一、Spectral Properties of Anomalous X-ray Pulsars（论文文献综述）
刁振琪[1]（2021）在《内部供能中子星研究》文中研究说明内部供能中子星是指这些中子星的光度大于自转减速的能损率,因此对于其自身的供能方式来说,除了自旋供能之外,还存在其他的供能方式。内部供能中子星主要分为中心致密天体（CCO）、磁星以及暗X射线孤立中子星。在这其中中心致密天体和磁星都是年轻的源,而且都是超新星遗迹中的源。研究中心致密天体的演化过程可以对整个脉冲星的演化过程有深入了解,而且对整个磁场-周期图上处于死亡线和加速线之间的源做到大致了解,从而对脉冲星系统基本了解。研究磁星的快速射电暴事件可以为接下来的快速射电暴研究提供思路。研究暗X射线孤立中子星对于后续孤立中子星的研究提供了支持。而且研究这些中子星对于星体冷却研究具有重要意义。我们通过研究中心致密天体的磁场、自旋周期等物理性质来尝试分析中心致密天体起源于双星。首先,中心致密天体与正常遗迹脉冲星有着相似的平均自旋周期,但中心致密天体的平均表面磁场强度B=5.4 × 1010Gs低于正常遗迹脉冲星B=7.7 × 1012Gs约2个量级。同时,几乎所有的正常遗迹脉冲星均分布在爱丁顿吸积加速线以上,而中心致密天体全部分布在自旋加速线以下。因此怀疑中心致密天体可能起源于双星吸积加速过程。其次,基于中子星再加速理论,分析了中心致密天体可能的双星演化过程:双星系统中,中心致密天体以M=1017g·s-1的吸积率,经过106年的时间共吸积ΔM～10-2MO的物质,其自旋周期将会从P=10s降低至P=0.1s,表面磁场强度将会从B0=1012Gs降低至B=1010Gs考虑到106年的演化时标远大于中心致密天体遗迹的年龄（0.3-7千年）,猜想中心致密天体可能是双星系统中第一颗恒星超新星爆发的产物,而第二颗恒星超新星爆发后双星解体,留下中心致密天体和第二颗恒星的超新星遗迹。该模型预言在中心致密天体附近可能存在一颗年轻的正常脉冲星（P=0.02s,B=1012Gs）,并期望未来的射电望远镜和高能探测器能够进行搜寻。我们对磁星的周期、磁场、年龄、光变特性以及快速射电暴做了系统的调研统计,并尝试分析磁星与暗X射线孤立中子星之间的关系,由于磁星的平均周期是P=6.7219s,平均磁场强度是B=4.3194 ×1014 Gs,年龄在104年,而暗X射线脉冲星的平均周期是P=8.5900s,平均磁场强度是B=8.200 × 1013Gs,年龄在106年,因此我们怀疑暗X射线脉冲星是磁星的中年阶段。通过对磁星的磁能密度计算,得出磁星的高能爆发能量,并以此与磁星的快速射电暴建立联系。在未来,随着高能望远镜的更新换代,以及快速射电暴的继续出现,肯定会在磁星的快速射电暴方面取得更多的成果。
汤振凡[2]（2021）在《快速射电暴和脉冲星的观测与数据处理》文中研究表明快速射电暴（FRB）由Lorimer等人于2007年发现。是一种在1GHz附近的,短时标（ms）,高能（1039erg）天体现象。其极高的亮温度、极短的时标暗示着非常特殊的天体活动,对发展天体辐射机制,研究基本物理,以及作为宇宙学探针都有重要意义。本文旨在从快速射电暴观测和数据处理的角度,说明如何发现新的此类信号,以及基于此的一些成果。第一章介绍脉冲星和快速射电暴的研究历程和近况。快速射电暴和脉冲星有很多关联。脉冲星的单脉冲现象同样是近年射电暂现源领域的研究热点。本章先简要介绍脉冲星的众多已有成果,然后着重于脉冲星射电单脉冲现象,以及磁陀星这种特殊的中子星。第二部分则介绍了快速射电暴十多年的快速发展。着重于一些让我们对快速射电暴有认知跃进的观测现象,如重复暴、宿主星系、周期性等。在2020年,CHIME和STARE2两个阵列同时观测到了一颗河内磁陀星发出的快速射电暴。本章介绍了观测细节和理论进展。第二章介绍射电望远镜的基础概念和使用Parkes望远镜远程观测的流程。使用射电望远镜观测需要知道一些基本的概念,如波束、口面效率、等效温度、射频干扰等。Pakres望远镜是一个可以方便地进行远程观测的设备,本章以示例观测说明操作流程。第三章介绍数据处理的方法。首先是对周期信号和单脉冲信号的搜寻方法,这是脉冲星和快速射电暴研究最开始的环节,也是最重要的环节之一。然后讨论了如何处理Parkes望远镜超宽带接收机观测的数据。由于带宽大,需要先对数据进行切割。最后展示了如何使用Docker虚拟技术实现方便的环境管理和部署。第四章介绍了磁陀星的后随观测。随着FRB200428的发现。磁陀星就成为了快速射电暴最有可能的物理起源。针对2020年10月SGR 1935+2154再次进入活跃期进行了后随观测。分析这些数据对其在活跃期的单脉冲活动以及周期活动给出限制。其中是对SGR 1935+2154周期辐射流量限制,低于之前MNC望远镜宣称探测到的亮度。第五章基于目前正在进行的工作,对未来做一个简短的展望。主要包括搜寻系统的搭建,和脉冲星单脉冲及磁陀星射电辐射的观测。
许俊,张伟,黄庆龙,陈晓[3]（2020）在《基于自适应滤波的光谱畸变误差抑制方法》文中研究说明为降低天文光谱畸变误差对多普勒测速导航精度的影响,设计结合非线性Sage-Husa噪声估计器及抗差扩展卡尔曼滤波器（Robust Extend Kalman Filter,REKF）的自适应滤波算法。当系统模型可靠时,抗差滤波能够通过预测残差判断异常量测并降低其权重;当系统模型噪声先验信息不准确时,通过Sage-Husa噪声估计器估计系统噪声协方差阵Q阵,以保证抗差滤波的效果。此外,结合多普勒测速导航及X射线脉冲星导航进行组合导航,以提高位置估计精度。仿真结果表明,该算法能够在系统模型噪声先验信息不准确的情况下有效控制光谱畸变造成的量测误差对导航精度的影响。
沈俊[4]（2020）在《X射线对伽玛射线暴中心引擎的限制》文中认为伽玛暴（GRB）是宇宙中高能光子在短时标内的爆发,其X射线余辉包含了大量中心引擎的信息。我们尝试分析X射线余辉光变曲线,来对伽玛暴中心引擎的物理参数进行限制。基于Piro等人2019年报导的GW170817/GRB 170817A并合后160天左右的X射线增亮数据,我们对该X射线增亮进行了统计相关性研究,得到该增亮与伽玛暴余辉中的X射线耀发十分相似,就双中子星并合可能的产物（稳定的磁星,长寿命的超大质量中子星,黑洞）尝试使用四种现有的理论模型来对不同产物产生X射线增亮进行参数分析,讨论其可行性。得到双中子星并合后形成的长寿命超大质量中子星坍缩成黑洞过程可以产生该X射线增亮。这表明双中子星并合产物很可能是一长寿命超大质量中子星,并给出了该长寿命超大质量中子星最小表面磁场BP～5.25×1013G。对伽玛暴X射线余辉平台阶段出现的再增亮现象,我们统计了2005年至2020年5月Swift卫星观测到的X射线余辉中含有明显鼓包成分的伽玛暴。分析数据得到,X射线余辉的再增亮具有双峰分布,双峰的峰值出现在tb1=1578.27 s与tb2=16230.43 s附近。猜测伽玛暴X射线余辉中的早期再增亮现象可能来自于正向激波,X射线余辉中的晚期再增亮现象可能是中子星为中心引擎的再活动引起的,并使用中子星的回落吸积模型结合正向激波模型来解释该现象,通过MCMC拟合,得到正向激波模型可以解释伽玛暴X射线余辉早期再增亮现象,中心引擎为中子星的回落吸积可能是伽玛暴X射线余辉晚期再增亮的物理起源。
张伟,许俊,黄庆龙,陈晓[5]（2020）在《深空天文自主导航技术发展综述》文中提出航天器地面无线电导航在深空中面临着信息传输时延长、数据传输率低、天体遮挡等问题,难以满足未来深空探测的导航需求。天文自主导航技术利用天文信息为航天器提供导航支持,可有效提高其在深空中的生存能力及任务执行能力,已成为深空导航领域的研究热点。结合国内外深空探测任务及其实际工程需求,首先概述了深空天文自主导航技术发展的现状和特点,进而总结了深空天文自主导航的发展趋势和重点研究内容,最后对深空天文自主导航技术的发展提出了若干建议。
乔冰强[6]（2020）在《LHAASO-WCDA实验GRB观测及宇宙线传播研究》文中指出论文的主要内容包括两部分:1.LHAASO-WCDA实验高能GRB的年探测率预期及寻找;2.银河宇宙线的空间依赖传播研究。伽玛射线暴（GRBs）是宇宙大爆炸以来最剧烈的爆发现象,可以作为高红移探针对宇宙学进行研究,特别是对GRB GeV辐射的观测已经有了很多应用,例如测量河外背景光,严格限制洛伦兹不变性破缺效应等。目前大多数的GRB都是通过空间卫星实验直接观测到的,由于它们的有效面积较小、观测时间有限,很难观测到百GeV能区GRBs的伽玛辐射。而地面阵列实验具有大有效面积、低阈能、大视场及全天候观测的特点,通过对来自GRB方向的伽玛射线粒子经过广延大气簇射后产生的次级粒子进行方向、能量、芯位重建,间接推测出原初伽玛射线粒子的相关信息,在探测高能GRB方面具有相当大优势。WCDA实验,作为LHAASO实验的一个重要组成部分,将有潜力探测到百GeV能区的GRBs,为GRB的理论研究提供数据支持。我们通过一种参数化模拟的方法对WCDA实验高能GRB的年探测率进行了研究,首先,根据Fermi实验观测到的GRBs能谱和红移分布进行抽样,得到一个GRB样本;其次,将GRB的能谱外推到高能,并考虑EBL（Extragalactic Background Light）吸收及WCDA的有效面积,可以得到样本中每个GRB的所有参数信息;最后,假定额外高能成分占总光度的10%,通过分析得到WCDA实验平均一年可以探测到一个高能GRB。上面从理论的角度预期了 WCDA实验高能GRB的年探测率,接下来,我们基于WCDA实验寻找这些高能GRBs。由于数据质量的好坏直接影响寻找高能GRB的结果,我们首先对WCDA实验（1号水池）单粒子模式数据的计数率、阳极和打拿极电荷量、单路计数谱中三峰的峰位随时间变化进行了长期监测,发现这些量基本稳定不变,说明我们的探测器长期运行稳定,收集的数据质量良好。在此基础上,我们挑选出2019年6月至11月期间位于WCDA视场内、天顶角小于40°及fluence大于1 × 10-6 erg.cm-2的GRBs,根据空间卫星实验提供的位置预警信息,利用等天顶角法分析了它们的显着性,从二维天图的结果看显着性均小于5,并未发现明显的信号超出。然后,利用Helene近似法对这些GRBs的流强上限进行了估计。迄今为止,宇宙线的起源、加速及传播问题仍然是未解之谜。标准传播模型能够成功地解释观测到的宇宙线核子的幂律能谱,次级与初级粒子比以及弥散伽玛射线的分布等,但随着探测仪器精度的提高,观测到的宇宙线能谱和大尺度各向异性逐渐向高能延伸、结构也越来越复杂,比如:宇宙线核子的能谱在～200 GV以上变硬继而在10 TV左右变软,PeV能量附近全粒子谱的膝区以及大尺度各向异性幅度、相位演化在100 TeV左右的翻转等。这些新的观测结果给传统传播模型带来了挑战。我们基于空间依赖+邻近源模型研究了宇宙线不同成分的能谱及各向异性,发现模型预期结果可以同时很好地解释宇宙线不同核子能谱的复杂结构及各向异性幅度、相位在100 TeV左右的翻转,暗示着两者可能存在共同的起源。之后,我们还研究了各向异性对太阳垂直位置的依赖,通过分析各向异性垂直分量与径向分量比值随银河系外晕厚度、内晕厚度、银盘厚度及太阳位置垂直分量大小的变化关系,发现适当增大内晕厚度可以有效抑制垂直分量对总的各向异性贡献,使各向异性的预期结果能够更好地拟合观测,这说明我们的模型中内晕很厚。此外,根据各向异性模型预期结果对实验数据的拟合好坏,还可以确定太阳在银盘上的位置。针对宇宙线可能的反常扩散行为,我们也研究了一维反常扩散-分形布朗运动-的基本性质。
刘浪蜚[7]（2020）在《空间飞行器多源动态天文导航方法研究》文中指出我国正处于“航天大国”向“航天强国”的转型时期,随着航天技术的不断丰富与发展,我国进行了越发密集的航天发射任务。随着深空探测的不断深入,航天器导航正从基于地球测控的导航方案向自主化方向发展,以便在没有人机交互或人类协助的条件下引导航天器。为实现空间飞行器在地球轨道乃至深空探测领域的自主导航,需对由多种天文导航方式组合而成的导航技术进行研究。本文以拓宽导航系统应用范围、提高动态适应能力为研究目的,开展多源动态天文导航方法研究,力求形成一种高精度、强自主、抗干扰的航天器自主导航方案。X射线脉冲星导航是天文导航研究的新方向,为太阳系甚至银河系中任何地方进行自主导航提供可能性。脉冲星导航方案一旦建立,可成为近地乃至深空领域的通用方案。针对动态环境下难以保持长时间脉冲星“可见”的问题,本文对脉冲星可见条件进行分析,建立脉冲星选星方案,保证脉冲信号的连续性和有效性。对脉冲信号在宇宙空间中传播产生的时间延迟进行分析与建模,构建脉冲光子到达时间转换模型,利用脉冲星观测数据实现脉冲辐射轮廓的生成。在上述工作基础上,完成脉冲星导航理论体系的构建与仿真验证。为解决脉冲星导航观测周期长,难以提供连续、实时导航信息等问题,引入星光导航方法,提升导航系统的实时性与抗扰能力。为满足天文导航实验的需求,建立星光导航仿真系统,模拟星敏感器数据处理过程。为解决动态环境下星图成像模糊问题,开展星图预处理技术研究,提升模糊星图的星点提取、姿态估计精度。利用非线性滤波方法将脉冲星导航和星光导航结合起来,利用基于系统误差协方差范数的动态分配信息因子算法进一步提高组合导航系统的自适应能力。构建惯性/天文导航系统,抑制惯导系统误差积累,有效提高导航信息更新频率。与单一导航系统相比,组合导航系统在导航精度上明显提高,对于系统故障、量测缺失等突发情况,具有更好的鲁棒性与动态适应能力。本文研究的空间飞行器多源动态天文导航方法,充分利用脉冲星、星光、惯性导航信息,保证在动态环境下,导航系统仍能保持高度的自主性,能够提供稳定、高效的导航服务,极大提高空间机动飞行器响应和生存能力,满足地球轨道乃至深空探测任务的导航需求。
任佳[8]（2020）在《双致密星并合相关电磁对应体研究》文中研究指明本论文主要关注与双致密星并合密切相关的千新星和伽玛射线暴,重点研究与双中子星并合引力波事件GW170817成协的电磁对应体,包括暂现源AT 2017gfo（千新星）和伽玛暴GRB 170817A的余辉。我们详细地研究双中子星并合产物是长寿命磁化中子星时,千新星-脉冲星风云系统的演化和辐射行为。研究发现,与千新星成协的脉冲星风云的演化比与超新星成协的脉冲星风云更快。脉冲星风云辐射在穿越抛射物包层时会被吸收或逃逸出去,从而影响观测到的多波段光变和能谱。与未与脉冲星风云成协的千新星不同,千新星-脉冲星风云系统的光变曲线在光学、紫外波段可能出现双峰结构,且不同波段的光变行为明显不同;同时,辐射的能谱显示出由热辐射谱向非热辐射谱的演化,并在抛射物光学薄之后被脉冲星风云的非热辐射主导。基于该模型,我们采用马尔可夫链蒙特卡罗（MCMC）方法对AT 2017gfo的多波段光变进行了拟合。拟合结果显示,该模型能够非常好地描述AT 2017gfo的多波段光变,并给出对并合产物物理参数的限制。GRB 170817A的余辉需要由偏轴观测的结构化喷流进行解释。区别于以往的研究工作,我们采用结构化分布的能量和重子载入量描述喷流结构,并在此基础上对GRB170817A的多波段余辉光变进行MCMC拟合。我们的拟合给出了GRB 170817A的喷流结构化参数、暴周粒子数密度、外激波微观参数等。基于拟合得到的喷流中总重子载入量,通过与数值模拟给出的双中子星并合外流物质的时空分布对比,我们发现GRB 170817A的喷流在双中子星并合后<0.1秒内产生,远小于GW170817与GRB170817A之间～1.74秒的延迟。这一结果与采用激波突破来解释GRB 170817A瞬时辐射的喷流推迟发射模型不符,表明GRB 170817A的瞬时辐射可能由其它机制驱动。
周庆勇[9]（2020）在《脉冲星计时数据的处理理论与方法研究》文中指出脉冲星是具有超高密度、超强磁场、超强引力场和超强辐射的自然天体,是极端物理条件下的天然实验室。除了脉冲星物理特性研究和引力波探测外,脉冲星由于其精确的周期性脉冲辐射,能够提供高精度深空自主导航服务和高稳定的时间频率资源。脉冲星导航技术能够提供航天器深空自主导航服务,有效地减少地面台站的测控需求。脉冲星时能够提供一种独立的基于遥远自然天体的时间频率,提供持续数百万乃至数十亿年的时间服务。可见,脉冲星是科学研究和技术研究的完美结合体。近些年,我国高度重视脉冲星相关技术发展,地面射电望远镜和空间X射线卫星保持着对导航脉冲星的高频次观测。如何高精度处理这些观测数据,是构建我国脉冲星时空基准的一项基础性工作。论文围绕着脉冲星空间基准、相对论框架下观测模型、实测数据处理及探测器性能测试等四个方面开展研究,主要创新点总结如下:（1）针对现有导航用脉冲星星历表参数不完整和不统一的问题,提出了导航脉冲星的优选准则,收集整理并处理得到一个参数较齐全的星历表,并评估了每颗脉冲星的导航观测精度,同时定量计算了地面射电和空间X射线观测确定脉冲星星历的精度。基于国外数据库和相关文献,收集并整理了18颗脉冲星的位置、自转等参数;分析了聚焦型与准直型X射线探测器对每颗脉冲星的观测精度;研究了脉冲星观测误差、位置误差对导航精度的影响机制;通过误差分析发现,观测PSR J1939+2134、J1824-2452、J0437-4715能实现近地空间6.538km的导航精度。建立了X射线空间观测模拟到脉冲星星历参数拟合的全过程仿真,分析了基于空间观测的脉冲星参数的确定精度,研究了星历参数与观测时间和观测间隔的关系,同理分析地面射电观测确定星历参数的精度;120米口径射电望远镜一年测定的脉冲星星历测定精度相当于65米口径望远镜10年、80米5年实现的技术水平,且能提高观测效率,缩短星历表更新周期。（2）针对脉冲星导航和天基脉冲星时的深空应用前景,推导建立了一个太阳系内普适性的完整脉冲星观测模型,并基于时延效应影响量级,给出了一个精度优于1ns的简化观测模型,在实测数据处理中取得良好的效果。推导了脉冲星信号传播过程中的几何时延、二阶后牛顿效应下引力时延及航天器原时到质心坐标时的转换公式,建立了一个考虑几何和相对论效应的完整信号传播方程。采用“质心瞬时”概念,建立了一个太阳系内更普适性的脉冲星观测模型,比较与现有各种导航模型的差异;分析了太阳系内太阳、地球及木星附近轨道上各种几何和相对论时延效应的影响,讨论了不同行星历表对Romer时延的影响和不同Shapiro时延公式的差异;基于各种时延影响量级,对观测模型进行简化,并应用于脉冲星实测数据处理中,得到精确的脉冲周期和准确的脉冲轮廓。（3）结合我国空间卫星导航脉冲星实测数据特点,完成了XPNAV-1星Crab脉冲星三年观测数据和HXMT卫星Crab和B1509两年观测数据的处理,完善实测数据处理方法和策略,提高了数据处理效率和准确性。得到了两颗脉冲星分能段脉冲轮廓,分析了Crab脉冲轮廓特征随时间演化规律,证实了国产首款聚焦型X射线探测器能够精确地测定脉冲星;研究了一种利用探测器本征辐射能谱评估其性能稳定性的方法,发现XPNAV-1卫星于2018年5月后性能趋于稳定。发现了南极地区（纬度大于南纬70度）XPNAV-1卫星观测数据存在强干扰;提出了一种利用事例型光子模型拟合值检核观测总计数率的方法,提高了光子计时统计的准确性。提出一种基于相似度的脉冲周期搜索算法,有利于导航中已知脉冲星信号的检测。（4）国内首次开展多台站毫秒脉冲星地面及Crab脉冲星星地联合观测处理,得到统一的计时模型和各观测设备的系统差,为建立我国脉冲星计时阵做了有益的探索。处理了国内三个台站四颗脉冲星（J0835-4510、J0437-4715、J1744-1134、J1939+2134）与IPTA地面射电观测数据,更新计时模型参数,得到了各台站观测同一颗脉冲星的系统差;其次完成了Crab脉冲星地面射电联合处理、空间联合处理和星地联合处理,得到不同观测设备不同观测频率的脉冲星观测系统差,发现射电与高能辐射存在明显的差别,且周期跃变后差异变大。（5）针对导航探测器选型、探测器性能在轨评估等问题,系统地研究X射线探测器地面及在轨测试的方法,保障XPNAV-1卫星工程实施。研究了一套X射线探测器性能综合测试方法,并完成了五款国产X射线探测器的测试。针对XPNAV-1卫星无标定辐射源,提出一种利用了脉冲星辐射能谱标定探测器有效面积的方法,消除探测器本底及空间环境噪声的影响,评估了XPNAV-1卫星X射线探测器的有效面积3.06cm2@0.7ke V。
叶长青[10]（2020）在《X射线双星回旋吸收线研究》文中研究说明X射线双星是由一颗致密星（通常是中子星（Neutron star,简称NS）,也有黑洞和白矮星）和一颗光学伴星组成,并且致密星发出明亮的X射线辐射。研究X射线双星中的中子星对我们去了解广义相对论过程、辐射机制、吸积盘、以及形成与演化等物理过程提供了天然的实验室。磁场是中子星的重要物理参数,而回旋吸收线是直接测量中子星磁场的唯一方法。我们试图通过X射线双星的磁场、自旋周期等物理参数,去研究其双星吸积过程以及演化信息。我们首先调研了 X射线能谱上的回旋吸收线40年来的研究进展。并以回旋吸收线作为探测中子星磁场结构和吸积柱几何结构的探针,从观测上和理论上进行了总结。之后,我们利用基于回旋吸收线测量的NS-高质量X射线双星（High mass X-ray binaries,简称HMXBs）的磁场强度与基于磁偶极模型测量的转动功能脉冲星磁场强度对比。发现NS-HMXBs的磁场强度和年轻的射电脉冲星磁场强度都是正太分布,且来源于同一个分布。这可能暗示着在NS-HMXBs的磁场在其非吸积加速阶段（百万年）中磁场没有衰减,并且在其（～0.1百万年）吸积阶段磁场也几乎没有衰减。最后,我们利用基于回旋吸收线测量的Be/X射线脉冲星的磁场强度信息,解释了其自旋周期的双峰分布,并认为是由吸积质量的不同造成的。对于长自旋周期源,～200秒和磁场～5 × 1012 G,吸积10-7.5M⊙质量;短自旋周期源,自旋加速到～10秒时,磁场强度减小到～2.5×1012G,并且吸积更多的物质10-6.5M⊙,这才导致周期变化一个量级,磁场衰减一倍。在未来,随着观测的进步,会发现越来越多的回旋吸收线的源。人们也将通过对回旋吸收线的研究,在探测高磁场中子星,以及在探究中子星磁场结构和吸积柱物理等方面取得更多成果。
二、Spectral Properties of Anomalous X-ray Pulsars（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、Spectral Properties of Anomalous X-ray Pulsars（论文提纲范文）
（1）内部供能中子星研究（论文提纲范文）
| 摘要 |
| ABSTRACT |
| 1. 超新星爆发及中子星形成、超新星遗迹及超新星遗迹脉冲星 |
| 1.1 超新星爆发及中子星形成 |
| 1.2 超新星遗迹 |
| 1.3 超新星遗迹脉冲星 |
| 2. 中子星 |
| 2.1 中子星内部结构 |
| 2.2 中子星分类 |
| 2.2.1 旋转供能脉冲星 |
| 2.2.2 吸积供能脉冲星 |
| 2.2.3 内部供能脉冲星 |
| 3. 中心致密天体、磁星及暗X射线孤立中子星的时变及能谱性质 |
| 3.1 中心致密天体的时变及能谱性质 |
| 3.1.1 一颗可能的长周期中心致密天体 |
| 3.2 磁星的时变及能谱性质 |
| 3.2.1 磁星的发现 |
| 3.2.2 磁星的种类 |
| 3.2.3 磁星强磁场可能的形成过程 |
| 3.2.4 磁星的光变特性 |
| 3.3 暗X射线孤立中子星的时变及能谱性质 |
| 4. 中子星中心致密天体的双星起源 |
| 4.1 周期—磁场分布 |
| 4.2 双星起源模型分析 |
| 4.3 演化路径 |
| 4.4 小结 |
| 5. 磁星及暗X射线孤立中子星演化研究 |
| 5.1 磁星的快速射电暴现象 |
| 5.2 暗X射线孤立中子星与磁星的比较 |
| 6. 总结和展望 |
| 参考文献 |
| 致谢 |
| 攻读硕士学位期间主要研究成果 |
| 参加会议或培训 |
（2）快速射电暴和脉冲星的观测与数据处理（论文提纲范文）
| 摘要 |
| ABSTRACT |
| 第1章 脉冲星和快速射电暴 |
| 1.1 脉冲星 |
| 1.1.1 脉冲星的发现 |
| 1.1.2 脉冲星基础 |
| 1.1.3 脉冲星射电单脉冲 |
| 1.1.4 磁陀星 |
| 1.2 快速射电暴 |
| 1.2.1 快速射电暴的发现 |
| 1.2.2 快速射电暴的特征 |
| 1.2.3 快速射电暴的进展 |
| 第2章 观测 |
| 2.1 Parkes望远镜 |
| 2.2 UWL接收机 |
| 2.3 远程观测 |
| 第3章 数据处理 |
| 3.1 周期搜寻 |
| 3.2 单脉冲搜寻 |
| 3.3 宽波段数据处理 |
| 3.4 基于Docker的环境部署 |
| 第4章 SGR后随观测 |
| 4.1 SGR 1935+2154 |
| 4.1.1 间歇脉冲 |
| 4.1.2 再次活跃 |
| 4.2 观测 |
| 4.3 数据处理 |
| 4.3.1 程序测试 |
| 4.3.2 搜寻 |
| 4.4 流量限制 |
| 第5章 展望 |
| 5.1 THIS项目 |
| 5.1.1 搭建规划 |
| 5.2 脉冲星单脉冲研究 |
| 5.3 磁陀星射电研究 |
| 参考文献 |
| 致谢 |
| 在读期间发表的学术论文与取得的研究成果 |
（3）基于自适应滤波的光谱畸变误差抑制方法（论文提纲范文）
| 0 引言 |
| 1 测速导航原理及组合导航系统模型 |
| 1.1 测速导航原理 |
| 1.2 组合导航系统模型 |
| 1.2.1 导航系统状态方程 |
| 1.2.2 测速导航量测方程 |
| 1.2.3 X射线脉冲星导航量测方程 |
| 1.2.4 组合导航信息融合 |
| 2 导航滤波算法 |
| 2.1 EKF算法 |
| 2.2 抗差卡尔曼滤波算法 |
| 2.3 Sage-Husa噪声估计器 |
| 3 仿真分析 |
| 3.1 仿真条件及结果 |
| 3.2 仿真结果分析 |
| 4 结束语 |
（4）X射线对伽玛射线暴中心引擎的限制（论文提纲范文）
| 摘要 |
| ABSTRACT |
| 第一章 伽玛射线暴概述 |
| 1.1 伽玛射线暴的观测历史 |
| 1.2 伽玛射线暴的观测进展 |
| 1.2.1 瞬时辐射(Prompt Emission) |
| 1.2.2 余辉(Afterglow) |
| 1.3 伽玛射线暴的物理图像 |
| 1.3.1 伽玛射线暴的前身星 |
| 1.3.2 伽玛射线暴的中心引擎 |
| 1.3.3 火球模型 |
| 1.3.4 内外激波模型 |
| 第二章 GRB170817A/GW170817 事件的中心引擎 |
| 2.1 GRB170807A/GW170817 事件 |
| 2.2 GRB170807A的X射线观测 |
| 2.3 GRB170817A/GW170817 并合产物的物理模型 |
| 2.3.1 稳定磁星的较差自转 |
| 2.3.2 稳定磁星的回落吸积 |
| 2.3.3 长寿命超大质量中子星坍缩 |
| 2.3.4 黑洞的回落吸积 |
| 2.4 结论与讨论 |
| 第三章 伽玛射线暴X射线再增亮物理起源 |
| 3.1 X射线的观测特征 |
| 3.2 X射线再增亮的样本选择与数据分析 |
| 3.3 X射线再增亮的物理解释 |
| 3.3.1 现有的理论模型 |
| 3.3.2 X射线再增亮的物理起源的研究 |
| 3.3.3 数据拟合方法 |
| 3.4 小结与展望 |
| 第四章 结语与展望 |
| 参考文献 |
| 致谢 |
| 攻读学位期间发表的学术论文目录及获奖情况 |
（5）深空天文自主导航技术发展综述（论文提纲范文）
| 0 引言 |
| 1 天文自主导航技术发展现状 |
| 1.1 天文测角导航 |
| 1.2 天文测距导航 |
| 1.3 天文测速导航 |
| 2 天文自主导航技术的发展方向和研究重点 |
| 2.1 新型导航方法和量测信息 |
| 2.2 高性能导航敏感器及信息提取 |
| 2.3 高精度轨道动力学模型及解算 |
| 2.4 导航误差传播机理与抑制 |
| 2.5 高效适用的导航滤波方法 |
| 2.6 高可靠的地面半物理验证技术 |
| 3 结论与展望 |
（6）LHAASO-WCDA实验GRB观测及宇宙线传播研究（论文提纲范文）
| 摘要 |
| abstract |
| 第1章 GRB理论及观测 |
| 1.1 引言 |
| 1.1.1 GRB的发现及起源之争 |
| 1.1.2 GRB的特征 |
| 1.1.3 GRB的研究意义 |
| 1.2 GRB的火球模型 |
| 1.2.1 火球模型简介 |
| 1.2.2 火球的致密性问题和相对论运动 |
| 1.2.3 火球的分类 |
| 1.2.4 火球的极端相对论膨胀 |
| 1.2.5 激波加速和辐射机制 |
| 1.2.6 能源模型 |
| 1.3 GRB的高能辐射 |
| 1.3.1 高能辐射的观测特点 |
| 1.3.2 高能光子的辐射机制 |
| 1.3.3 高能光子的EBL吸收 |
| 1.4 GRB的观测 |
| 1.4.1 空间卫星实验观测 |
| 1.4.2 地面阵列实验观测 |
| 第2章 LHAASO-WCDA实验 |
| 2.1 LHAASO项目 |
| 2.1.1 项目背景 |
| 2.1.2 科学目标 |
| 2.1.3 探测优势 |
| 2.1.4 探测器布局 |
| 2.2 LHAASO-WCDA实验 |
| 2.2.1 物理目标 |
| 2.2.2 探测器布局 |
| 2.2.3 探测优势 |
| 2.2.4 性能指标 |
| 2.2.5 探测技术:切伦科夫探测 |
| 第3章 LHAASO-WCDA数据质量检查 |
| 3.1 数据质量监测 |
| 3.1.1 单路计数率 |
| 3.1.2 电荷分布 |
| 3.2 单路计数谱多峰结构 |
| 3.2.1 Peak-ⅰ |
| 3.2.2 Peak-ⅱ |
| 3.2.3 Peak-ⅲ |
| 3.3 单路计数谱三峰应用 |
| 3.3.1 Peak-ⅰ:低量程标定 |
| 3.3.2 Peak-ⅱ:水质监测 |
| 3.3.3 Peak-ⅲ: PMT的QE和CE监测 |
| 3.4 本章小结 |
| 第4章 LHAASO-WCDA高能GRB年探测率预期 |
| 4.1 高能GRB研究背景 |
| 4.2 LHAASO-WCDA有效面积 |
| 4.3 GRB样本产生 |
| 4.3.1 GRB红移分布 |
| 4.3.2 GRB能谱与光变 |
| 4.3.3 EBL吸收 |
| 4.3.4 模拟与Fermi观测对比 |
| 4.4 结果与讨论 |
| 4.5 本章小结 |
| 第5章 LHAASO-WCDA高能GRB寻找 |
| 5.1 GRB及其数据选择 |
| 5.2 方法及显着性计算 |
| 5.3 结果与讨论 |
| 5.4 GRB流强上限估计 |
| 5.4.1 有效面积 |
| 5.4.2 流强上限计算 |
| 5.5 本章小结 |
| 第6章 宇宙线的空间依赖传播 |
| 6.1 标准传播模型简介 |
| 6.1.1 传播区域及其边界条件 |
| 6.1.2 扩散系数 |
| 6.1.3 源项 |
| 6.2 最新观测带来的挑战 |
| 6.3 空间依赖传播模型及应用简介 |
| 6.3.1 空间依赖传播模型 |
| 6.3.2 SDP模型应用 |
| 6.4 宇宙线不同成分的能谱和各向异性演化 |
| 6.4.1 背景介绍 |
| 6.4.2 模型简介 |
| 6.4.3 结果与讨论 |
| 6.4.4 总结 |
| 6.5 各向异性对太阳垂直位置依赖研究 |
| 6.5.1 各向异性计算 |
| 6.5.2 结果与讨论 |
| 6.5.3 总结 |
| 6.6 本章小结 |
| 第7章 总结和展望 |
| 参考文献 |
| 致谢 |
| 在读期间发表的学术论文与取得的研究成果 |
（7）空间飞行器多源动态天文导航方法研究（论文提纲范文）
| 摘要 |
| ABSTRACT |
| 第1章 绪论 |
| 1.1 课题背景及研究的目的和意义 |
| 1.2 国内外研究现状 |
| 1.2.1 星光导航技术 |
| 1.2.2 X射线脉冲星导航技术 |
| 1.2.3 组合导航技术研究现状 |
| 1.3 本文的主要内容 |
| 第2章 X射线脉冲星导航方法研究 |
| 2.1 引言 |
| 2.2 X射线脉冲星导航原理 |
| 2.2.1 X射线脉冲星辐射模型 |
| 2.2.2 脉冲星导航几何定位原理 |
| 2.3 脉冲星选星方案 |
| 2.3.1 脉冲星可见性分析 |
| 2.3.2 脉冲星选星仿真验证 |
| 2.4 脉冲辐射轮廓 |
| 2.4.1 脉冲光子到达时间转换模型 |
| 2.4.2 基于历元折叠的脉冲轮廓生成 |
| 2.5 地心天球参考系下X射线脉冲星导航 |
| 2.5.1 X射线脉冲星导航数学模型 |
| 2.5.2 X射线脉冲星导航仿真验证 |
| 2.6 本章小结 |
| 第3章 星光导航方法研究 |
| 3.1 引言 |
| 3.2 星光导航仿真系统研究 |
| 3.2.1 星光导航仿真算法 |
| 3.2.2 星光导航仿真系统验证 |
| 3.3 动态条件下星图预处理技术研究 |
| 3.3.1 基于维纳滤波的星图复原技术 |
| 3.3.2 星图复原仿真验证 |
| 3.4 基于可见星光的天文自主导航方法研究 |
| 3.4.1 星光导航数学模型 |
| 3.4.2 星光导航仿真验证 |
| 3.5 本章小结 |
| 第4章 多源动态天文导航方法研究 |
| 4.1 引言 |
| 4.2 多传感器信息融合理论 |
| 4.3 脉冲星/星光组合导航系统 |
| 4.3.1 组合导航系统数学模型 |
| 4.3.2 基于EKF的天文组合导航系统仿真 |
| 4.3.3 无迹卡尔曼滤波算法 |
| 4.3.4 基于UKF的天文组合导航系统仿真 |
| 4.4 惯性/天文组合导航系统 |
| 4.4.1 组合导航系统数学模型 |
| 4.4.2 组合导航系统仿真验证 |
| 4.5 本章小结 |
| 结论 |
| 参考文献 |
| 致谢 |
（8）双致密星并合相关电磁对应体研究（论文提纲范文）
| 摘要 |
| ABSTRACT |
| 第一章 伽玛射线暴与千新星现象简介 |
| 1.1. 伽玛射线暴简介 |
| 1.1.1. 伽玛暴的基本图像概述 |
| 1.1.2. 伽玛暴的中心引擎 |
| 1.1.3. 伽玛暴的喷流动力学演化 |
| 1.1.4. 伽玛暴的外激波余辉 |
| 1.2. 千新星简介 |
| 1.2.1. 研究发展概述及简易模型 |
| 1.2.2. 结构和成分 |
| 1.3. 暂现源AT 2017gfo(千新星)概述 |
| 1.3.1. 观测结果 |
| 1.3.2. 研究进展 |
| 第二章 千新星的脉冲星风云能量注入模型 |
| 2.1. 脉冲星风云简介 |
| 2.2. 脉冲星风云能量注入模型 |
| 2.2.1. 来自于抛射物的辐射 |
| 2.2.2. 来自于脉冲星风云的辐射 |
| 2.3. 脉冲星风云能量注入对千新星的影响 |
| 2.4. 暂现源AT 2017gfo的多波段拟合 |
| 2.5. 小结 |
| 第三章 伽玛暴喷流结构的研究 |
| 3.1. GRB 170817A的瞬时辐射、余辉及结构化喷流 |
| 3.1.1. GRB 170817A的瞬时辐射和余辉 |
| 3.1.2. 结构化喷流简介 |
| 3.2. 结构化喷流辐射的计算及余辉的多波段拟合 |
| 3.2.1. 结构化喷流辐射的计算 |
| 3.2.2. GRB 170817A余辉的拟合 |
| 3.3. 喷流结构化的起源 |
| 3.3.1. 喷流结构产生的原因 |
| 3.3.2. 中微子主导吸积盘 |
| 3.4. 小结 |
| 第四章 总结与展望 |
| 参考文献 |
| 致谢 |
| 硕士期间发表论文情况 |
（9）脉冲星计时数据的处理理论与方法研究（论文提纲范文）
| 摘要 |
| ABSTRACT |
| 第一章 绪论 |
| 1.1 研究背景与意义 |
| 1.2 脉冲星导航技术发展历程 |
| 1.3 国内外研究现状 |
| 1.3.1 脉冲星计时观测进展 |
| 1.3.2 脉冲星信号处理方法研究现状 |
| 1.3.3 脉冲星导航理论与方法研究现状 |
| 1.4 本论文的章节安排 |
| 第二章 脉冲星星历表参数确定精度分析 |
| 2.1 脉冲星基本性质 |
| 2.1.1 脉冲星简介 |
| 2.1.2 脉冲星的分类 |
| 2.1.3 脉冲星的辐射特性 |
| 2.1.4 脉冲星的自转特性 |
| 2.2 导航脉冲星优选及质量评估 |
| 2.2.1 导航脉冲星的优选 |
| 2.2.2 观测精度分析 |
| 2.3 脉冲星星历表参数测定精度分析 |
| 2.3.1 三种脉冲星星历表参数测定技术 |
| 2.3.2 空间X射线观测确定脉冲星星历表参数精度分析 |
| 2.3.3 地面射电观测确定星历表精度分析 |
| 2.4 本章小结 |
| 第三章 脉冲星信号处理的相对论建模 |
| 3.1 脉冲星观测的相对论建模过程 |
| 3.2 脉冲星信号传播方程的推导 |
| 3.2.1 几何时延解析 |
| 3.2.2 二阶后牛顿效应下引力时延的推导 |
| 3.2.3 时间尺度转换效应 |
| 3.3 脉冲星观测模型的推导及简化 |
| 3.3.1 完整的脉冲星观测模型 |
| 3.3.2 观测模型的各种效应分析 |
| 3.3.3 模型简化及算例分析 |
| 3.4 本章小结 |
| 第四章 导航脉冲星空间观测数据处理与分析 |
| 4.1 XPNAV‐01星导航脉冲星观测数据处理 |
| 4.1.1 XPNAV‐1卫星基本情况 |
| 4.1.2 数据基本情况及处理方法 |
| 4.1.3 XPNAV‐01星数据处理及分析 |
| 4.2 慧眼HXMT卫星导航脉冲星观测数据处理 |
| 4.2.1 慧眼HXMT卫星仪器介绍 |
| 4.2.2 观测数据信息统计 |
| 4.2.3 PSRJ0534+2200观测数据的处理 |
| 4.2.4 PSRB1509‐58观测数据的处理 |
| 4.3 本章小结 |
| 第五章 导航脉冲星多源观测数据的联合处理 |
| 5.1 脉冲星联合观测及数据处理方法研究 |
| 5.1.1 脉冲星观测设备 |
| 5.1.2 联合观测及处理过程 |
| 5.1.3 多频观测数据处理方法 |
| 5.2 导航脉冲星地面多台站射电观测及数据处理 |
| 5.3 CRAB脉冲星星地联合观测及数据处理 |
| 5.3.1 Crab脉冲星可见性分析 |
| 5.3.2 Crab地面射电联合观测数据处理 |
| 5.3.3 空间X射线联合观测数据处理 |
| 5.3.4 星地观测数据联合处理 |
| 5.4 本章小结 |
| 第六章 X射线探测器性能测试方法研究 |
| 6.1 X射线探测器技术 |
| 6.2 X射线探测器测试及处理方法研究 |
| 6.2.1 探测器测试方法研究 |
| 6.2.2 测试数据处理方法研究 |
| 6.3 X射线探测器的地面测试 |
| 6.3.1 X射线探测器及地面测试系统 |
| 6.3.2 X射线探测器性能分析 |
| 6.4 X射线探测器有效面积在轨标定方法 |
| 6.4.1 X射线探测器有效面积标定方法研究 |
| 6.4.2 XPNAV‐1 卫星聚焦型X射线探测器有效面积标定 |
| 6.5 本章小结 |
| 第七章 总结与展望 |
| 7.1 主要研究成果 |
| 7.2 不足与展望 |
| 致谢 |
| 参考文献 |
| 作者简历 |
（10）X射线双星回旋吸收线研究（论文提纲范文）
| 摘要 |
| ABSTRACT |
| 1. X射线双星的介绍 |
| 1.1 X射线双星 |
| 1.2 高质量X射线双星 |
| 1.2.1 HMXBs的形成与演化 |
| 1.2.2 HMXBs的分类 |
| 1.2.3 星风吸积过程 |
| 1.3 Be/X射线双星 |
| 1.3.1 光谱特征 |
| 1.3.2 恒星物质盘 |
| 1.4 P_s-P_(orb)关系cobert图 |
| 2. 中子星磁场 |
| 2.1 中子星分类 |
| 2.1.1 旋转供能脉冲星 |
| 2.1.2 吸积供能脉冲星 |
| 2.1.3 内部供能脉冲星 |
| 2.2 中子星磁场测量 |
| 2.3 中子星磁场演化 |
| 2.3.1 双星中的中子星磁场演化 |
| 2.3.2 孤立中子星磁场的演化 |
| 3. 回旋吸收线综述 |
| 3.1 回旋吸收线的介绍 |
| 3.2 回旋吸收线的形成以及能谱拟合 |
| 3.3 最新研究进展 |
| 3.3.1 回旋吸收线基频和谐频的关系 |
| 3.3.2 复杂的回旋吸收线形状 |
| 3.3.3 光度的相关性 |
| 3.3.4 形态的相关性 |
| 3.3.5 脉冲相位作为几何探测器的研究 |
| 3.3.6 回旋吸收线能量长时标的演化 |
| 4. 基于回旋吸收线测量的NS-HMXBs磁场强度与基于磁偶极模型测量的转动供能脉冲星磁场强度的对比研究 |
| 4.1 两种磁场强度的对比研究 |
| 4.2 基于两种方法测量方法得到的中子星磁场强度数据 |
| 4.2.1 基于回旋吸收线测量NS-HMXBs的磁场强度 |
| 4.2.2 基于磁偶极模型测量转动供能的脉冲星磁场强度 |
| 4.3 数据分析 |
| 4.3.1 基于回旋吸收线测量NS-HMXBs的磁场强度与基于磁偶极模型测量的超新星遗迹脉冲星磁场强度的对比 |
| 4.3.2 基于回旋吸收线测量NS-HMXBs的磁场强度与基于磁偶极模型测量特征年龄小,射电能损率大的脉冲星进行对比 |
| 4.4 小结 |
| 5. Be-X射线脉冲星的演化研究 |
| 5.1 介绍 |
| 5.2 磁场-周期分布 |
| 5.2.1 自旋周期的分布 |
| 5.2.2 磁场强度的分布 |
| 5.3 磁场-周期演化 |
| 5.3.1 磁场的演化 |
| 5.3.2 自旋周期演化 |
| 5.3.3 磁场-自旋周期演化 |
| 5.4 小结 |
| 6. 总结和展望 |
| 参考文献 |
| 附录 |
| 1 Recyle模型 |
| 2 S-W检验 |
| 3 K-S检验 |
| 致谢 |
| 攻读硕士学位期间主要研究成果 |
| 参加会议或培训 |
四、Spectral Properties of Anomalous X-ray Pulsars（论文参考文献）
- [1]内部供能中子星研究[D]. 刁振琪. 贵州师范大学, 2021(10)
- [2]快速射电暴和脉冲星的观测与数据处理[D]. 汤振凡. 中国科学技术大学, 2021(08)
- [3]基于自适应滤波的光谱畸变误差抑制方法[J]. 许俊,张伟,黄庆龙,陈晓. 上海航天(中英文), 2020(04)
- [4]X射线对伽玛射线暴中心引擎的限制[D]. 沈俊. 广西大学, 2020(07)
- [5]深空天文自主导航技术发展综述[J]. 张伟,许俊,黄庆龙,陈晓. 飞控与探测, 2020(04)
- [6]LHAASO-WCDA实验GRB观测及宇宙线传播研究[D]. 乔冰强. 中国科学技术大学, 2020(01)
- [7]空间飞行器多源动态天文导航方法研究[D]. 刘浪蜚. 哈尔滨工业大学, 2020(01)
- [8]双致密星并合相关电磁对应体研究[D]. 任佳. 广西大学, 2020(03)
- [9]脉冲星计时数据的处理理论与方法研究[D]. 周庆勇. 战略支援部队信息工程大学, 2020(01)
- [10]X射线双星回旋吸收线研究[D]. 叶长青. 贵州师范大学, 2020(02)