |
| 5.1 超亮超新星的初步统计结果 |
| 5.2 SN2015bn |
| 5.2.1 本底光变 |
| 5.2.2 光变起伏与中心能源的耀发活动性 |
| 5.3 关于磁星供能的一些讨论 |
| 5.4 小结 |
| 第六章 总结和展望 |
| 附录A 类超新星辐射中的磁星供能模型 |
| 附录C 相对论形式的并合新星模型 |
| 附录B Arnett定律 |
| 参考文献 |
| 攻读学位期间发表论文列表 |
| 致谢 |
（7）伽玛暴多波段数据分析及对中心引擎的限制（论文提纲范文）
| 摘要 |
| Abstract |
| 1.伽玛射线暴综述 |
| 1.1 伽玛射线暴的早期认识 |
| 1.1.1 Vela时代伽玛暴 |
| 1.1.2 BATSE时代的伽玛暴 |
| 1.1.3 BeppoSAX时代的伽玛暴 |
| 1.1.4 HETE-II的超新星证认 |
| 1.1.5 Swift时代的伽玛暴天文学 |
| 1.2 多信使天文学时代的伽玛射线暴观测 |
| 1.2.1 伽玛暴协作网络 |
| 1.2.2 γ射线和X射线波段观测仪器 |
| 1.2.3 光学观测仪器 |
| 1.2.4 射电波段观测仪器 |
| 1.2.5 引力波观测仪器 |
| 1.2.6 其他联合观测仪器 |
| 1.3 伽玛射线暴火球模型和中心引擎机制 |
| 1.3.1 火球模型 |
| 1.3.2 坍缩星模型 |
| 1.3.3 双致密星并合模型 |
| 1.3.4 磁星模型 |
| 1.3.5 相变模型 |
| 1.3.6 中心引擎再活动 |
| 1.4 伽玛射线暴晚期多波段辐射机制 |
| 1.4.1 余辉观测结构 |
| 1.4.2 标准余辉模型 |
| 1.4.3 后标准余辉模型 |
| 1.4.4 磁星内耗散平台简介 |
| 1.4.5 千新星简介 |
| 2.磁星坍缩新生黑洞的证据 |
| 2.1 研究背景 |
| 2.2 模型 |
| 2.2.1 磁星减速驱动内耗散平台 |
| 2.2.2 新生黑洞和回落吸积 |
| 2.3 观测证据 |
| 2.3.1 长暴GRB 070110 |
| 2.3.2 短暴GRB 110731A |
| 2.4 结果和讨论 |
| 3.GRB 170817A多波段余辉及千新星辐射——新生黑洞活动的可能证据 |
| 3.1 研究背景 |
| 3.2 晚期余辉再增亮 |
| 3.2.1 双中子星并合与磁星坍缩 |
| 3.2.2 回落吸积产生多波段余辉 |
| 3.2.3 MCMC方法拟合多波段余辉 |
| 3.3 千新星辐射 |
| 3.3.1GRB 170817A和GW170817 |
| 3.3.2 早期光学波段的谱拟合 |
| 3.3.3 黑体谱随时间的演化 |
| 3.3.4 磁星坍缩后新生黑洞的外激波 |
| 3.4 结果和讨论 |
| 4.统计对中心引擎的限制 |
| 4.1 伽玛射线暴大数据统计 |
| 4.1.1 伽玛暴自动统计与分析软件：Capella |
| 4.1.2 伽玛暴数据的卡方检验 |
| 4.2 超长伽玛射线暴的统计与研究 |
| 4.2.1 超长暴的研究背景 |
| 4.2.2 超长暴的新区分方式 |
| 4.2.3 超长暴的KS检验 |
| 4.2.4 其他统计结果 |
| 5.总结和展望 |
| 5.1 工作总结 |
| 5.2 展望 |
| 致谢 |
| 参考文献 |
| 附录1 伽玛暴全自动统计与分析软件：Capella |
| 1.1 软件基本描述 |
| 1.1.1 软件开发平台 |
| 1.1.2 软件需求分析 |
| 1.1.3 运行环境 |
| 1.2 系统逻辑设计 |
| 1.3 技术设计 |
| 1.4 数据库设计 |
| 1.5 系统部署 |
| 附录2 攻读学位期间发表的学术论文 |
（8）耀变体OJ 287伽玛波段长时标光变特性研究（论文提纲范文）
| 摘要 |
| abstract |
| 第一章 引言 |
| 第二章 耀变体OJ 287与Fermi伽玛射线空间望远镜 |
| 2.1 活动星系核 |
| 2.2 耀变体 |
| 2.2.1 耀变体的分类 |
| 2.2.2 耀变体OJ287 |
| 2.3 宇宙中的γ射线辐射 |
| 2.4 Fermi伽玛射线空间望远镜 |
| 2.4.1 Fermi望远镜简介 |
| 2.4.2 Fermi望远镜的科学目标与三期源表 |
| 第三章 Fermi望望远镜数据处理 |
| 3.1 LAT的仪器响应函数 |
| 3.1.1 点源扩展函数 |
| 3.1.2 有效面积 |
| 3.1.3 能量弥散 |
| 3.2 Fermi望远镜数据处理流程 |
| 3.3 数据处理的原理 |
| 3.3.1 光谱模型 |
| 3.3.2 似然函数 |
| 3.3.3 光谱的拟合 |
| 3.3.4 测试统计量 |
| 第四章 耀变体OJ 287伽伽玛波段辐射 |
| 4.1 数据的选取与处理 |
| 4.2 耀变体OJ 287伽玛波段耀发 |
| 4.3 不同能段的光变特征 |
| 4.3.1 不同能段的流量变化 |
| 4.3.2 不同能段流量的相关性分析 |
| 4.4 耀变体OJ 287伽玛波段能谱 |
| 4.5 小结 |
| 第五章 耀变体OJ 287光光变周期分析 |
| 5.1 耀变体OJ 287光学波段的光变周期 |
| 5.2 耀变体OJ 287伽玛波段的周期光变分析 |
| 5.2.1 多波段的相关性 |
| 5.2.2 伽玛波段的周期性分析 |
| 5.3 小结 |
| 第六章 总结与展望 |
| 参考文献 |
| 致谢 |
（9）X射线双星及活动星系核喷流运动与光变的联合研究（论文提纲范文）
| 摘要 |
| Abstract |
| 1 引言 |
| 1.1 不同天体物理系统中的喷流现象 |
| 1.2 喷流理论简介 |
| 1.3 小结 |
| 2 喷流的射电观测 |
| 2.1 喷流的射电观测项目 |
| 2.2 喷流的VLBI观测结果统计 |
| 2.3 喷流的运动 |
| 2.4 视超光速运动 |
| 3 喷流运动模型 |
| 3.0 进动基本理论知识 |
| 3.1 GRB火球模型中的减速半径 |
| 3.2 非弹道模型 |
| 3.3 非弹道模型对观测的解释 |
| 3.4 小结 |
| 4 利用非弹道模型对黑洞候选体XTE J1752-223和类星体NRAO 150、B2 1308+326的拟合 |
| 4.1 黑洞候选体XTE J1752-223的喷流运动拟合 |
| 4.2 类星体NRAO 150的喷流运动拟合 |
| 4.3 类星体B2 1308+326的喷流运动拟合 |
| 4.4 小结与讨论 |
| 5 总结与展望 |
| 5.1 工作总结 |
| 5.2 工作展望 |
| 致谢 |
| 参考文献 |
| 附录 |
| A.多普勒残余效应的证据:Her X-1, 4U 1626-67和Cen X-3 |
| A.1 多普勒残余 |
| A.2 样本简介 |
| A.3 Cen X-3, 4U 1626-67和Her X-1的频率拟合及其讨论 |
| A.4 小节 |
| 附录 攻读博士学位期间发表的论文 |
（10）银河系甚弱X射线暂现源的研究进展（论文提纲范文）
| 1 引言 |
| 2 VFXT的观测 |
| 2.1 观测特征 |
| 2.1.1 空间分布 |
| 2.1.2 X射线观测 |
| 2.1.3 伴星和轨道周期分布 |
| 2.2 VFXT列表 |
| 2.3 部分源的观测特征 |
| 2.3.1 黑洞系统 |
| 2.3.2 中子星系统 |
| 2.3.3 其他的/未知的系统 |
| 2.3.4 VFXT候选体 |
| 3 理论模型 |
| 3.1 低物质迁移率模型 |
| 3.1.1 贫氢的伴星模型 |
| 3.1.2 周期间隙模型 |
| 3.1.3 再照射模型 |
| 3.1.4 残留盘演化模型 |
| 3.1.5 紧致X射线双星模型 |
| 3.2 低辐射效率模型 |
| 3.2.1 径移主导的吸积模型 |
| 3.2.2 螺旋桨效应 |
| 4 讨论与小结 |
四、小质量X射线双星铁发射线观测特征的理论分析（论文参考文献）
- [1]恒星耀发的测光观测及系外行星的证认[D]. 梁恩思. 南京大学, 2020(04)
- [2]钱德拉深场令人兴奋的系列研究进展[J]. 薛永泉. 中国科学基金, 2019(06)
- [3]基于贝叶斯统计的星系光谱分析[D]. 周爽. 清华大学, 2019(02)
- [4]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)
- [5]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
- [6]中心能源作用下的并合新星与超亮超新星研究[D]. 李少泽. 华中师范大学, 2019(12)
- [7]伽玛暴多波段数据分析及对中心引擎的限制[D]. 陈维. 华中科技大学, 2018(05)
- [8]耀变体OJ 287伽玛波段长时标光变特性研究[D]. 刘铮. 云南大学, 2018(01)
- [9]X射线双星及活动星系核喷流运动与光变的联合研究[D]. 郑天媛. 华中科技大学, 2017(10)
- [10]银河系甚弱X射线暂现源的研究进展[J]. 刘佰生,李向东. 天文学进展, 2017(02)