导读:本文包含了伽玛暴论文开题报告文献综述及选题提纲参考文献，主要关键词:中法天文卫星,伽玛暴,光学望远镜,伽玛射线监视器
伽玛暴论文文献综述
余舜京,GONZALEZ,Fran?ois,魏建彦,张双南,CORDIER,Bertrand[1]（2019）在《中法天文卫星(SVOM)伽玛暴联合探测任务》一文中研究指出中法天文卫星SVOM是中法两国合作的伽玛暴探测任务,由中国国家航天局(CNSA)和法国国家空间研究中心(CNES)批准立项,中国科学院负责总体研制.SVOM是继美国SWIFT任务之后最重要的伽玛暴多波段探测项目,是一颗功能强大的天文卫星,具有多波段观测、快速机动、灵活操作及地面后随观测能力.SVOM将开创一个非常广阔的探测领域.本文介绍了项目组织、任务目标、卫星和有效载荷、地面段以及运控概念.(本文来源于《空间科学学报》期刊2019年06期）
兰林[2]（2019）在《对伽玛暴中心引擎长时标活动的研究》一文中研究指出本人在硕士阶段的主要工作是研究伽玛暴中心引擎长时标的活动,以及磁星作为伽玛暴中心引擎时的磁偶极辐射和引力波辐射。相关结果如下:通过搜寻Fermi/GBM观测到的具有两个瞬时辐射片段的长暴和延展辐射的短暴。我们发现这两个瞬时辐射片段的持续时间和宁静期时间不存在相关性,而且它们的谱参数没有显着差异,这表明它们可能具有相同的物理起源。对于具有延展辐射的短暴,我们发现延展辐射的谱通常比尖峰要软,但它们的流量基本相当。此外,这些延展辐射短暴的峰值能量和平均流量与其他典型短暴以及GRB 170817A没有显着差异,这表明具有延展辐射的短暴和典型短暴可能具有相同的物理起源。通过考虑磁星作为一些具有X射线平台的长暴中心引擎,我们首先研究了磁星旋转变慢时对X射线余辉时变行为的影响。结果表明,磁星旋转变慢时产生的电磁辐射满足L■(1+t/τc)α。当α=-1时代表磁星旋转变慢时以引力波辐射为主,当α=-2时代表磁星旋转变慢时以磁偶极辐射为主,然而当磁星在旋转变慢早期以引力波辐射为主,晚期以磁偶极辐射为主时,则α将表现出从-1到-2的一个平滑过渡。其次我们还利用Swift/XRT数据来限制磁星的制动指数和能量分配。研究结果表明磁星的制动指数介于3到5之间,其中心值为nc=4.02±0.11。这个数值比已知脉冲星的制动指数分布要大很多。当给定磁星的初始参数(P0=3 ms,∈= 0.01或∈ = 0.005)时,其能量比值参数R的中心值分别为Rc=0.47±0.09(∈=0.005)和Rc=0.12±0.04(∈=0.01)。除此之外,我们还发现能量比值参数和制动指数存在一种可能的反相关。即制动指数越大,磁星在旋转变慢时以引力波辐射所释放的能量就越多。通过统计GRB/SN成协事件,我们推导和收集了GRB和SN的基本物理参数并分析了它们之间可能的相关性,最终讨论了磁星能否驱动这一类成协事件以及它们之间的能量分配。统计结果表明与GRB成协的超新星的峰值光度,56Ni的质量和爆发能量普遍比其它Ib/c型超新星要高。除此之外,我们样本中修正后的GRB各向同性能量和动能都低于毫秒磁星的最大旋转能,而且大多数超新星的爆发能量也小于磁星的最大旋转能。考虑SN是非球对称爆发时,则大多数成协系统的GRB和SN的总能量都小于或接近磁星的最大旋转能量。这些证据表明我们样本中的大多数GRB/SN成协事件可以由一个毫秒磁星驱动。通过讨论GRB和SN的能量分配,我们还发现大部分的能量都被超新星带走,伽玛暴带走的能量通常小于总能量的30%。(本文来源于《广西大学》期刊2019-06-01）
谢浪[3]（2019）在《磁星作为伽玛暴中心能源的辐射性质》一文中研究指出伽玛射线暴(GRB)是宇宙中恒星尺度,极端剧烈的γ射线爆发现象。至Swift-Fermi卫星观测时代以来,伽玛暴一直处于天体物理研究的热门领域。一般认为,伽玛暴的中心引擎可归为两类:恒星级黑洞或新生的毫秒磁星,通过消耗转动能或吸积来驱动相对论性的喷流,形成的喷流迅速向外延展,快慢壳层在向外延展过程中相互碰撞形成内激波,产生相对应的瞬时辐射,喷流与星际介质/星风相互作用形成外激波,产生多波段的余辉辐射。本人在硕士阶段的工作主要是报道第一手光学数据和探究毫秒磁星中心引擎的辐射机制。本文对新生磁星与超吸积黑洞中心能源的相关辐射机制有简单的介绍,其中对于磁星的辐射行为有比较细致的探究。本文报道的第一例伽玛暴为GRB 150910A,其γ射线与X射线同时呈现内部平台(缓慢下降的行为),它的光学R波段数据来自KAIT观测,光学余辉的光变演化行为可以用简单的外激波模型拟合。Y射线/早期X射线呈现内部平台的特征,很难用标准的正向激波模型去拟合,需要考虑中心引擎长时标,持续性的能量注入。其BAT与XRT,XRT-Optical联合谱拟合结果表明平台的辐射来自于中心引擎的内部活动,可能来源于磁星的磁星风的能量注入过程。光学的辐射属于外激波贡献,并且余辉晚期的光变曲线可采用外激波模型下的薄壳层的正向激波成分进行解释。理论分析表明这个暴的内部平台可能与中心引擎为新生毫秒磁星相关。本文通过磁星风辐射光度及其中子星状态方程,限制得到磁星表面的磁场强度范围:1.02≤Bp,15≤1.80G;新生磁星的旋转周期范围:1≤P,15≤1.77ms。其中考虑到新生毫秒磁星的旋转周期的最低下限1ms,得出磁星风辐射效率大于32%。其旋转周期及表面磁场强度都在合理量的范围内,且光变特征非常符合新生毫秒磁星的演化过程。我们探究了 x射线平台及之后出现耀发特征的一类伽玛暴,发现晚期X射线耀发行为可能与磁星塌缩为新生黑洞的辐射相关。毫秒磁星的中心质量过大或者旋转变慢都会导致其维持不了自身引力塌缩为黑洞,新生的黑洞会再次吸积部分已经被瓦解的物质,也就是黑洞的回落吸积过程。物质被吸积使得黑洞旋转加速,导致光变曲线迅速上升,再通过BZ机制释放能量,黑洞旋转变慢,光变峰值之后快速的下降。回落吸积模型能够很好的解释平台后耀发的行为,从而限制出新生黑洞的一些相关参数。(本文来源于《广西大学》期刊2019-05-01）
夏捷,程吉贵,吕静[4]（2018）在《伽玛暴180620A外激波的能量注入研究》一文中研究指出通过GRB 180620A研究伽玛射线暴余辉阶段的能量注入行为。通过数据拟合,我们发现GRB 180620A的X射线余辉存在一个平台,同时Swift的UVOT望远镜的观测也显示GRB 180620A的光学余辉存在一个平台结构。这个平台可能起源于中心引擎的能量注入。我们在这样的图像下,拟合了余辉的观测数据,并估计了瞬时辐射的辐射效率。(本文来源于《广西物理》期刊2018年04期）
林朝阳[5]（2018）在《叁种伽玛暴中心引擎模型的引力波比较》一文中研究指出伽玛暴是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叁种模型,即中微子主导吸积流(NDAF)、Blandford-Znajek机制(BZ机制)和磁星,这叁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。本文的第一章至第叁章中,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;以及叁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。第叁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下叁种模型的探测距离。我们的结论是,引力波可以用来区分伽玛暴的这叁种中心引擎模型。最后,我们简要展望了未来的研究计划。(本文来源于《厦门大学》期刊2018-06-30）
陈维[6]（2018）在《伽玛暴多波段数据分析及对中心引擎的限制》一文中研究指出伽玛射线暴(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。在第叁章中,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。(本文来源于《华中科技大学》期刊2018-05-19）
王界双[7]（2018）在《中子星与伽玛暴相关问题的研究》一文中研究指出伽玛暴是宇宙中最剧烈的暴发现象,是很好的高红移探针。一般地,以2秒作为持续时间的界限可以分为短伽玛暴和长伽玛暴。伽玛暴本身及其余晖辐射的研究目前已经比较成熟,因此本文研究的是与伽玛暴相关的天体物理现象。在第1章中,我将分别介绍短伽玛暴和长伽玛暴前身星及其相关暂现源现象的研究进展。在第2章中,我研究的是伽玛暴作为可能的宇宙线加速源会存在的高能伽玛射线(>GeV)辐射,这种高能辐射由宇宙线产生的次级电子或者光子在磁场中的电磁级联辐射所导致,即电子通过同步辐射出的高能光子被磁场吸收后又产生高能的正负电子对,进而触发电磁级联辐射。同时发现了蒙特卡洛模拟得到的级联辐射能谱可以用很简单的解析公式表示,而且这个公式对不同的源是通用的。在第3章中,我将研究双中子星在旋进过程中可能会产生的快速射电暴,并且发现重复的快速射电暴也可以用类似的模型解释,即中子星与小行星带中的小行星碰撞。而在第4章中,我将介绍短伽玛暴前身星-双中子星在旋进过程中的高能辐射以及能加速质子到EeV,并且发现这种高能辐射能够解释目前观测到的短伽玛暴的前暴。需要注意的是在旋进过程中产生的高能辐射的辐射角度比较宽,而快速射电暴的辐射角度可能比较小,考虑到它们以及伽玛暴本身的辐射指向可能不一样,因此同时观测到所有成分会有一定的难度。在第5章中,我将研究长伽玛暴前身星大质量恒星在坍缩过程中可能形成的磁星在超临界吸积盘作用下的引力波辐射,具体过程是通过R模式不稳定性,并且发现这种情况下R模式不稳定性会被产生的环向磁场抑制,产生的引力波信号只有在很近的地方才能被观测到。但是这种引力波辐射依然会对磁星的自转造成急剧的减速,这对可能有同样中心引擎的超亮超新星的光度有一定的限制。以上都为理论研究工作,在接下来的章节中我将研究数据统计方面能够对天体物理过程的一些限制。其中在第6章中,我将利用数据把伽玛暴和宇宙学联系起来,研究伽玛暴对宇宙学模型的限制,其中包括把伽玛暴标准烛光化,研究宇宙可能存在的各向异性(置信度超过2σ)以及研究暗物质与暗能量相互作用的模型(置信度超过2σ)。而在第7章中,我将研究自组织临界性现象,以及将其应用在低质量X射线双星中的Ⅰ型X射线暴中,并且发现本文中的模型可以解释其它自组织临界性现象中的等待时间概率分布。随着我国各种天文仪器的顺利运行(如500米口径球面射电望远镜、硬X射线调制望远镜、暗物质粒子探测器)以及国际上的各种大型项目的运行,将会更精确地观测到更多的伽玛暴及其超新星、快速射电暴、引力波事件等,因此可以对各种暂现源事件及其相互关系在理论上和数据统计上做更加深入的研究。同时更精确的伽玛暴数据也能更好的限制宇宙学模型,以及更好的探测高红移宇宙。(本文来源于《南京大学》期刊2018-05-19）
王善钦[8]（2018）在《超亮超新星与明亮伽玛暴—超新星的能源》一文中研究指出超新星(Supernovae,SNe)是宇宙中最壮观的光学恒星级爆炸事件。在过去一些年,一些光学暂现源巡天项目发现了一些所谓的超亮超新星(superluminous supernovae,SLSNe),它们的峰值亮度与辐射能分别达到了(?)7 × 1043 erg s-1与(?)1051 erg,比普通超新星的峰值亮度和辐射能至少高一个量级。根据它们的光学光谱特征,超亮超新星可以被分为两大类:Ⅰ型与Ⅱ型,前者贫氢,后者富氢。调查和确定超亮超新星的能源对于理解恒星演化与爆炸机制,有着重大的意义。超亮超新星的能源能够通过研究它们的光变曲线和光谱来决定。这篇论文致力于探索这些重要课题。在第1章,我们总结了超新星的观测历史、分类方式、前身星与概念演变。在第2章,我们介绍能够解释超亮超新星的光变曲线的最流行的能源机制:56Ni级联衰变模型、磁星自转变慢模型、喷射物-星周介质相互作用模型、喷流-喷射物相互作用模型以及这些模型的组合模型。在第3章,我们构造一个叁重能源模型来解释iPTF13ehe的光变曲线。iPTF13ehe的光变曲线挑战了此前所有的单能源模型,因为光谱分析表明～2.5M☉的56Ni在爆炸中合成,但这么多的56Ni不足以驱动iPTF13ehe的光变曲线,此外晚期光变曲线的再增亮与Hα发射线意味着喷射物与星周介质的相互作用扮演了一个重要的角色。因此,我们提出一个叁重能源模型,在这个模型中,磁星与一些((?)2.5M☉)56Ni可以驱动iPTF13ehe的早期光变曲线,晚期光变曲线可以被喷射物-星周介质的相互作用驱动。此外,我们建议iPTF13ehe是一个核坍缩型超新星,而不是脉冲对不稳定超新星候选者。未来对类似超亮超新星的研究将使得人们能够进一步理解它们的爆炸机制与能源机制。在第4章,我们研究与伽玛射线暴成协的超新星中最明亮的一颗,SN 2011kl。SN 2011kl在光变曲线峰值附近时刻的光球速度为21,000 ± 7000 km s-1。由于在研究的过程中,对GRB 111209A余辉光变曲线的演化规律采用了不同的假设(拐折或者不拐折幂律函数),不同的光变曲线分解方法(考虑或者不考虑近红外贡献),叁个小组得到了叁种不同的热光变曲线。此前的研究已经表明不带有早期过剩的光变曲线可以由磁星模型、磁星+56Ni模型或者白矮星潮汐瓦解模型解释,而不能由放射性加热模型解释。另一方面,显示出早期过剩的光变曲线不能由上述模型解释,而可以用蓝超巨星模型解释。在这一章,我们重新调查了驱动SN 2011kl光变曲线的能源。我们发现,不显示早期过剩的两条光变曲线可以由磁星+56Ni模型解释、显示早期过剩的一条光变曲线可以用考虑了激波加热前身星延展包层的冷却辐射的磁星+56Ni模型解释,这表明这个超新星主要由新生磁星驱动。在第5章,我们研究了一个临近的(z = 0.023146)的明亮超新星SN2007D,它有窄的光变曲线和很高的峰值亮度。此前的研究假设这个超新星由56Ni级联衰变驱动并认为56Ni质量与喷射物质量分别为～1.5M☉与～3.5M☉。在这一章,我们用一些多波段光变曲线模型来拟合SN2007D的R波段与颜色(V-R)演化光变曲线,并调查驱动它们的能源。我们发现,纯56Ni模型不能解释这些光变曲线,但初始自转周期(P0)和磁场强度(Bp)分别为～7.5 ms与～4 × 1014 G的磁星与0-0.2 M☉的56Ni的组合模型可以解释这个超新星的光变曲线与色演化。通过拟合多波段光变曲线,我们发现U波段理论光变曲线的峰值绝对星等小于(MU,peak)小于-21mag,这意味着SN 2007D可能是至今为止被发现的最近的Ⅰ型超亮超新星。然而,我们要提醒的是,消光修正值相当不确定。如果采用更小的消光值,多波段光变曲线都要暗～0.4 mag,在这种情况下,SN2007D可能是明亮超新星,类似于那些填补普通超新星与超亮超新星之间空隙的明亮光学暂现源,而不是一个超亮超新星。在第6章,我们总结了我们的结果并进行了简短的展望。(本文来源于《南京大学》期刊2018-05-01）
李兵,孙惠,王灵俊,魏俊杰,黄永锋[9]（2018）在《特殊伽玛暴及伽玛暴的特殊辐射成分》一文中研究指出伽玛射线暴(伽玛暴)的探测从其被发现以来,已经获得了大量的伽玛射线观测结果以及多波段的余辉观测结果,但是X射线能区的爆发阶段的瞬时辐射还比较缺乏观测数据.爱因斯坦探针(EP)是软X射线能区(0.5–4 keV)的大视场(1.1 sr)望远镜,为伽玛暴的X射线瞬时辐射的观测带来全新的时间窗口.本文讨论了EP对富X射线辐射的特殊伽玛暴或伽玛暴的特殊辐射成分进行了预期研究,特别是研究了X射线闪、低光度伽玛暴、超长伽玛暴和伽玛暴的先兆辐射.我们发现,EP预期能每年探测到约810个伽玛暴类爆发事件,其中95%为能谱较软的X射线闪,将近1%为典型伽玛暴;EP预期能每年探测到0.2–8个低光度伽玛暴,具体探测率依赖于低光度暴能谱硬度的分布;EP预期每年至少能探测到20–200个超长伽玛暴;EP有望探测到大量的、目前人们非常缺乏了解的伽玛暴先兆辐射,至少每年80个事件.综合这些情况,预计EP将对伽玛暴的分类、前身星特性、爆发机制和喷流特性等方面的研究具有重要意义.(本文来源于《中国科学:物理学 力学 天文学》期刊2018年03期）
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》一文中研究指出伽玛射线暴(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,包含叁个小节。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。第叁节,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。第叁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。(本文来源于《南京大学》期刊2018-03-01）
伽玛暴论文开题报告
（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：
本人在硕士阶段的主要工作是研究伽玛暴中心引擎长时标的活动,以及磁星作为伽玛暴中心引擎时的磁偶极辐射和引力波辐射。相关结果如下:通过搜寻Fermi/GBM观测到的具有两个瞬时辐射片段的长暴和延展辐射的短暴。我们发现这两个瞬时辐射片段的持续时间和宁静期时间不存在相关性,而且它们的谱参数没有显着差异,这表明它们可能具有相同的物理起源。对于具有延展辐射的短暴,我们发现延展辐射的谱通常比尖峰要软,但它们的流量基本相当。此外,这些延展辐射短暴的峰值能量和平均流量与其他典型短暴以及GRB 170817A没有显着差异,这表明具有延展辐射的短暴和典型短暴可能具有相同的物理起源。通过考虑磁星作为一些具有X射线平台的长暴中心引擎,我们首先研究了磁星旋转变慢时对X射线余辉时变行为的影响。结果表明,磁星旋转变慢时产生的电磁辐射满足L■(1+t/τc)α。当α=-1时代表磁星旋转变慢时以引力波辐射为主,当α=-2时代表磁星旋转变慢时以磁偶极辐射为主,然而当磁星在旋转变慢早期以引力波辐射为主,晚期以磁偶极辐射为主时,则α将表现出从-1到-2的一个平滑过渡。其次我们还利用Swift/XRT数据来限制磁星的制动指数和能量分配。研究结果表明磁星的制动指数介于3到5之间,其中心值为nc=4.02±0.11。这个数值比已知脉冲星的制动指数分布要大很多。当给定磁星的初始参数(P0=3 ms,∈= 0.01或∈ = 0.005)时,其能量比值参数R的中心值分别为Rc=0.47±0.09(∈=0.005)和Rc=0.12±0.04(∈=0.01)。除此之外,我们还发现能量比值参数和制动指数存在一种可能的反相关。即制动指数越大,磁星在旋转变慢时以引力波辐射所释放的能量就越多。通过统计GRB/SN成协事件,我们推导和收集了GRB和SN的基本物理参数并分析了它们之间可能的相关性,最终讨论了磁星能否驱动这一类成协事件以及它们之间的能量分配。统计结果表明与GRB成协的超新星的峰值光度,56Ni的质量和爆发能量普遍比其它Ib/c型超新星要高。除此之外,我们样本中修正后的GRB各向同性能量和动能都低于毫秒磁星的最大旋转能,而且大多数超新星的爆发能量也小于磁星的最大旋转能。考虑SN是非球对称爆发时,则大多数成协系统的GRB和SN的总能量都小于或接近磁星的最大旋转能量。这些证据表明我们样本中的大多数GRB/SN成协事件可以由一个毫秒磁星驱动。通过讨论GRB和SN的能量分配,我们还发现大部分的能量都被超新星带走,伽玛暴带走的能量通常小于总能量的30%。
（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。
伽玛暴论文参考文献
[1].余舜京,GONZALEZ,Fran?ois,魏建彦,张双南,CORDIER,Bertrand.中法天文卫星(SVOM)伽玛暴联合探测任务[J].空间科学学报.2019
[2].兰林.对伽玛暴中心引擎长时标活动的研究[D].广西大学.2019
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