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伽玛射线暴单脉冲光变曲线和能谱的研究

作　者: 彭朝阳
导　师: 张力；覃一平
学　校: 中国科学院研究生院（云南天文台）
专　业: 天体物理
关键词: 伽玛暴 多普勒效应 光变曲线 脉冲宽度 谱延迟 能谱
分类号: P172.3
类　型: 博士论文
年　份: 2007年
下　载: 111次
引　用: 3次
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内容摘要


伽玛射线暴（简称伽玛暴）是一种来自宇宙空间的伽玛射线在短时间内突然增强的现象，是目前观测到的最剧烈的爆发现象。伽玛暴在1967年首次被探测以来，就一直是极具吸引力的谜。虽然在短短的三十多年来，人们对伽玛暴的研究取得了一些进展，但还有很多问题没有被认识清楚。本论文首先对伽玛暴的研究概况做一综述，然后详细介绍了本人在博士期间做的几个研究工作。第一章到第四章为综述部分。第一章比较详细地介绍了伽玛暴的主要观测仪器；第二章简要介绍了伽玛暴在四个观测阶段的基本观测和统计特征；第三章介绍了伽玛暴的主要理论研究成果；第四章主要介绍了与伽玛暴有关的两个重要问题。第五章到第八章是工作部分，主要介绍本人在伽玛暴的光变曲线和能谱方面的几个研究工作。其中第五章主要介绍我们工作的一个主要模型Qin多普勒模型。第六章是基于第五章介绍的Qin多普勒模型及其它的应用所做的一个工作。在伽玛暴脉冲宽度和能量之间存在幂律关系，我们首先简要列出了前人研究的结果。最近，在假设以相对论速度膨胀的火球表面的多普勒效应很重要的基础上，Qin等研究表明：在大多数情况下，上述的幂律关系存在于特定的能量范围内，而且在同一个暴的相同的能量范围内，上升宽度和下降宽度的比值和能量之间存在一个趋势相反的幂律关系。我们用两个包含很好的脉冲的伽玛暴样本检验了这个关系。在BATSE能量范围内，我们两个样本中的大多数暴（大约65％）的脉冲宽度和能量之间存在幂律反相关，而在脉冲宽度比值和能量之间存在幂律相关关系。这些表明，这大多数暴很可能产生于那些发生在相对论膨胀火球表面的辐射。而且我们发现，两个样本的宽度比的上限不会超过0.9，这和以前多普勒模型预测的一致。根据两个幂律指数位于不同的平面区域，我们把这些暴分成三个不同的子类，我们怀疑这些位于不同平面区域的暴产生于不同的辐射机制。第七章探讨伽玛暴谱延迟和伽玛暴脉冲宽度之间的关系。我们主要研究了相对谱延迟和相对脉冲宽度的关系。伽玛暴谱延迟现象很普遍，但是这个问题的明确答案还没有给出。我们运用一个包含82个伽玛暴脉冲的样本研究发现：伽玛暴谱延迟和脉冲宽度之间存在一个较强的相关关系，而相对谱延迟和相对脉冲宽度之间却没有相关性。我们怀疑谱延迟和脉冲宽度之间的相关性是由于伽玛暴的洛仑兹因子引起的。我们对相对量的分析表明，内禀的谱延迟可能反映脉冲的其它方面，而既不是和激波动力学时间有关也不是和由于曲率效应引起的时间延迟有关。第八章研究了伽玛暴单脉冲谱的演化规律。我们仔细研究了Kaneko等最新的BATSE谱样本，发现有一类脉冲的峰值能量Epeak遵循软-硬-软的演化规律，我们选取了82个分离得较好的这类伽玛暴脉冲研究了它们的Epeak演化的统计特征。当统一研究这些脉冲时，我们发现：a)它们的Epeak演化确实遵循软-硬-软的规律；b)软到硬的前段相对硬到软的后段的时间要短；c)后段最软的谱要比前段最软的谱要软；d)前段的谱比100 keV要硬，而后段的谱比50 keV的谱要硬，但有的比100 keV要软。这和目前伽玛暴产生的普遍观点一致。当把两类脉冲按脉冲形态分成Ⅰ类（上升宽度小于下降宽度）和Ⅱ类（上升宽度大于下降宽度）两类时，我们发现只有Ⅰ类和我们的普遍理论一致。而Ⅱ类除了前段比后段要长外，其它演化特征都相同。我们怀疑这两类脉冲的产生机制可能和内激波的不同过程有关。Ⅰ类可能产生于前激波，而Ⅱ类可能来自于反激波，这值得进一步探索。第九章列举了一些与伽玛暴有关的问题和展望。

全文目录


摘要  3-5
Abstract  5-8
目录  8-12
引言  12-16
第一部分 综述  16-80
  第一章 观测仪器  18-40
    1.1 康普顿伽玛射线空间天文台(CGRO)  18-27
      1.1.1 Burst And Transient Source Experiment(BATSE)  19-25
      1.1.2 The Energetic Gamma-Ray Experiment Telescope  25-26
      1.1.3 The Imaging Compton Telescope  26-27
    1.2 BoppeSAX卫星  27-30
      1.2.1 Wide Field Camera  28
      1.2.2 NFI(Narrow Field Instruments)  28-30
    1.3 HETE-2卫星  30-31
    1.4 Swift卫星  31-34
      1.4.1 BAT  32-33
      1.4.2 XRT  33-34
      1.4.3 UVOT  34
    1.5 伽玛射线暴大面积空间望远镜(GLAST)卫星  34-40
      1.5.1 GLAST Large Area Telescope(LAT)  37
      1.5.2 GLAST Burst Monitor(GBM)  37-40
  第二章 伽玛暴及其余辉的观测特征  40-54
    2.1 BATSE之前的观测特征  40-41
    2.2 BATSE时期的观测特征  41-44
    2.3 余辉时期的观测特征  44-50
      2.3.1 X-射线余辉  45-46
      2.3.2 光学余辉  46-48
      2.3.3 射电余辉  48-49
      2.3.4 X射线闪和富X射线伽玛暴  49-50
    2.4 Swift时期的观测特征  50-54
      2.4.1 Swift时代的短暴余辉  50
      2.4.2 伽玛暴的重新分类:Ⅰ型和Ⅱ型  50-52
      2.4.3 一个规范的X射线余辉光变曲线  52-54
  第三章 伽玛暴及其余辉的理论模型  54-74
    3.1 伽玛暴和余辉的辐射模型  54-62
      3.1.1 火球+内外激波模型-标准模型  54-57
      3.1.2 后标准效应  57-61
      3.1.3 激波的加速和辐射机制  61-62
    3.2 伽玛暴和余辉的辐射机制  62-69
      3.2.1 同步辐射  62-67
      3.2.2 逆康普顿辐射  67-69
    3.3 能源模型  69-74
      3.3.1 观测事实对伽玛暴能源机制的限制  69-70
      3.3.2 几种可能的能源模型  70-74
  第四章 与伽玛暴有关的两个重要问题  74-80
    4.1 伽玛暴和超新星成协  74-75
    4.2 伽玛暴和宇宙学  75-80
第二部分 研究工作  80-138
  第五章 伽玛暴FRED脉冲光变曲线的研究  82-92
    5.1 描述FRED脉冲的四个式子  82-84
    5.2 描述FRED脉冲的Qin模型  84-92
      5.2.1 多普勒效应下的能流密度公式和光子记数率公式  84-92
  第六章 火球和均匀喷流模型中的伽玛射线暴脉冲宽度比率和能量的幂律关系的检验  92-106
    6.1 前人研究结果简介  92-93
    6.2 Qin模型理论预言的多普勒效应下的伽玛暴脉冲宽度和能量的幂律关系  93-95
    6.3 火球和均匀喷流模型中的伽玛射线暴脉冲宽度比率和能量的幂律关系的检验  95-106
      6.3.1 样本描述与光变曲线拟合  96-97
      6.3.2 结果  97-102
      6.3.3 结论和讨论  102-106
  第七章 伽玛暴相对谱延迟和相对脉冲宽度的关系  106-114
    7.1 样本选择和分析方法  107
    7.2 分析结果  107-111
      7.2.1 谱延迟与上升和下降宽度  107-110
      7.2.2 相对谱延迟和相对上升下降宽度  110-111
    7.3 结论与讨论  111-114
  第八章 伽玛暴单脉冲谱演化研究  114-138
    8.1 引言  114-116
    8.2 样本选取和能谱分析  116-119
      8.2.1 Kaneko样本的选取  116-117
      8.2.2 谱的分析  117-118
      8.2.3 我们样本的选取  118-119
    8.3 分析方法  119-122
    8.4 分析结果  122-127
      8.4.1 整个样本E_(peak)演化分析结果  122-125
      8.4.2 两类不同脉冲的E_(peak)演化分析结果  125-127
    8.5 结论与讨论  127-138
第三部分 问题与展望  138-144
  第九章 问题与展望  140-144
    9.1 主要问题  140-141
    9.2 展望  141-144
      9.2.1 伽玛暴学科和GLAST  141-143
      9.2.2 其它将来的观测  143-144
参考文献  144-178
发表文章目录  178-180
致谢  180-181

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中图分类: > 天文学、地球科学 > 天文学 > 空间天文学 > 空间天体物理学 > γ射线天文学
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