伽瑪射線暴暴本身、余輝和宿主星系的統(tǒng)計探究
發(fā)布時間：2021-03-01 14:39
伽瑪射線暴（簡稱為伽瑪暴或GRB）,在1967年首次由Vela衛(wèi)星探測到。從九十年代起,人們對伽瑪暴進行了大量的研究。伽瑪暴是目前為止,人類所知的在遙遠的星系最劇烈的爆發(fā)。即使人類對伽瑪暴已經(jīng)研究了很多年,但是伽瑪暴的本質(zhì)還不是很清楚。人們做了大量的統(tǒng)計工作,提出了各種各樣的理論模型,希望能夠發(fā)現(xiàn)伽瑪暴的物理本質(zhì)。最有名的是火球模型,認為伽瑪暴是由相對論性的準直噴流產(chǎn)生的。本論文的研究方向是,用6289個伽瑪暴（從GRB 910421到GRB 160509A）的46個參數(shù)建立“數(shù)據(jù)統(tǒng)計大表格”,對不同參數(shù)進行初步的統(tǒng)計分析,并詳細地分析了宿主星系的offset與伽瑪暴暴本身參數(shù)的相關(guān)性,以及計算了GRB 170817A的洛倫茲因子與觀測角度。這一研究涉及到了伽瑪暴不同觀測參數(shù)的數(shù)據(jù)處理和分析,以及一些統(tǒng)計學(xué)知識。論文的結(jié)構(gòu)如下:第一章回顧了伽瑪暴的觀測歷史,瞬時輻射,余輝,宿主星系,和已有的統(tǒng)計研究結(jié)果。第二章詳細地介紹了我們的“數(shù)據(jù)統(tǒng)計大表格”,包括數(shù)據(jù)來源,參數(shù)的詳細介紹,數(shù)據(jù)處理,數(shù)據(jù)統(tǒng)計方法以及比較顯著的初步統(tǒng)計結(jié)果。由于初步結(jié)果比較多,在本論文中我們只展示了一小部分的顯著結(jié)果...
【文章來源】：華中科技大學(xué)湖北省 211工程院校 985工程院校 教育部直屬院校
【文章頁數(shù)】：135 頁
【學(xué)位級別】：博士
【部分圖文】：
BATSE伽瑪暴按T90分為“長暴（longGRBs，簡稱為LGRBs）”和“短暴（shortGRBs，簡稱為SGRBs）”兩大類[7]
些伽瑪暴的光變曲線樣本[17]。上面兩張圖的伽瑪暴光變曲線是瑪暴的光變曲線相對平滑一些。變曲線的功率譜（Power density spectrum, PDS）沒有任何功率譜會有很多噪音。然而，比較亮的伽瑪暴的功率譜指數(shù) 1 Hz 有明顯的拐折[29]。伽瑪暴的時間序列分析和能譜分析可尺度和離中心引擎的距離，從而了解噴流的組成成分，瞬時構(gòu)。用來分析隨機過程的時間變化特征的常用方法是傅立葉據(jù)也是不例外的。通過將功率譜進行傅立葉分析，可以發(fā)現(xiàn)瑪暴的空間分布。 Dichiara (2016)[30]計算了 123 個長暴的了當(dāng)?shù)刈鴺讼抵械姆逯的芰颗c功率譜的斜率 之間的反相關(guān)。magnetic reconnection）的模型來解釋這個反相關(guān)關(guān)系。物的磁化強度有關(guān)。磁化的外流越多，產(chǎn)生的伽瑪暴光變曲
華 中 科 技 大 學(xué) 博 士 學(xué) 位 論 文輻射主導(dǎo)的。除了這兩個大的分類，他們也發(fā)現(xiàn)了一些小的分類。不同的能是由于噴流不同的耗散形式，也可能是由噴流是由熱能主導(dǎo)還是磁能主也可能是由于不同的視角[73]。各類參數(shù)的詳細解釋為我的工作涉及到不同參數(shù)的統(tǒng)計分析，為了更好地理解不同相關(guān)關(guān)系的下面我會對一些瞬時輻射的參數(shù)進行詳細分析。持續(xù)時間T90,T50, TR45是伽瑪射線流量在 5%到 95%之間的持續(xù)時間。50是伽瑪射線流量在 25%到持續(xù)時間。如圖 1.3，45是最亮的 45%的流量的持續(xù)時間[74]。
【參考文獻】：
期刊論文
[1]Insight-HXMT observations of the first binary neutron star merger GW170817[J]. TiPei Li,ShaoLin Xiong,ShuangNan Zhang,FangJun Lu,LiMing Song,XueLei Cao,Zhi Chang,Gang Chen,Li Chen,TianXiang Chen,Yong Chen,YiBao Chen,YuPeng Chen,Wei Cui,WeiWei Cui,JingKang Deng,YongWei Dong,YuanYuan Du,MinXue Fu,GuanHua Gao,He Gao,Min Gao,MingYu Ge,YuDong Gu,Ju Guan,ChengCheng Guo,DaWei Han,Wei Hu,Yue Huang,Jia Huo,ShuMei Jia,LuHua Jiang,WeiChun Jiang,Jing Jin,YongJie Jin,Bing Li,ChengKui Li,Gang Li,MaoShun Li,Wei Li,Xian Li,XiaoBo Li,XuFang Li,YanGuo Li,ZiJian Li,ZhengWei Li,XiaoHua Liang,JinYuan Liao,CongZhan Liu,GuoQing Liu,HongWei Liu,ShaoZhen Liu,XiaoJing Liu,Yuan Liu,YiNong Liu,Bo Lu,XueFeng Lu,Tao Luo,Xiang Ma,Bin Meng,Yi Nang,JianYin Nie,Ge Ou,JinLu Qu,Na Sai,Liang Sun,Yin Tan,Lian Tao,WenHui Tao,YouLi Tuo,GuoFeng Wang,HuanYu Wang,Juan Wang,WenShuai Wang,YuSa Wang,XiangYang Wen,BoBing Wu,Mei Wu,GuangCheng Xiao,He Xu,YuPeng Xu,LinLi Yan,JiaWei Yang,Sheng Yang,YanJi Yang,AiMei Zhang,ChunLei Zhang,ChengMo Zhang,Fan Zhang,HongMei Zhang,Juan Zhang,Qiang Zhang,Shu Zhang,Tong Zhang,Wei Zhang,WanChang Zhang,WenZhao Zhang,Yi Zhang,Yue Zhang,YiFei Zhang,YongJie Zhang,Zhao Zhang,ZiLiang Zhang,HaiSheng Zhao,JianLing Zhao,XiaoFan Zhao,ShiJie Zheng,Yue Zhu,YuXuan Zhu,ChangLin Zou. Science China（Physics,Mechanics & Astronomy）. 2018(03)
[2]Optical Flash of GRB 990123: Constraints on the Physical Parameters of the Reverse Shock[J]. Yi-Zhong Fan, Zi-Gao Dai, Yong-Feng Huang and Tan Lu Department of Astronomy, Nanjing University, Nanjing 210093. Chinese Journal of Astronomy and Astrophysics. 2002(05)
本文編號：3057626
【文章來源】：華中科技大學(xué)湖北省 211工程院校 985工程院校 教育部直屬院校
【文章頁數(shù)】：135 頁
【學(xué)位級別】：博士
【部分圖文】：
BATSE伽瑪暴按T90分為“長暴（longGRBs，簡稱為LGRBs）”和“短暴（shortGRBs，簡稱為SGRBs）”兩大類[7]
些伽瑪暴的光變曲線樣本[17]。上面兩張圖的伽瑪暴光變曲線是瑪暴的光變曲線相對平滑一些。變曲線的功率譜（Power density spectrum, PDS）沒有任何功率譜會有很多噪音。然而，比較亮的伽瑪暴的功率譜指數(shù) 1 Hz 有明顯的拐折[29]。伽瑪暴的時間序列分析和能譜分析可尺度和離中心引擎的距離，從而了解噴流的組成成分，瞬時構(gòu)。用來分析隨機過程的時間變化特征的常用方法是傅立葉據(jù)也是不例外的。通過將功率譜進行傅立葉分析，可以發(fā)現(xiàn)瑪暴的空間分布。 Dichiara (2016)[30]計算了 123 個長暴的了當(dāng)?shù)刈鴺讼抵械姆逯的芰颗c功率譜的斜率 之間的反相關(guān)。magnetic reconnection）的模型來解釋這個反相關(guān)關(guān)系。物的磁化強度有關(guān)。磁化的外流越多，產(chǎn)生的伽瑪暴光變曲
華 中 科 技 大 學(xué) 博 士 學(xué) 位 論 文輻射主導(dǎo)的。除了這兩個大的分類，他們也發(fā)現(xiàn)了一些小的分類。不同的能是由于噴流不同的耗散形式，也可能是由噴流是由熱能主導(dǎo)還是磁能主也可能是由于不同的視角[73]。各類參數(shù)的詳細解釋為我的工作涉及到不同參數(shù)的統(tǒng)計分析，為了更好地理解不同相關(guān)關(guān)系的下面我會對一些瞬時輻射的參數(shù)進行詳細分析。持續(xù)時間T90,T50, TR45是伽瑪射線流量在 5%到 95%之間的持續(xù)時間。50是伽瑪射線流量在 25%到持續(xù)時間。如圖 1.3，45是最亮的 45%的流量的持續(xù)時間[74]。
【參考文獻】：
期刊論文
[1]Insight-HXMT observations of the first binary neutron star merger GW170817[J]. TiPei Li,ShaoLin Xiong,ShuangNan Zhang,FangJun Lu,LiMing Song,XueLei Cao,Zhi Chang,Gang Chen,Li Chen,TianXiang Chen,Yong Chen,YiBao Chen,YuPeng Chen,Wei Cui,WeiWei Cui,JingKang Deng,YongWei Dong,YuanYuan Du,MinXue Fu,GuanHua Gao,He Gao,Min Gao,MingYu Ge,YuDong Gu,Ju Guan,ChengCheng Guo,DaWei Han,Wei Hu,Yue Huang,Jia Huo,ShuMei Jia,LuHua Jiang,WeiChun Jiang,Jing Jin,YongJie Jin,Bing Li,ChengKui Li,Gang Li,MaoShun Li,Wei Li,Xian Li,XiaoBo Li,XuFang Li,YanGuo Li,ZiJian Li,ZhengWei Li,XiaoHua Liang,JinYuan Liao,CongZhan Liu,GuoQing Liu,HongWei Liu,ShaoZhen Liu,XiaoJing Liu,Yuan Liu,YiNong Liu,Bo Lu,XueFeng Lu,Tao Luo,Xiang Ma,Bin Meng,Yi Nang,JianYin Nie,Ge Ou,JinLu Qu,Na Sai,Liang Sun,Yin Tan,Lian Tao,WenHui Tao,YouLi Tuo,GuoFeng Wang,HuanYu Wang,Juan Wang,WenShuai Wang,YuSa Wang,XiangYang Wen,BoBing Wu,Mei Wu,GuangCheng Xiao,He Xu,YuPeng Xu,LinLi Yan,JiaWei Yang,Sheng Yang,YanJi Yang,AiMei Zhang,ChunLei Zhang,ChengMo Zhang,Fan Zhang,HongMei Zhang,Juan Zhang,Qiang Zhang,Shu Zhang,Tong Zhang,Wei Zhang,WanChang Zhang,WenZhao Zhang,Yi Zhang,Yue Zhang,YiFei Zhang,YongJie Zhang,Zhao Zhang,ZiLiang Zhang,HaiSheng Zhao,JianLing Zhao,XiaoFan Zhao,ShiJie Zheng,Yue Zhu,YuXuan Zhu,ChangLin Zou. Science China（Physics,Mechanics & Astronomy）. 2018(03)
[2]Optical Flash of GRB 990123: Constraints on the Physical Parameters of the Reverse Shock[J]. Yi-Zhong Fan, Zi-Gao Dai, Yong-Feng Huang and Tan Lu Department of Astronomy, Nanjing University, Nanjing 210093. Chinese Journal of Astronomy and Astrophysics. 2002(05)
本文編號：3057626
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