| 第1章 引言 | 第1-35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 |
