摘要
伽玛射线暴（GRB,简称伽玛暴）是一种在宇宙尺度上持续时间较短但能量极为巨大的天体爆发现象，其释放的能量主要集中在γ射线波段。1967年首次由Vela卫星发现。伽玛暴的特征包括高能量、高光度和瞬时性。其能量范围从十几个keV到几个MeV不等，并且其光度可以非常高可以达到～1051-1052erg/s。持续时间可从几毫秒到几千秒不等。一般情况下，根据持续时间可将其分为两类，长暴（LGRB）和短暴（SGRB）。1997年，通过对伽玛暴余辉的探测，人们首次确定了伽玛暴的红移，进而确认了它的宇宙学起源。随着不断深入的观测与研究，关于伽玛暴物理的基本图像逐渐建立起来。主要包括瞬时辐射阶段以及多波段的余辉辐射阶段。伽玛辐射的瞬时辐射可以由内部激波或磁重联导致的相对论性喷流耗散而产生。随后，相对论性喷流与周围环境相互作用产生多波段余辉辐射。对于伽玛暴的瞬时辐射及其余辉辐射，可以使用标准的火球-内激波和外激波模型进行解释。 作为能量仅次于宇宙大爆炸并且最明亮的天体爆发事件之一，伽玛射线暴能够在极高的红移处被观测到。目前已经观测到的最高红移为9.4,而理论上这个数值可以达到更高。这一重大发现使得伽玛射线暴成为了探测早期宇宙的一种有力工具。伽玛射线暴宇宙学的研究范围广泛，涵盖了暗能量和宇宙学参数、高红移的恒星形成率、金属丰度的演化、尘埃以及量子引力等诸多领域。然而，与我们目前应用比较成熟和熟知的Ⅰa型超新星相比，伽玛射线暴的光度和能量相差了好几个数量级，而且并非像Ⅰa型超新星一样具有固定的光度，因此无法直接应用于宇宙学相关研究。研究人员的发现揭示了伽玛射线暴的瞬时辐射和余辉阶段之间存在多个参数相关性。这些相关性的发现使得我们能够将伽玛射线暴视为一种标准烛光，类似于利用Ⅰa型超新星来限制宇宙学参数和暗能量。特别值得注意的是，在高红移范围内，伽玛射线暴具有显著的优势。本文的主要研究内容是利用伽玛射线暴的标准烛光关系来限制宇宙学模型的自由参数。 在第一章中，我们简要介绍了伽玛暴及其余辉的研究现状，包括伽玛暴的发现和观测历史。我们介绍了 Vela、Compton、Beppo SAX、Swift、Fermi、慧眼、GECAM卫星在伽玛暴观测方面的贡献，并探讨了伽玛暴瞬时辐射和多波段余辉辐射。具体描述了瞬时辐射的观测以及多波段余辉中X射线余辉、光学余辉和射电余辉的观测，以及这些观测对伽玛暴相关理论发展的影响。随后，我们介绍了伽玛暴及其余辉的标准模型，包括火球模型、内激波模型和余辉标准模型，并讨论了伽玛暴主流中心引擎，如黑洞超吸积模型和磁星模型。 在第二章中，我们简要介绍了伽玛暴宇宙学研究的进展，并探讨了宇宙学的发展与建立过程。我们介绍了暗能量的发现，并介绍了在暗能量发现后人们建立的不同的暗能量宇宙学模型，包括ΛCDM模型、XCDM模型、φCDM模型等等。自从确认伽玛暴起源于宇宙学距离后，人们一直在努力探索伽玛暴在宇宙学方面的性质和应用。伽玛暴在宇宙学中也做出了重要贡献，并且本章详细描述了伽玛暴在宇宙学中的应用，包括伽玛暴的一些经验相关性以及这些相关性对不同宇宙学模型参数的限制。 在我们的第一个研究工作中，我们对Swift卫星观测到的长伽玛射线暴进行了基于X射线余辉光变曲线特征的筛选和分类。我们以同样的筛选方式对具有光学余辉光变曲线的伽玛射线暴进行了筛选，并研究了其L0-Tb-Eγ,iso相关性以及L0-Tb-Epi相关性，并尝试将它们用于限制宇宙学参数。通过Swift卫星的观测，我们发现了一类特殊的在X射线光变曲线中具有“平台”特征的伽玛射线暴。这些光变曲线特征表现为X射线余辉光度曲线在一个缓慢衰减阶段后，伴随着一个正常的衰减阶段。这一特征符合外激波模型的预测，即平台阶段的产生与中心引擎能量不断注入到外激波中有关。一般认为中心引擎为一颗强磁中子星，其旋转能量损失的方式可以解释X射线光曲线衰减指数的不同。我们基于其光学光变曲线特点进行筛选，选择可能具有相同物理起源的伽玛射线暴样本。我们共筛选出两组样本:第一组包括31个伽玛射线暴，其X射线余辉光变曲线呈现出光度恒定的平台阶段特征，衰减指数约为-2;第二组包括50个伽玛射线暴，其光学光曲线呈现出浅衰减阶段特征。对于选定的伽玛射线暴样本，我们研究了平台亮度L0、平台结束时间Tb与各向同性能量释放Eγ，iso之间的关系，并发现它们之间存在紧密的相关性。我们也发现L0-Tb-Eγ,iso相关性对宇宙学参数不具有敏感性，并且不能有效限制宇宙学参数。我们探索了一种新的三参数关系L0,Tb和光谱峰值能量Epi（L0-Tb-Epi）,并发现这种相关性可以作为标准烛光用于约束宇宙学参数。仅利用光学样本，在平坦ΛCDM模型中我们发现Ωm的限制结果为Ωm=0.697+0.402-0.278（1σ）;在非平坦ΛCDM模型中，最佳拟合结果为Ωm=0.713+0.346-0.278,ΩΛ=0.981+0.379-0.580（1σ）。对于X射线和光学样本组成的组合样本，我们发现在平坦ΛCDM模型中Ωm=0.313+0.179-0.125（1σ）,在非平坦ΛCDM模型中有Ωm=0.344+0.176-0.112,ΩΛ=0.770+0.366-0.416（1σ）。 在我们的第二项研究中,我们比较了筛选出的两组样本的两参数以及三参数相关性的拟合结果，发现三参数相关性更加紧凑，这也验证了之前实验得出的结论。同时，我们也利用这两组相关性限制了双组分暗能量宇宙模型。许多天文观测结果表明，目前宇宙正在经历加速膨胀的阶段。尽管ΛCDM模型与大多数观测证据相符，但已有一些观测差异和理论问题出现，这表明其他宇宙学模型，如ωCDM和φCDM等，并不能完全被排除。许多暗能量模型仅包含一个分量，而我们的研究聚焦于双组分暗能量模型，其中包含两个状态方程参数ω1和ω2。在本文中，我们通过两组样本对双组分暗能量宇宙模型的自由参数进行了限制，并探究双组分暗能量存在的证据。我们同时也对ωCDM模型进行限制，并计算了两种模型的BIC值，以进行比较，以确定哪种模型更具优势。我们发现，所选择的光学和X射线样本可以有效地限制宇宙学参数。两组样本的三参数相关性的限制结果与两参数相关性的一致。模型对ω1和ω2的约束在1σ水平上也是一致的。这似乎意味着暗能量的组成更倾向于一个单一的成分。我们还使用BIC信息准则来比较不同的模型，并发现自由参数较少的模型更受青睐。 在最后总结了本人在硕士期间的研究工作，并对伽玛暴宇宙学研究的未来发展进行了展望。
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