一、黑洞附近吸积流的稳定性研究（论文文献综述）
宋翠英,刘彤[1]（2021）在《核心坍缩型超新星前身星简述》文中研究说明大质量恒星（>8M■,M■表示太阳质量）的死亡伴随着超新星爆发和伽玛射线暴等剧烈现象.研究和限制不同类型超新星的前身星属性一直是天体物理领域的热点.本文总结了核心坍缩型超新星前身星的观测和理论研究现状,介绍了质量损失和自转等因素的影响.
袁为民[2]（2021）在《作为宇宙信使的X射线》文中研究表明60年前,里卡多·贾科尼团队用探空火箭首次探测到了来自太阳系以外的X射线辐射,从此打开了人类探索宇宙的一个全新的窗口。与我们所熟悉的可见光天空不同,在"看不见"的X射线宇宙,明亮的发光天体涵盖了黑洞、中子星、白矮星等致密天体,星系团和星系中弥漫的大量不可见的高温气体,以及各种剧烈的灾变事件。它们代表着宇宙中最为奇特的天体和极端的物理条件,如极强引力场、极强磁场和极高温。文章重点介绍最有代表性的X射线源,包括中子星和黑洞X射线双星、超大质量黑洞和活动星系核、星系团,以及伽马暴、超新星和潮汐瓦解恒星事件等爆发天体。
吴林辉[3]（2020）在《射电星系喷流研究》文中研究表明活动星系核（AGN）是一类特殊的星系,它通过中心超大质量黑洞吸积物质并释放引力能,从而提供能量（包括辐射、磁能、动能、热能等）。黑洞周围极端的物理环境,会产生剧烈的活动和多波段光变特性。根据观测统计,大约10%的AGN中具有相对论性喷流。当前人们对AGN喷流物理的理解还相当不清楚,比如喷流的产生、加速、准直、能量耗散机制以及喷流的成分等问题。本文以射电星系为研究对象,探讨了黑洞周围吸积过程和喷流的形成、pc尺度喷流能量耗散和kpc尺度喷流物理等问题。第一章,我们对活动星系核、黑洞吸积过程以及喷流物理等问题及相关研究进展进行了背景介绍。第二章,通过考察一个特殊的临界射电星系Hercules A（HerA）,我们探讨了其黑洞吸积和喷流形成过程。HerA的喷流尺度达到数百kpc,具有很强的低频辐射,但其核心辐射极弱,很可能对应于FR Ⅰ和FR Ⅱ转换态。首先,我们处理了在2010-2011年期间EVLA对HerA观测的C波段的射电数据。我们发现HerA的射电瓣和射电核都拥有很陡的谱,并且射电核的流量比二十多年前变弱了10%左右。这些结果表明其中心喷流似乎正在走向死亡。其次,我们也发现HerA偏离一般的FR Ⅰ/FR Ⅱ的[O Ⅲ]光度和178 MHz光度关系,然而如果仅考虑其核心射电辐射,则符合该关系。这说明HerA的kpc尺度喷流功率和[O Ⅲ]发射线强度可能都比以前大幅减弱。最后,依据X射线观测限定的Bondi吸积率,我们采用旋转黑洞周围的低辐射效率吸积模型和喷流形成模型,较好地拟合了核区能谱以及观测到的核区喷流功率。我们也发现大尺度喷流的产生需要较高吸积率。第三章,利用blazar（准）同时性多波段能谱和射电观测到的core-shift效应,我们研究了喷流中主要能量耗散区位置。我们采用马尔可夫链蒙特卡洛技术（MCMC）的单区轻子模型,拟合了25个具有core-shift测量的耀变体样本的同时性或者准同时性的多波段能谱（SED）。在康普顿散射过程中,我们既考虑了同步自康普顿过程也考虑了外康普顿过程。在外康普顿过程中,我们分别采用了宽线区和尘埃环的辐射作为种子光子。在绝大部分源中,以尘埃环作为种子光子场能更好的拟合多波段能谱,这表明喷流中伽马射线辐射区很可能在宽线区的外面。假定伽马射线辐射区的磁场遵循core-shift推导出的磁场分布,我们进一步限定了这些耀变体喷流中伽马射线辐射区的位置。通过计算发现,所有源的伽马射线辐射区的平均位置大约在离中心引擎两万个史瓦西半径处,即约十倍的宽线区尺度,与通过种子光子限定的结论基本一致。第四章,通过对六个FR Ⅱ大尺度射电瓣射电的观测与数值模拟比较,我们研究了大尺度喷流中的磁过程。我们分析了六个近邻FR Ⅱ射电星系的EVLA数据。我们发现Cygnus A（CygA）和HerA,在射电瓣边缘处,展示出平滑且陡降的辐射强度、更高的偏振度和磁场方向沿着射电瓣边缘等特点;在切片处,展示出偏振强度比辐射强度更剧烈的变化、偏振角平滑变化并且总的变化范围接近180度和平均偏振度较高等特点。这些观测特点与磁主导模型的模拟结果较为一致,或许表明这两个源的大尺度喷流-射电瓣中的磁场很重要。3C 424整体上表现出弥散结构、在射电瓣边缘处的磁场方向无规则分布等特点;在切片处,表现出偏振角散乱变化且变化范围小和平均偏振度较低等特点,这些观测特点与流体模型模拟结果一致,表明它的喷流-射电瓣系统中的磁场可能已经不重要。另外三个射电源整体图像和磁主导模型模拟结果类似,但是由于分辨率较低,我们不能得出很好的结论。第五章,我们对工作进行了总结和展望.
郁晓飞[4]（2019）在《黑洞吸积盘的结构和稳定性分析》文中研究表明黑洞吸积一直是高能天体物理的一个重要过程。本论文主要讨论了黑洞吸积的相关物理过程,通过引入磁场提出一种辐射冷却主导的热吸积流,以及研究了自引力对于极高吸积率的中微子主导吸积盘的结构的影响,还试图研究外边界角动量对于吸积率的影响。本文可以主要分为以下四个部分:在第二章,我们研究了光学薄的,双温的,辐射冷却主导吸积盘的热稳定性。我们的线性分析显示,当不考虑磁场的时候,盘是热不稳定的,这个结果和之前对于SLE盘的热稳定性分析结果一致。然而,当考虑磁场效应的时候,我们发现盘可以部分或者全部是热稳定的。我们的结果对于理解光学薄吸积流的外流有帮助。还有,我们提出的这个辐射冷却主导吸积盘可以提供一种新的解释黑洞和中子星X射线双星在射电流量比X射线流量相关性上的不同行为的方法。在第三章,我们研究了自引力对中微子主导吸积盘垂向结构和中微子光度的影响。我们发现,在盘的外部区域,特别是在高吸积率（例如,～1M☉ s-1）下,结构发生了显着的变化,从而导致中微子亮度的轻微增加。此外,通过Toomre参数的垂向分布显示了盘引力不稳定性的区域,这可以解释伽马射线暴中的后期耀发和短时标伽马射线暴中的延展辐射。在第四章,我们研究了角动量这个外边界条件对光学薄吸积流的吸积率的影响。我们发现角动量在决定吸积率上起着重要作用。随着角动量的增加,吸积率降低。通过与Bondi吸积模型的比较,我们发现外边界密度和温度相同的情况下,我们模型得到的吸积率小于Bondi吸积模型得到的吸积率。在第五章,我们把从SDSS DR9中选出的在Stripe 82天区的402392颗主序星在金属丰度Fe/H和颜色g-i两维空间中分出32个样本。我们绘制了它们在银河系中三维数密度分布图。这些恒星数密度分布图允许我们在不预先假设其成分的方程形式的情况下研究银河系的结构。我们发现每个样本在垂向和径向上都可以用一个简单的指数模型来描述。标高从约250 pc持续变化到约2000 pc,标长从约1400 pc持续变化到约6000 pc。而且,大的标高的样本并不对应大的标长样本,这就与银河系简单的厚-薄盘模型有很大冲突。我们的研究结果有助于理解银河系盘的形成和演化。
穆慧君[5]（2019）在《利用X射线耀发研究伽玛射线暴的中心引擎机制》文中进行了进一步梳理伽玛射线暴（简称伽玛暴）是宇宙中最猛烈的爆发现象,根据其持续时间和硬度比,可以分为两类:长/软暴（起源于大质量恒星的坍缩）和短/硬暴（起源于双致密星的并合）。伽玛暴中心引擎通常认为可能是恒星级黑洞超吸积系统或者毫秒磁星。由于这两类中心引擎可以满足大多数的观测限制,很难直接从观测数据来区分出其中正确的一类。Swift/XRT开启了伽玛暴研究的新时代。X射线余辉中来自中心引擎活动产生的X射线耀发,可以揭示中心引擎的一些特征。本论文主要分为七个章节来阐述。第二章至第五章中,我们主要利用X射线耀发的观测特征来限制伽玛暴的中心引擎。第六章阐述了我们搜寻伴星为巨星的黑洞候选者的方法及结果。分别介绍如下:在第一章中,我们介绍了相关的背景知识。内容包括目前伽玛暴研究中存在的主要问题,中微子主导的吸积流作为伽玛暴的中心引擎,X射线耀发的分类和起源及黑洞双星。在第二章中,该工作主要关注7个有极晚期（爆发时间晚于104秒）X射线耀发的伽玛暴,其中两个耀发来自于中心引擎的活动,我们在内耗散起源的假设下研究了这些极晚期耀发的中心引擎。在黑洞超吸积的框架下,我们进一步研究了两种目前比较公认的产生耀发的机制:中微湮灭机制和Blandford-Znajek机制。我们的分析结果显示,湮灭的光度要远低于观测结果,因此不能用中微子湮灭机制来解释这些耀发。对于BZ机制,如果考虑了外流的影响,质量的内流率就会很低,以至于磁场无法得到有效堆积,进而无法解释观测到的X射线耀发。我们认为,对于中心引擎起源的极晚期耀发,其中心引擎不大可能是黑洞吸积系统,而可能是快速旋转的强磁场中子星系统。在第三章中,我们认为具有中心引擎起源的明亮X射线耀发的短暴,它们的中心引擎可能是黑洞-中子星并合。因为黑洞-中子星并合具有更多的回落物质,因此能产生比双中子星并合更大质量的吸积盘。通过系统搜寻Swift/XRT的观测数据,我们筛选出了49个短暴。发现其中有3个短暴有明亮的X射线耀,并且其中两个短暴的3个明亮耀发来自于中心引擎的活动。我们认为这两个短暴起源于黑洞-中子星并合而非双中子星并合。未来的advanced LIGO和Virgo等引力波探测器,可以帮助检验这种中心引擎驱动的明亮X射线耀发和黑洞-中子星并合事件之间的联系。在第四章中,我们比较了明亮X射线耀发在有观测到超新星成协和没有观测到超新星成协的两类z<1伽玛暴样本中的发生率。我们发现具有早期Swift/XRT后续观测并与超新星成协的18个伽玛暴（定义为样本Ⅰ）中,只有两个源有明亮的X射线耀发。为了比较,我们定义了样本Ⅱ:有早期的Swift/XRT的后续观测且红移小于1,同时没有观测到到超新星成协的长暴,该样本中有45个暴,其中16个源有明亮的X射线耀发。统计结果表明,样本Ⅰ中明亮的X射线耀发的发生率（11.1%）要低于样本Ⅱ（35.6%）。此外,如果把暗弱的X射线振荡也考虑为耀发,那么,样本Ⅰ和样本Ⅱ中耀发的发生率分别为16.7%和55.6%,统计结果再次表明了两个样本中耀发的发生率有着明显的差异。我们检验了这些明亮耀发的物理起源,发现绝大多数可能和中心引擎的活动有关。为了解释这个差别,我们认为伽玛暴-超新星成协的样本中耀发的发生率显着偏低的现象可能和大质量恒星坍缩的能量预算有关,也许暗示着爆发总能量在伽玛暴、超新星和X射线耀发之间有不同分配。在第五章中,我们分析了Swift/XRT观测到的29个明亮X射线耀发快速下降段的时间分辨谱,并且用曲率效应模型拟合了它们的光变曲线和谱指数的演化。我们的结果显示,曲率效应模型可以很好的解释观测到的快速下降流量和能谱指数的演化,并且特征时标（tc）变化的范围是23～264秒。我们用峰值光度和洛伦兹因子之间的经验关系,得到了耀发的洛伦兹因子:ΓX=17～87,中值是52,比火球的初始洛伦兹因子要小。根据得到的特征时标和洛伦兹因子,我们限制了 13个源的辐射区位置RX=（0.2～1.1）× 1016cm,比耀发峰值时刻余辉火球的半径要小。我们对于已知初始洛伦兹因子的伽玛暴样本,给出了从瞬时γ辐射到X射线辐射的长时标演化特征:Γ ∞[tp/（1+z）]0.69±0.06,这个结果揭示了中心引擎的伽玛暴中心引擎的长时标演化。最后,我们也给出了快速下降段流量和能谱演化的解析式。在第六章中,我们提出用光谱观测的方法来搜寻伴星为巨星的恒星级质量黑洞候选者。利用LAMOST释放的第六批数据,我们得到了一个伴星为巨星的双星样本,该样本包含了7个视向速度变化大于80 km/s的巨星。根据LAMOST释放的有效温度、表面重力加速度和金属丰度,以及Gaia测定的源的视差,我们可以估算样本中巨星的半径和质量,因此能进一步得到双星系统中另外一颗光学不可见星的质量。我们的结果显示,样本中的源可能都是黑洞候选者,它们值得后续的光谱观测来进行动力学证认。我们这种方法对于搜寻轨道周期未知的双星系统中的黑洞候选者非常有效。在最后一章,我们对接下来的工作做了进一步的展望。
卜佳[6]（2018）在《关于BL Lac天体弱Lyα发射线的研究》文中研究说明最近的研究表明弱Lyα发射线可能是BL Lac天体的一个普遍特征。本文主要讨论了我们对11个BL Lac天体的内禀Lyα发射线的分析。本文主要分为以下几个部分:在第二章,我们讨论了我们如何选择我们的研究对象:总共11个BL Lac天体。我们拟合了它们的连续谱和Lyα发射线。在这1 1个源中,有8个可以清晰地探测到内禀Lyα发射线,其中有两个源的内禀Lyα发射线是在这项工作中首次探测到的,它们分别是FBQS J1217+3007和3C 66A。我们将BL Lac分为高频峰BL Lac（HBL）,低频峰BL Lac（LBL）和中频峰BL Lac（IBL）。我们发现我们的研究对象中绝大部分要么属于高频峰BL Lac（HBL）,要么属于中高频峰BL Lac（IBL/HBL）。在所有的研究对象中只有一个是例外的,就是S50716+714,它是一个低频峰BL Lac（LBL）。我们还发现Lycα发射线的等值宽度和Lyα发射线经过红移后的波长处的连续谱的光度之间存在着一种相当强的负相关性,类似于在其它类型的活动星系核中发现的Baldwin效应。这种相当强的负相关性,也进一步地表明了喷流的辐射不可能是电离光子的唯一来源。在第三章,我们研究了BL Lac中的喷流辐射。我们利用Yuan et al.[1]中的喷流模型可以计算出预期的Lyα发射线的流量,将其与相应的观测值进行匹配,我们可以找到宽线区云相对于喷流的精确视角。我们发现所有样本的视角都位于～10°-15°这样一个很窄的范围内。在第四章,我们研究了BL Lac中来自于吸积盘的辐射。由于在上一章,我们得到结论:BLR云相对于喷流的视角几乎全部都位于～10°-15°这样一个非常狭窄的范围内,而这个结果与Stocke et al.[2]和Fang et al.[3]中所提到的一个重要的假设是相互矛盾的。这个假设就是:喷流是各向同性地辐射电离光子。因此,仅仅使用喷流模型来解释观测到的Lyα发射线的流量是不合理的,我们还需要引进Yuan et al.[1]所提出的另一个吸积盘的模型来解释这些观测到的Lyα发射线的流量。假设产生Lyα发射线的电离光子仅仅来自于吸积盘的辐射,那么我们利用Yuan et al.[1]中的吸积盘模型可以计算出预期的Lyα发射线的流量,将其与相应的观测值进行匹配,我们可以得到一个确切的吸积率。然而,一种非常可能的方案是:吸积盘和喷流共同贡献了产生Lyα发射线的电离光子。在这种情况下:我们由上述方法得到的吸积率的值,很有可能是我们这些样本中BL Lac的中心引擎黑洞的吸积率的上限。在最后一章,我们对全文做了一个简要的总结,并对相关的研究进展和未来的研究计划做了一些有意义的讨论。
冯建超[7]（2017）在《M87的吸积与喷流物理研究》文中提出低光度活动星系核M87由于其超大的黑洞质量和较近的距离,是一个非常着名的邻近活动星系核。相对于我们银河系黑洞SgrA*,M87还被观测到了具有非常明显的喷流结构。迄今为止,关于黑洞吸积盘和喷流的研究已经取得了相当大的进展,但是还远远不够。比如吸积盘是如何演化的?哪些因素导致了喷流的形成（黑洞自转、吸积模式亦或是其它因素）?喷流是如何准直并加速的等等。在本文中我们通过研究低光度活动星系核M87来探讨低吸积率时黑洞的吸积和喷流过程。第一章首先介绍了黑洞的一些物理特性以及分类（例如恒星级黑洞、中等质量黑洞和超大质量黑洞）。由于本文主要关注超大质量黑洞,因此进一步介绍了活动星系核的观测特性、分类、统一模型及可能的物理本质。然后我们又介绍了一类特殊的活动星系核即低光度活动星系核,其中也重点介绍了低光度活动星系核M87的一些最近观测及结果。接下来介绍了黑洞吸积盘的形成及分类,其中重点介绍了低光度活动星系核所对应的吸积盘-径移主导吸积流（ADAF）。最后介绍了喷流的部分观测结果、喷流形成的机制、喷流的准直和成分等。第二章主要通过高分辨率的能谱和法拉第旋转研究了 M87黑洞视界附近的吸积和喷流过程。最近Prieto等人得到了 M87的高分辨率、多波段的能谱分布。其中由阿塔卡玛大型毫米波天线阵（ALMA）观测到的毫米波段存在着一个凸起的鼓包。同时在低频（Sv ∝ v-k,k～0.2）和高频（K～-0.3）射电波段的能谱指数也不一样。M87这样的能谱分布特点和SgrA*类似（我们银河系中心黑洞）。我们发现M87的能谱很难用单一的ADAF或喷流模型去拟合。跟Yuan等人2003年的工作类似,我们用ADAF和喷流耦合模型拟合M87的能谱。结果发现毫米波段的鼓包可以很自然的用ADAF中热电子的同步辐射来解释,而射电辐射和X射线辐射主要来自于喷流里非热电子同步辐射的贡献。同时发现ADAF中230 GHz的高频射电辐射主要来自于吸积盘10个引力半径的区域,这和最近甚长基线干涉测量（VLBI）的结果一致。通过拟合毫米和亚毫米波段的观测以及法拉第旋转的限定,得到吸积盘内区的吸积率及ADAF中电子数密度分布,我们发现ne大约正比于r-1,这与钱德拉X射线望远镜对M87邦迪半径附近的观测以及最近数值模拟的结果基本一致。最后根据偏振观测得到的法拉第旋转,我们考虑了偏振源可能存在的位置（来自于吸积盘或喷流中的不同位置）,发现吸积盘里计算得到的法拉第旋转和观测相吻合,但是由于喷流物理的复杂性,我们现在还不能完全排除掉法拉第旋转自于喷流的可能性。第三章主要研究了 M87黑洞的自转。我们首先介绍了测量黑洞自转的一些主要方法,包括:连续谱拟合、展宽的Fe Kα线拟合、高频的准周期震荡频率、X射线偏振、喷流形成机制、吸积盘和喷流的进动等。我们利用黑洞喷流形成可能与黑洞吸积过程有关,我们结合能谱拟合、喷流功率来限定吸积盘内区的吸积率及黑洞自转。其中,我们利用BZ和BP的混合模型,来自洽的计算喷流的功率。我们发现M87黑洞是高速自转的,其a*≥0.96,其中部分参数的不确定性,也不会影响我们的结果。第四章首先对博士期间的研究工作作了总结,然后考虑了可能存在的一些问题,最后对以后可以研究的方向和内容作了展望。
郭福来,袁峰[8]（2016）在《活动星系核反馈的数值模拟研究》文中研究说明活动星系核反馈是星系中心超大质量黑洞在吸积过程中通过释放电磁辐射、风、喷流对宿主星系产生的反馈作用。这一过程对星系核球、星系,及星系团中的气体分布与恒星形成都产生重要影响,是研究星系形成与演化的关键物理过程。由于这一过程的复杂性,目前该领域的大部分理论研究是通过数值模拟进行的。对这一年轻的领域进行了总结,侧重于数值模拟方面的进展,依次介绍了活动星系核反馈的射电模式尤其是星系团中的冷却流、辐射模式,然后较为详细地介绍了一个活动星系核反馈的特例——银河系中的费米气泡的形成。最后,对国际上该领域的未来发展进行了简单的展望,并提出了我国发展活动星系核数值模拟研究的建议。
宋东环[9]（2013）在《黑洞热吸积流的相关问题》文中认为黑洞吸积作为宇宙中的主要的能源机制，它对于解释一些重要的观测现象，以及理解其它的物理过程非常有帮助。众所周知，根据吸积流温度的不同，可以将吸积盘模型被划分为“冷盘”和“热盘”两大类。热盘的主要代表是径移主导的吸积流模型（ADAF），本文主要探讨热吸积流的几个相关问题。第一章是黑洞吸积概述部分，主要讲述了黑洞物理简介和吸积盘的基本理论。关于黑洞物理简介，我们从黑洞的发展历程开始讲起。接着讲述了黑洞所处的宇宙环境——活动星系核（AGN）、低光度活动星系核（LLAGN）、黑洞X射线双星，其中对活动星系核（AGN）用了大量的篇幅去介绍。最后，根据黑洞质量将其划分为四种类型，主要包括超大质量黑洞，原初黑洞，恒星级黑洞，还有中等质量黑洞。关于吸积盘的基本理论，包括吸积盘的发展历程和吸积盘的主要分类两部分内容。对于吸积盘的主要分类，首先给出描述黑洞吸积盘的流体力学方程组，然后对ADAF，Slim盘，标准薄盘（SSD），以及SLE盘等四个典型的吸积盘模型进行简单介绍。第二章是热吸积流模型浅析，本章先简单介绍了径移主导吸积流（ADAF）和明亮热吸积流（LHAF）两种已有的模型。我们知道LHAF是ADAF在高光度情况下的自然延伸，虽然描述ADAF和LHAF的基本方程是一样的，但是二者在物理上还是有所区别。基于以上描述，我们对热吸积流模型做了浅析。通过引入数学分析的方法尝试重新解释LHAF的定义，同时对高于ADAF临界吸积率的吸积流做了初步的探讨。最后给出了LHAF的不稳定性问题的简单解释。第三章是带辐射的热吸积流相关问题，首先我们利用前人数值模拟的结果，分析导致这些结果的原因，重点比较了ADAF与LHAF的不同。前人对于热吸积流的某些物理量只给出了结果，却没有道出导致这个结果的原因，我们在这里尝试给出解释；进一步的讨论了ADAF模型中的外流和贝努力参数，探讨二者是否存在着某种关系，并给出了导致贝努力参数变化的原因；最后我们还简单讨论了热盘内区的逆康普顿散射问题。最后，第四章我们对论文进行总结和展望。
谢照华[10]（2012）在《耀变体的吸积盘与喷流关联及粘滞系数的研究》文中研究说明活动星系核中吸积盘角动量传播以及相对论性喷流和吸积过程之间的关系是两个仍未完全解决的问题。本论文主要针对这两个问题开展研究且主要工作如下。一般认为,吸积盘中角动量传播的一个主导因素可能是湍流运动。这样一个传播过程可由粘滞度参数α参数化,该参数描述湍流运输的效率,也代表了最大的可能湍流单元的尺度。所以粘滞度a提供了发展吸积盘理论的基础,并把理论和观测联系了起来。我们收集了一个光学监测的耀变体样本,其中最小典型光变时标在1小时量级。假设小时量级的光变时标是内层吸积盘的局部不稳定性所导致,则通过比较α-吸积盘模型的热时标与实际观测的光变时标,我们可得到这个样本的吸积盘粘滞度参数（α）和内禀爱丁顿吸积率的限制,分别是0.104≤α≤0.337和0.0201≤Lin/LEdd=m≤0.1646。可以注意到,我们所得到的关于粘滞度参数α的值的范围处于对目前的磁流体动力学湍流（MHD）吸积盘模型所做数值模拟的预测和一些理论预期的范围（0.1-0.3）之内。而且我们的结果与观测结果0.1≤α≤0.4也是一致的。另一方面,我们所得到的粘滞度的限制范围较窄,这可排除或证认一些模型。该很窄的限制范围似乎表明所有观测到的耀变体都处在一个“单一”的态。从而我们给出了平谱射电类星体（FSRQs）和BL Lac天体统一为单一耀变体类型的新证据。耀变体是活动星系核的最亮和最可变的一个子类,其观测到的辐射主要来自喷流。另一方面,宽线区由来自中心吸积盘的电离辐射所电离。研究这两种现象之间关联的一个有效的方法是探索不同尺度处宽线发射和喷流运动功率之间的关系。使用由70个耀变体组成的一个样本,其中在近红外（K波段）、X射线（X-波段）和射电（R-波段）处的流量和宽发射线流量的数据已被获得,我们说明在宽线流量与K-波段、X-波段和R-波段的流量之间存在强相关性。同时我们也考虑了宽-线发射的光度与其它三个波段的光度之间的的相关性。在排除红移效应后,它们之间仍存在相对强的相关性且线性相关的斜率几乎接近于1,这与理论预期的结果一致。而且宽-线发射和其它三个波段之间流量和光度的强相关性指出喷流形成和中心Kerr黑洞的吸积之间的一个紧密的联系,即耀变体的吸积盘和喷流的耦合。这里我们找到了证实Maraschi&Tavecchio的理论猜想的新实验证据。而且也找到了平谱射电类星体（FSRQs）和BL Lac天体的相对位置分得很开,且BL Lac天体的宽线发射的光度比FSRQs的小1个量级。而且BL Lacs,总是表明相关性低于FSRQs的相关性且在X-波段和R-波段中二者具有不同的性状。所以这些结果表明FSRqs和BL Lacs可被认为是同一类天体。但是它们处于耀变体的不同的演化阶段和具有不同类型的吸积盘。BL Lac天体是具有低吸积率m的耀变体的一个子类,而FSRQs是具有高吸积率的耀变体的另一个子类。我们的结果也说明Cavaliere&D’Elia和Bottcher&&Dermer的猜想,即FSRQs发生于椭圆星系演化序列的较早的、激烈的阶段,该阶段在中心区中包含大量的气体,这些充足的气体产生了呗观测到的发射线和激烈的射电和光学活动。随着这些气体被逐渐的耗尽,宽发射线变得很弱或消失且中心引擎的运转变得可变。换言之,平谱射电类星体变成BL Lac天体。
二、黑洞附近吸积流的稳定性研究（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、黑洞附近吸积流的稳定性研究（论文提纲范文）
（1）核心坍缩型超新星前身星简述（论文提纲范文）
| 1 CCSNe |
| 1.1 超新星的爆炸机制 |
| 1.2 CCSNe的前身星特征 |
| 2 质量损失和自转对恒星演化的影响 |
| 2.1 恒星演化中的质量损失 |
| 2.2 自转对恒星演化的影响 |
| 3 伽玛暴的前身星 |
| 3.1 伽玛暴前身星的特征 |
| 3.2 不同中心引擎对前身星角动量的要求 |
| 4 总结与展望 |
（2）作为宇宙信使的X射线（论文提纲范文）
| 1 来自“看不见”的宇宙的信使 |
| 2 天体的X射线辐射和探测 |
| 2.1 天体X射线辐射的产生 |
| 2.2 探测技术和手段 |
| 2.3 重要的X射线天文卫星 |
| 2.3.1 早期X射线卫星 |
| 2.3.2 近代的X射线卫星 |
| 2.3.3 在轨运行的X射线卫星 |
| 3 极端宇宙的信使 |
| 3.1 致密天体——X射线双星 |
| 3.1.1 中子星X射线双星 |
| 3.1.2 黑洞X射线双星 |
| 3.2 超大质量黑洞和活动星系核 |
| 3.3 宇宙X射线背景辐射 |
| 4 炽热宇宙的信使 |
| 5 动态宇宙的信使 |
| 6 未来展望 |
（3）射电星系喷流研究（论文提纲范文）
| 摘要 |
| Abstract |
| 1 引言 |
| 1.1 活动星系核 |
| 1.1.1 AGN的观测及其成分 |
| 1.1.2 AGN分类 |
| 1.1.3 AGN统一模型 |
| 1.2 AGN中心引擎 |
| 1.2.1 中心引擎和磁场 |
| 1.2.2 喷流加速和能量耗散 |
| 1.2.3 喷流辐射过程 |
| 1.3 喷流磁场估算 |
| 1.3.1 能谱拟合法 |
| 1.3.2 core-shift测量 |
| 1.3.3 偏振测量 |
| 2 射电星系Hercules A的中心引擎研究 |
| 2.1 引言 |
| 2.2 数据处理 |
| 2.3 结果 |
| 2.4 讨论和总结 |
| 2.5 小结 |
| 3 耀变体喷流中伽马射线辐射区位置 |
| 3.1 引言 |
| 3.2 样本 |
| 3.3 模型和方法 |
| 3.4 结果 |
| 3.5 讨论和总结 |
| 3.6 小结 |
| 4 FRII射电源大尺度射电瓣研究 |
| 4.1 引言 |
| 4.2 数据处理 |
| 4.3 结果 |
| 4.4 讨论和总结 |
| 4.5 小结 |
| 5 总结与展望 |
| 5.1 总结 |
| 5.2 问题与展望 |
| 参考文献 |
| 附录 攻读博士学位期间发表的论文 |
| 致谢 |
（4）黑洞吸积盘的结构和稳定性分析（论文提纲范文）
| 摘要 |
| 英文摘要 |
| 第一章 简介 |
| 1.1 吸积的简要介绍 |
| 1.1.1 吸积能的历史起源 |
| 1.1.2 爱丁顿吸积率 |
| 1.1.3 粘滞过程 |
| 1.1.4 磁转动不稳定性 |
| 1.2 吸积模型 |
| 1.2.1 球对称(Bondi)吸积 |
| 1.2.2 标准薄盘 |
| 1.2.3 径移主导吸积流 |
| 1.2.4 中微子主导吸积盘 |
| 1.3 黑洞X-射线双星 |
| 1.4 本文结构 |
| 第二章 磁化的、光学薄的、辐射主导吸积盘的热稳定性研究 |
| 2.1 引言 |
| 2.2 模型 |
| 2.3 热稳定性分析 |
| 2.4 热平衡解 |
| 2.5 讨论和总结 |
| 2.6 附录 |
| 第三章 中微子主导吸积盘的自引力研究 |
| 3.1 引言 |
| 3.2 物理模型 |
| 3.2.1 基本方程 |
| 3.2.2 Toomre参数 |
| 3.3 数值结果 |
| 3.3.1 垂向结构 |
| 3.3.2 中微子光度 |
| 3.4 本章结论和讨论 |
| 第四章 吸积盘外边界角动量对吸积率的影响 |
| 4.1 引言 |
| 4.2 模型 |
| 4.3 结果 |
| 4.4 本章讨论和总结 |
| 第五章 用SDSS的Stripe 82天区的恒星拟合银盘的结构 |
| 5.1 引言 |
| 5.2 数据和拟合 |
| 5.3 结果 |
| 5.4 本章讨论和总结 |
| 参考文献 |
| 发表的文章列表 |
| 致谢 |
（5）利用X射线耀发研究伽玛射线暴的中心引擎机制（论文提纲范文）
| 摘要 |
| 英文摘要 |
| 第一章 简介 |
| 1.1 伽玛射线暴 |
| 1.2 伽玛暴研究中的主要问题 |
| 1.2.1 分类 |
| 1.2.2 前身星 |
| 1.2.3 中心引擎 |
| 1.2.4 能量耗散 |
| 1.2.5 辐射机制 |
| 1.2.6 中心引擎长时标活动 |
| 1.3 伽玛暴的中心引擎:中微子主导的吸积流 |
| 1.3.1 中微子光度和湮灭光度 |
| 1.3.2 磁化的NDAFs |
| 1.3.2.1 磁化的黑洞-NDAFs |
| 1.3.2.2 NS-NDAF系统 |
| 1.4 X射线耀发 |
| 1.4.1 X射线耀发的观测特征 |
| 1.4.2 X射线耀发的物理起源 |
| 1.5 黑洞X射线双星 |
| 1.5.1 黑洞双星及其候选体 |
| 1.5.2 黑洞双星的X射线观测 |
| 1.5.3 黑洞双星的谱态 |
| 1.5.4 巡天数据对黑洞候选体的搜寻 |
| 1.5.5 郭守敬望远镜 |
| 1.6 本文结构 |
| 第二章 内耗散机制下晚期X射线耀发的中心引擎 |
| 2.1 引言 |
| 2.2 样本选择和数据分析 |
| 2.2.1 光变曲线的拟合 |
| 2.2.2 各向同性光度和能量 |
| 2.3 中心引擎机制 |
| 2.3.1 中微子湮灭 |
| 2.3.2 Blandford-Znajek过程 |
| 2.3.3 强磁场中子星 |
| 2.4 总结和讨论 |
| 第三章 短伽玛射线暴中心引擎驱动的明亮X射线耀发:暗示着黑洞-中子星并合 |
| 3.1 引言 |
| 3.2 数据分析和物理起源 |
| 3.3 X射线耀发的吸积质量 |
| 3.4 双中子星并合和黑洞-中子星并合的比较 |
| 3.5 总结和讨论 |
| 4.1 引言 |
| 4.2 样本选择 |
| 4.3 拟合过程 |
| 4.4 明亮X射线耀发的发生率和物理起源 |
| 4.5 总结和讨论 |
| 4.6 附录 |
| 第五章 X射线耀发的洛伦兹因子和辐射区位置 |
| 5.1 引言 |
| 5.2 样本和数据分析 |
| 5.3 利用曲率效应模型分析快速下降段 |
| 5.4 X射线耀发的洛伦兹因子和辐射区位置 |
| 5.5 讨论和总结 |
| 5.6 曲率效应中快速下降段的流量演化 |
| 5.7 曲率效应中快速下降段的能谱演化 |
| 5.8 附录 |
| 第六章 用LAMOST数据搜寻伴星为巨星的黑洞候选者的方法 |
| 6.1 引言 |
| 6.2 方法 |
| 6.3 样本选择和分析 |
| 6.4 黑洞候选体 |
| 6.5 总结和讨论 |
| 第七章 研究展望 |
| 7.1 伽玛暴-超新星成协系统的进一步分析 |
| 7.2 X射线耀发的进一步统计研究 |
| 7.3 搜寻致密星候选体黑洞 |
| 7.3.1 光学可见伴星为K/M矮星的致密星系统 |
| 7.3.2 从APOGEE的数据库中搜寻伴星为巨星的致密星候选体 |
| 参考文献 |
| 发表的文章列表 |
| 致谢 |
（6）关于BL Lac天体弱Lyα发射线的研究（论文提纲范文）
| 摘要 |
| 英文摘要 |
| 第一章 简介 |
| 第二章 样本选择与Lyα发射线 |
| 第三章 喷流辐射 |
| 第四章 吸积盘辐射 |
| 第五章 总结和研究展望 |
| 参考文献 |
| 致谢 |
（7）M87的吸积与喷流物理研究（论文提纲范文）
| 摘要 |
| Abstract |
| 1 引言 |
| 1.1 黑洞 |
| 1.2 活动星系核 |
| 1.3 低光度活动星系核M87 |
| 1.4 黑洞吸积盘 |
| 1.5 喷流 |
| 2 M87的能谱分布和法拉第旋转 |
| 2.1 引言 |
| 2.2 模型 |
| 2.3 结果 |
| 2.4 讨论 |
| 3 M87的自转限定 |
| 3.1 引言 |
| 3.2 模型 |
| 3.3 结果 |
| 3.4 讨论 |
| 4 总结与展望 |
| 4.1 总结 |
| 4.2 问题与展望 |
| 致谢 |
| 参考文献 |
| 附录 攻读博士学位期间发表的论文 |
（8）活动星系核反馈的数值模拟研究（论文提纲范文）
| 1 引言 |
| 2 活动星系核反馈的喷流模式 |
| 2.1 喷流和风的产生以及黑洞吸积 |
| 2.2 反馈数值模拟中喷流的物理性质 |
| 2.3 星系团的冷却流问题 |
| 2.4 喷流能否以及如何抑制冷却流? |
| 2.5 磁场与微观物理过程的影响 |
| 3 活动星系核反馈的辐射模式 |
| 4 银河系费米气泡 |
| 5 总结与展望 |
| 5.1 国内外的研究现状 |
| 5.2 我们的发展策略 |
（9）黑洞热吸积流的相关问题（论文提纲范文）
| 摘要 |
| ABSTRACT |
| 1 黑洞吸积概述 |
| 1.1 黑洞物理简介 |
| 1.2 吸积盘基本理论 |
| 1.3 本章小结 |
| 2 热吸积流模型浅析 |
| 2.1 径移主导吸积流（Advection-Dominated Accretion Flow,ADAF） |
| 2.2 明亮热吸积流（Luminous Hot Accretion Flow; LHAF）简介 |
| 2.3 关于热吸积流的思考 |
| 2.4 本章小结 |
| 3 热吸积流的相关问题 |
| 3.1 辐射对热吸积流相关物理量的影响 |
| 3.2 ADAF 中外流与贝努力参数的关系 |
| 3.3 热吸积流内区的逆康普顿散射 |
| 3.4 本章小结 |
| 4 总结与展望 |
| 4.1 全文总结 |
| 4.2 课题展望 |
| 致谢 |
| 参考文献 |
（10）耀变体的吸积盘与喷流关联及粘滞系数的研究（论文提纲范文）
| 摘要 |
| Abstract |
| 目录 |
| 第一章 耀变体简介 |
| 1.1 引言 |
| 1.2 耀变体的观测特征及定义 |
| 1.3 耀变体的光变性质 |
| 1.4 全波段辐射特征 |
| 1.5 耀变体给子类的差异与关联 |
| 1.5.1 平谱射电类星体与蝎虎座BL型天体的差异 |
| 1.5.2 平谱射电类星体与蝎虎座BL型天体的关联 |
| 第二章 耀变体的物理模型及辐射机制 |
| 2.1 吸积释能 |
| 2.2 黑洞在活动星系核中存在的证据 |
| 2.2.1 动力学方法 |
| 2.2.2 光变时标法 |
| 2.3 耀变体的标准物理模型 |
| 2.4 轻子辐射模型 |
| 2.4.1 同步辐射 |
| 2.4.2 逆康普顿散射 |
| 2.4.3 同步自康普顿辐射 |
| 2.4.4 外康普顿散射 |
| 2.5 强子辐射模型 |
| 2.6 两类辐射模型的比较 |
| 第三章 耀变体的吸积盘及喷流 |
| 3.1 吸积盘 |
| 3.1.1 吸积盘的发展历史 |
| 3.1.2 吸积盘的模型 |
| 3.1.3 吸积盘的粘滞耗散 |
| 3.2 高速喷流 |
| 3.2.1 相对论喷流的观测证据 |
| 3.2.2 喷流形成和加速 |
| 3.2.3 相对论聚束效应 |
| 3.2.4 喷流的运动模型 |
| 第四章 耀变体的周围环境 |
| 4.1 平谱射电类星体的寄主星系 |
| 4.2 蝎虎座BL型天体的寄主星系 |
| 4.3 耀变体寄主星系的性质 |
| 4.4 耀变体的触发环境 |
| 第五章 对耀变体吸积盘中粘滞系数的估计 |
| 5.1 引言 |
| 5.2 样本 |
| 5.3 Blazar中心超大质量黑洞的质量估计 |
| 5.4 吸积率 |
| 5.5 模型和结果 |
| 5.6 探讨和结论 |
| 第六章 耀变体的吸积盘和喷流的共生和平谱射电类星体与BL Lac天体的统一模型 |
| 6.1 介绍 |
| 6.2 样本的描述 |
| 6.3 宽线区辐射流量和其它多波段辐射流量之间的相关性分析 |
| 6.3.1 近红外波段流量(logv F_K)和宽线区辐射流量(log F_(BLR))之间的相关性分析 |
| 6.3.2 X射线波段流量(logvF_X)和宽线区辐射流量(log F_(BLR))之间的相关性分析 |
| 6.3.3 射电波段流量(logvF_R)和宽线区辐射流量(log F_(BLR))之间的相关性分析 |
| 6.4 吸积盘和喷流之间的联系 |
| 6.5 宽线区辐射光度和其它多波段辐射光度之间的相关性分析 |
| 6.5.1 近红外波段光度(log L_K)和宽线区辐射光度(log L_(BLR))之间的相关性分析 |
| 6.5.2 X射线波段光度(log L_X)和宽线区辐射光度(log L_(BLR))之间的相关性分析 |
| 6.5.3 射电波段光度(log L_R)和宽线区辐射光度(log L_(BLR))之间的相关性分析 |
| 6.6 排除红移效果影响的相关性分析 |
| 6.7 讨论和结果 |
| 第七章 总结 |
| 参考文献 |
| 攻读学位期间发表论文列表 |
| 致谢 |
四、黑洞附近吸积流的稳定性研究（论文参考文献）
- [1]核心坍缩型超新星前身星简述[J]. 宋翠英,刘彤. 厦门大学学报(自然科学版), 2021(06)
- [2]作为宇宙信使的X射线[J]. 袁为民. 物理, 2021(08)
- [3]射电星系喷流研究[D]. 吴林辉. 华中科技大学, 2020
- [4]黑洞吸积盘的结构和稳定性分析[D]. 郁晓飞. 厦门大学, 2019(08)
- [5]利用X射线耀发研究伽玛射线暴的中心引擎机制[D]. 穆慧君. 厦门大学, 2019(08)
- [6]关于BL Lac天体弱Lyα发射线的研究[D]. 卜佳. 厦门大学, 2018(08)
- [7]M87的吸积与喷流物理研究[D]. 冯建超. 华中科技大学, 2017(10)
- [8]活动星系核反馈的数值模拟研究[J]. 郭福来,袁峰. 天文学进展, 2016(04)
- [9]黑洞热吸积流的相关问题[D]. 宋东环. 华中科技大学, 2013(07)
- [10]耀变体的吸积盘与喷流关联及粘滞系数的研究[D]. 谢照华. 云南大学, 2012(05)