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用高角分辨的X射线点源的晕研究星际尘埃的空间分布
中文名称: 用高角分辨的X射线点源的晕研究星际尘埃的空间分布
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论文编号: 3051611收藏本论文】【我的收藏】【我要投稿
英文名称: Probing the Spatial Distribution of the Interstellar Dust Medium by High Angular Resolution X-ray Halos of Point Sources
学位类型: 博士毕业论文
作者: 涉及隐私,隐去***  作者本人请参看权力声明>>
导师: 涉及隐私,隐去***
毕业学校: 涉及隐私,隐去***
专业: 物理学
毕业年份: 涉及隐私,隐去***
关键字: X射线 射线 X射线晕 星际介质 星际尘埃 散射
简介目录: 点击此处 免费索取本论文简介和目录>>
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论文摘要: 当X射线穿越星际介质时会被星际尘埃颗粒吸收和散(略)较小的光子就会在原来的X射线周围形成一个弥散的图像,这就是“晕”.散射的强度与被散射光子的能量、散射光深、尘埃颗粒的成分和大小分布以及尘埃颗粒在视线方向上的空间分布都有关系,因此X射线散射“晕”也就成为研究星际尘埃颗粒大小分布以及空间分布的一种重要手段.Chandra卫星上的ACIS具有很高的角分(略)能量分辨率和较宽的能量范围,因此成为最理想的研究X射线晕的仪器.但在标准的TE观测模式下,强源的光子通常在源的中心造成严重的堆积效应,使我们不能直接得到高角分辨率的晕的形状. 因此我们首先改进了Yao(略)HETG/ACIS的CC模式的0阶数据或者用TE模式中的1阶数据提取小角度处的晕的径向(略)并重新分析了Chandra观测的Cygnus X-1数据.然后我们用这种方法得到了17个X射线点源的晕的形状,再利用星际尘埃模型WD01和MRN去拟合晕的强度分布,得到了氢的散射柱密度以及星际尘埃的空间分布,从WD01模型和MRN模型中拟合出来的氢的散射柱密度有很好的线性相关性,并且它们与(略)到的氢的吸收柱密度也有很好的线性关系,它...
X-rays are absorbed and s(omitted)y dust grains when they travel through theinterstellar medium. The scattering within small angles results in an X-ray “halo”. Thehalo properties are significantl(omitted) by the energy of radiati(omitted)tical depth ofthe scattering, the grain size (omitted)ons and compositions, and the(omitted)istributionof dust along the line of sight (LOS). Therefore analyzing the X-ray halo properties is animportant tool to study the size distribution and spatial distribution of in...
目录:
第1章 引言第12-35页
  ·星际尘埃散射的介绍第12-16页
  ·研究星际尘埃的科学意义和科学目标第16-21页
  ·X射线晕研究的历史和现状第21-23页
  ·Chandra卫星介绍第23-33页
    ·总体结构第25页
    ·Chandra的一些科学成果第25-29页
    ·ACIS: Advanced CCD Imaging Spectrometer第29-31页
      ·空间分辨率和能量分辨率第29页
      ·TE模式和CC模式第29-30页
      ·堆积效应–pileup第30-31页
    ·HETG: Chandra High Energy Transmission Grating第31页
    ·Chandra的数据处理软件第31-33页
      ·ciao第32-33页
      ·Sherpa第33页
      ·ChaRT第33页
  ·本论文内容安排第33-35页
第2章 从Chandra数据中重建晕的方法第35-46页
  ·图像重建算法介绍第36-39页
  ·用MARX程序模拟的结果第39-45页
    ·MARX软件介绍第39页
    ·MARX模拟时设定的参数和数据生成第39-41页
    ·MARX模拟的结果第41-45页
      ·从TE模式的数据重建晕的形状第42页
      ·从CC模式中重建晕的形状第42-45页
  ·Chandra卫星的点扩展函数的来源第45-46页
第3章 星际尘埃的空间分布第46-77页
  ·Cygnus X-1的晕的流强与能量的关系第46-49页
    ·Cygnus X-1的介绍第46-47页
    ·Cygnus X-1的晕的径向分布第47页
    ·晕的相对流强与能量的关系第47-49页
  ·数据来源与介绍第49-50页
  ·晕的流强的投影分布和径向分布第50-53页
    ·HETG/ACIS的TE模式的数据处理过程第50-52页
    ·HETG/ACIS的CC模式的数据处理过程第52-53页
  ·用模型拟合晕的径向分布第53-68页
    ·尘埃模型介绍第53-60页
      ·MRN模型第58-59页
      ·WD01模型介绍第59-60页
    ·拟合过程介绍第60-68页
  ·能谱拟合第68-69页
  ·星际尘埃的空间分布的讨论第69-77页
    ·LMC X-1第71-74页
    ·Cygnus X-1 and Cygnus X-3第74-75页
    ·GX 13+1第75页
    ·GX 301-2 and Vela X-1第75-77页
第4章 等效氢的柱密度第77-88页
  ·吸收氢的柱密度和散射氢的柱密度的关系第77-79页
  ·散射氢的柱密度与源的银纬的关系第79-80页
  ·晕的相对强度和等效氢柱密度的关系第80-82页
  ·是分子云的证据吗?第82-83页
  ·Vela X-1中中子星吸积星风的密度和尺寸第83-86页
  ·GX 301-2的星风的质量损失率第86-88页
第5章 高角分辨的晕的其它作用第88-94页
  ·利用X射线暂现源研究星际尘埃的立体结构第88-90页
  ·研究源附近的尘埃分布第90-92页
  ·利用X射线晕研究黑洞和中子星的形成第92-94页
结论第94-97页
参考文献第97-106页
致谢及声明第106-107页
附录A 计算投影矩阵的IDL代码第107-109页
个人简历、在学期间发表的学术论文与研究成果第109页
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