伽玛射线暴暴本身、余辉和宿主星系的统计探究
发布时间：2021-03-01 14:39
伽玛射线暴（简称为伽玛暴或GRB）,在1967年首次由Vela卫星探测到。从九十年代起,人们对伽玛暴进行了大量的研究。伽玛暴是目前为止,人类所知的在遥远的星系最剧烈的爆发。即使人类对伽玛暴已经研究了很多年,但是伽玛暴的本质还不是很清楚。人们做了大量的统计工作,提出了各种各样的理论模型,希望能够发现伽玛暴的物理本质。最有名的是火球模型,认为伽玛暴是由相对论性的准直喷流产生的。本论文的研究方向是,用6289个伽玛暴（从GRB 910421到GRB 160509A）的46个参数建立“数据统计大表格”,对不同参数进行初步的统计分析,并详细地分析了宿主星系的offset与伽玛暴暴本身参数的相关性,以及计算了GRB 170817A的洛伦兹因子与观测角度。这一研究涉及到了伽玛暴不同观测参数的数据处理和分析,以及一些统计学知识。论文的结构如下:第一章回顾了伽玛暴的观测历史,瞬时辐射,余辉,宿主星系,和已有的统计研究结果。第二章详细地介绍了我们的“数据统计大表格”,包括数据来源,参数的详细介绍,数据处理,数据统计方法以及比较显著的初步统计结果。由于初步结果比较多,在本论文中我们只展示了一小部分的显著结果...
【文章来源】：华中科技大学湖北省 211工程院校 985工程院校 教育部直属院校
【文章页数】：135 页
【学位级别】：博士
【部分图文】：
BATSE伽玛暴按T90分为“长暴（longGRBs，简称为LGRBs）”和“短暴（shortGRBs，简称为SGRBs）”两大类[7]
些伽玛暴的光变曲线样本[17]。上面两张图的伽玛暴光变曲线是玛暴的光变曲线相对平滑一些。变曲线的功率谱（Power density spectrum, PDS）没有任何功率谱会有很多噪音。然而，比较亮的伽玛暴的功率谱指数 1 Hz 有明显的拐折[29]。伽玛暴的时间序列分析和能谱分析可尺度和离中心引擎的距离，从而了解喷流的组成成分，瞬时构。用来分析随机过程的时间变化特征的常用方法是傅立叶据也是不例外的。通过将功率谱进行傅立叶分析，可以发现玛暴的空间分布。 Dichiara (2016)[30]计算了 123 个长暴的了当地坐标系中的峰值能量与功率谱的斜率 之间的反相关。magnetic reconnection）的模型来解释这个反相关关系。物的磁化强度有关。磁化的外流越多，产生的伽玛暴光变曲
华 中 科 技 大 学 博 士 学 位 论 文辐射主导的。除了这两个大的分类，他们也发现了一些小的分类。不同的能是由于喷流不同的耗散形式，也可能是由喷流是由热能主导还是磁能主也可能是由于不同的视角[73]。各类参数的详细解释为我的工作涉及到不同参数的统计分析，为了更好地理解不同相关关系的下面我会对一些瞬时辐射的参数进行详细分析。持续时间T90,T50, TR45是伽玛射线流量在 5%到 95%之间的持续时间。50是伽玛射线流量在 25%到持续时间。如图 1.3，45是最亮的 45%的流量的持续时间[74]。
【参考文献】：
期刊论文
[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)
本文编号：3057626
【文章来源】：华中科技大学湖北省 211工程院校 985工程院校 教育部直属院校
【文章页数】：135 页
【学位级别】：博士
【部分图文】：
BATSE伽玛暴按T90分为“长暴（longGRBs，简称为LGRBs）”和“短暴（shortGRBs，简称为SGRBs）”两大类[7]
些伽玛暴的光变曲线样本[17]。上面两张图的伽玛暴光变曲线是玛暴的光变曲线相对平滑一些。变曲线的功率谱（Power density spectrum, PDS）没有任何功率谱会有很多噪音。然而，比较亮的伽玛暴的功率谱指数 1 Hz 有明显的拐折[29]。伽玛暴的时间序列分析和能谱分析可尺度和离中心引擎的距离，从而了解喷流的组成成分，瞬时构。用来分析随机过程的时间变化特征的常用方法是傅立叶据也是不例外的。通过将功率谱进行傅立叶分析，可以发现玛暴的空间分布。 Dichiara (2016)[30]计算了 123 个长暴的了当地坐标系中的峰值能量与功率谱的斜率 之间的反相关。magnetic reconnection）的模型来解释这个反相关关系。物的磁化强度有关。磁化的外流越多，产生的伽玛暴光变曲
华 中 科 技 大 学 博 士 学 位 论 文辐射主导的。除了这两个大的分类，他们也发现了一些小的分类。不同的能是由于喷流不同的耗散形式，也可能是由喷流是由热能主导还是磁能主也可能是由于不同的视角[73]。各类参数的详细解释为我的工作涉及到不同参数的统计分析，为了更好地理解不同相关关系的下面我会对一些瞬时辐射的参数进行详细分析。持续时间T90,T50, TR45是伽玛射线流量在 5%到 95%之间的持续时间。50是伽玛射线流量在 25%到持续时间。如图 1.3，45是最亮的 45%的流量的持续时间[74]。
【参考文献】：
期刊论文
[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)
本文编号：3057626
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