导读:本文包含了射电辐射论文开题报告文献综述、选题提纲参考文献及外文文献翻译，主要关键词:射电,脉冲,中子星,星系团,射电望远镜,模型,偏振。
射电辐射论文文献综述
陈绮惠,陈建玲,王洪光[1]（2019）在《关于脉冲星射电辐射谱致陡的几何效应观测检验》一文中研究指出Kramer曾提出当观测者视线扫过脉冲星辐射束的部位越靠近边缘,观测到的射电辐射谱会比内禀的谱更陡的几何效应。本文收集了78颗同时具有磁倾角、碰撞角、脉冲轮廓宽度—频率演化关系和射电辐射谱指数的脉冲星,计算了碰撞角相对于辐射束宽度的比例,以表征视线靠近辐射束边缘的程度。研究了谱指数对碰撞角相对于辐射束宽度比值的分布,没有发现统计上的相关性,且结果不受轮廓宽度随频率演化因素的影响,因而从统计上排除了这种辐射谱致陡的几何效应。(本文来源于《湖南文理学院学报(自然科学版)》期刊2019年03期）
杨雨涵[2]（2019）在《快速射电暴对应体的辐射研究》一文中研究指出距离快速射电暴(Fast Radio Bursts,简称FRBs)被发现的十几年后,这类高能天体物理现象已经被许多地面射电望远镜在400MHz—8GHz的频率范围内观测到,但从物理角度来说,它们仍然保持着神秘。它们的特点是非常明亮(～Jy)、且非常短暂(～ms)的射电光子的爆发,不同频率的脉冲成分的到达时间不同,延迟时间满足△t ∝ v-2,这与射电波通过冷等离子体的传播是一致的。快速射电暴极大的河外超出色散量(DMsextragalactic～75-2600 pc cm-3)表明这类事件很有可能是银河系外或宇宙学起源。FRB 121102是唯一一个成功证认了宿主星系的快速射电暴事件:一个低金属的、低恒星形成率的、红移为z=0.193的矮星系。一定程度上证明了快速射电暴的河外或宇宙学起源。快速射电暴的理论模型需要解释如何在如此短的时标内辐射如此高的各向同性能量～1043 ergs-1。这需要引入相干辐射过程,并且辐射源非常致密。此外,快速射电暴还有各种各样的特征。目前观测到的快速射电暴有的具有圆偏振和/或线偏振,还有一些无偏振。脉冲的波形大部分表现为单峰,少量具有双峰或叁峰的光变曲线。此外,许多快速射电暴在微观尺度上显示出复杂的时标为几十微秒的结构和特征。一般将快速射电暴分为非重复暴与重复暴。很长一段时间内,FRB 121102都是唯一被发现的重复快速射电暴,伴随着变化的脉冲形状,并且没有明显的周期性,旋转量(Rotation Measure,简称RM)远大于其他有旋转量观测的快速射电暴。在这之后,于2018年8月14日,位于加拿大的CHIME(Canadian Hydrogen Intensity Mapping Experiment)望远镜探测到了第二个重复快速射电暴事件,FRB 180814 J0422+73,这个新的重复暴再次引发了大量的关注。对于非重复暴,许多研究认为暂时还无法确定它们的非重复特征,可能只是尚未观测到重复特征而已。快速射电暴的物理模型有很多,例如双中子星并合时由磁制动产生的非重复快速射电暴、双中子星相互作用由磁重联产生的重复快速射电暴等等。很多模型表明这类天体物理现象的物理起源与中子星有关。关注不同物理模型可能的可观测特征和不同辐波段的对应体上,可以帮助指导未来的观测策略,加快排除理论模型的进程,最终揭开快速射电暴的神秘面纱。这一篇论文旨在关注快速射电暴的对应体辐射,研究特别是重复暴的具体特征以及相关物理模型的建立。论文的组织结构如下:在第1章中,我们对快速射电暴目前的一些进展进行了一个简要的概括浏览。首先介绍了快速射电暴的基本观测,包括色散量、偏振和旋转量、脉冲形状以及多波段的对应体。简单讨论了快速射电暴的物理模型,具体讨论了与超新星遗迹(Supernova Remnant,简称SNR)和伽玛暴(Gamma-Ray Burst,简称GRB)之间的联系。在第2章中,我们具体讨论了FRB 121102的持续的射电对应体。在这里我们提出,这一射电对应体可能来自一个由脉冲星驱动的脉冲星风星云(Pulsar Nebula Wind,简称PWN),并且周围不存在超新星抛射物。它的周围介质是由前身星星风产生的分层结构。这一模型的参数需要受到射电对应体光谱、星云大小以及快速射电暴的大的并且随时间衰减的旋转量的限制。在第3章中,我们关注第二个重复快速射电暴FRB 180814J0422+73。我们在这一天体源的位置处,使用十年的费米大面积望远镜(Large Area Telescope,简称LAT)的数据,得到了能段范围100 MeV-10 GeV的流量上限和光度上限。利用这些上限,可以限制FRB的前身星以及中心引擎。我们分别从年轻磁星转动供能模型、外激波模型和偏轴伽玛暴模型限制了磁星参数、激波能量以及偏轴观测角。如果考虑FRB 180814J0422+73离我们更近,那么以上参数空间会得到更严格的限制。最后,我们在第4章进行了简单的总结和展望。(本文来源于《南京大学》期刊2019-05-20）
沈飞,殷兴辉[3]（2019）在《太阳跟踪及射电辐射测量技术研究》一文中研究指出为了实现对太阳自动跟踪以及太阳射电辐射的测量,使用STM32微处理器作为小型射电望远镜的控制核心,利用TCP传输方式解决了RS-485传输中存在的传输速度与传输距离不能兼顾的问题,从而提高了太阳射电望远镜观测数据的时间分辨率。该系统实现了时间分辨率为1 ms的太阳射电数据采集与存储,结合视日轨迹运动跟踪的方法,将自动跟踪精度调高到0.08°。通过对数字滤波算法仿真,在原有滤波算法基础上设计了满足系统的数据处理算法。(本文来源于《国外电子测量技术》期刊2019年01期）
尚伦华[4]（2018）在《脉冲星的射电辐射与星际闪烁特性研究》一文中研究指出脉冲的辐射机制问题多年来一直没有得到很好的解决。脉冲星射电辐射的研究主要围绕着脉冲星的磁层结构、辐射区的位置、产生辐射的机制几个方面讨论。而我硕士期间的主要研究课题也与这些方面紧密相关。首先,我们利用上海天文台65米和云南天文台40米射电望远镜对PSR B0329+54和PSR B1642-03这两颗脉冲星在S,C和X波段进行了长时间监测。随后将新观测的数据与欧洲脉冲星数据库EPN已公布的数据相结合,我们拟合了这两颗星多达10几个频段的数据,其频段跨度从100MHz到10GHz的平均脉冲轮廓数据,从几何上计算给出了每个平均脉冲轮廓中的每个辐射成分来自脉冲星磁层中的辐射位置;接着,我们在逆康普顿散射(ICS)模型的基本理论框架下模拟了各辐射成分的高度和辐射束宽随频率的演化关系,确定了这两颗星的辐射区在脉冲星极冠区的截面几何形状,从而检验了ICS过程是一个能够有效产生脉冲星射电辐射的机制。与平均脉冲轮廓相比,单脉冲观测研究更能体现脉冲星磁层中较为具体的辐射单元。而脉冲星的脉冲消零、模式变换和漂移子脉冲现象可能与脉冲星的磁层活动息息相关。因此,对它们的观测研究有助于我们去更好地了解脉冲星的辐射过程。因此,我们分析了FAST漂移扫描巡天新发现的脉冲星PSR J1926-0649的单脉冲数据,给出了该星的子脉冲漂移、消零和脉冲轮廓的模式变换现象,并初步给出了漂移子脉冲的漂移方向,漂移周期等参数,这些现象将在后续的脉冲星辐射机制的研究中具有重要意义。关于毫秒脉冲星具体的形成过程仍然还不清楚。理论上认为毫秒脉冲星是从伴星吸积物质获得角动量的结果,大量的观测和模拟也表明吸积X射线脉冲星与毫秒脉冲星之间可能存在演化联系。2009年至今共发现了3颗辐射状态在X射线波段和射电波段来回切换的转换毫秒脉冲星为研究毫秒脉冲星的形成及演化问题提供了较好的观测资料。我们调研了转换毫秒脉冲星的相关观测性质,提出了在该类脉冲星天体环境下,在脉冲星的吸积过程中,磁球边界处的等离子体截断频率随吸积光度的变化会影响射电脉冲出射的模型,从而很好地解释了转换毫秒脉冲星射电消失和重现的观测现象。脉冲星星际闪烁现象,一直是脉冲星射电观测及理论研究中的一个难题。影响脉冲星射电闪烁现象的具体因素还不清楚,但是利用脉冲星的射电闪烁效应研究星际空间中星际介质的性质很有意义。在我的课题中,我们对杜鹃座47球状星团中相对流量密度较高的多颗已知毫秒脉冲星的闪烁性质进行分析,给出了相应的动态频谱和自相关分析结果。我们发现这些毫秒脉冲星存在衍射闪烁现象,时域和频域上的特征闪烁尺度分别约为100分钟和100MHz。但其与典型的衍射闪烁现象相比,闪烁尺度较长,因此我们提出了球状星团的等离子体壳层可能会对脉冲星星际闪烁现象造成影响的猜想。(本文来源于《贵州师范大学》期刊2018-05-30）
林巍莉[5]（2018）在《短伽玛暴的余辉辐射和快速射电暴的环境磁场》一文中研究指出伽玛射线暴(简称伽玛暴)是一类短时标增亮的伽玛射线闪,是迄今为止观测到的最剧烈的高能爆发现象。从上世纪60年代Vela卫星无意中发现伽玛暴以来,伽玛暴始终是天体物理领域的研究热点之一。一方面,伽玛暴的相关物理过程仍有待解决,如喷流的起源、伽玛暴的中心引擎、瞬时辐射的产生机制。另一方面,多信使(电磁辐射、中微子、引力波等)天文时代的到来为人们提供了更多的可能来了解极端高能条件下的物理过程。伽玛暴根据持续时间分布可为长暴(>2s)和短暴(<2s)。与超新星爆发成协的证据支持长暴起源于大质量恒星的坍缩。而短暴一般被认为是双致密星并合的产物。双中子星并合或黑洞-中子星并合会抛出富中子物质;这些物质通过快中子俘获过程合成大量不稳定重核,然后衰变加热抛射物,产生kilonova。陆续发现的多个与伽玛暴成协的kilonova候选体,为双致密星的起源提供了间接的证据。2017年,advanced LIGO/Virgo联合观测到第一个双中子星并合引力波信号GW170817。这个引力波源与短伽玛暴GRB 170817A成协直接证明,至少部分短暴起源于双中子星并合。伽玛暴的中心天体一般是中子星或恒星级黑洞。我们可以根据瞬时辐射及其余辉的光变特征推断其中心引擎的性质。例如,当光变曲线中呈现出延展辐射、X射线波段的平台或耀发时,中心可能是磁星。本文主要介绍短伽玛暴余辉中的多成分辐射及快速射电暴的环境磁场。第一章介绍短伽玛暴及余辉的研究背景,包含叁个小节。第一节关于伽玛暴及其余辉的观测特征与经典理论。我们在第二节介绍了 kilonova的相关研究,包含快中子俘获的研究背景、kilonova模型、还有磁星风注入的merger-nova模型。第叁节,我们关注第一个双中子星并合引力波事件GW170817的引力波和电磁观测,及其相关理论研究。其中非常重要的观测是发现双中子星并合、短伽玛暴和kilonova的成协。Merger-nova模型假设当双中子星并合的产物是毫秒磁星时,并合抛射物由玻印亭流星风加速。而蟹状星云的观测表明,最初由玻印亭流主导的磁星风将演化成正负电子对主导的相对论性流体。这样,轻子与周围物质相互作用时,产生脉冲星风云。因此,第二章从星云观测谈起,然后介绍脉冲星风云模型在伽玛暴喷流和双中子星并合中的应用。当磁星风注入伽玛暴喷流,星云反向激波辐射可以解释伽玛暴后一天左右出现的X射线鼓包。当磁星风注入双中子星并合抛射物时,可以产生光学与X射线波段的增亮;其中,光学增亮来自于富中子抛射物的热辐射,X射线耀发则是星云反向激波的同步辐射。第叁章简述了快速射电暴的观测与研究,部分起源理论支持快速射电暴与伽玛暴及引力波事件成协;我们还介绍了估算快速射电暴环境磁场的方法,为研究其物理起源和宿主星系性质打开了新的窗口。最后一章是本文的总结与展望。(本文来源于《南京大学》期刊2018-03-01）
李丙郎[6]（2017）在《平谱射电类星体GeV伽玛射线辐射区域特性的研究》一文中研究指出耀变体是一类特殊的射电噪活动星系核(AGNs)。在本论文的中,我们收集了Fermi-LAT发布的平谱射电类星体(FSRQs)的0FGL、1FGL、2FGL共210个源的多波段观测数据。我们用种子光子因子(SF)的方法:外光子场能量密度U_0的平方根和光子场特征能量ε_0的比值,并且通过计算每个源的种子光子因子(SF),用种子光子因子(SF)与对应源的同步辐射光度L_c来对耀变体伽玛射线的辐射区的位置进行研究。结果表明:平谱射电类星体(FSRQs)的伽玛射线辐射产生于宽线区(BLR)之外尘埃环(MT)以内且靠近尘埃环(MT)的区域。费米伽玛射线太空望远镜已经探测到100多个能段在V100-Ge V00Me 1范围的耀变体,并得出了这些耀变体的非常精确和详细的光谱研究,研究发现高光度源、平谱射电类星体(FSRQs)和低能峰频蝎虎天体(BL Lac)叁者的能谱更适合用拐折幂律谱(broken power law)来描述,而不是简单的幂律谱(simple power law)或是其它的平滑曲线模型(smoothly curved models)。我们用幂律双吸收模型对3C 454.3、PKS 1502+106、PKS 0454–234和RGB J0920+446的SED进行拟合。结果表明:GeV拐折可以很好的通过He_Ⅱ和H_Ⅰ复合连续光子产生的伽玛射线吸收来描述。由He_Ⅱ线的复合连续光子吸收产生的拐折能量在1-2.5GeV范围;由H_Ⅰ线的复合连续光子吸收产生的拐折能量在6-10GeV范围。(本文来源于《云南师范大学》期刊2017-05-24）
秦波[7]（2016）在《“低频射电天空辐射高仿真模拟与前景信号叁窄频段二项式拟合分离”科技报告》一文中研究指出宇宙再电离观测面临的最大挑战是21 cm信号极为微弱(~10m K)。第一代恒星(6<z<27)发出的21 cm信号红移到低频射电波段(50~200 MHz)后,被强大的前景信号淹没,这些前景成分包括银河系、河外点源(射电星系和活动星系核等)、星系团的射电弥散辐射等。大量理论和数值模拟工作致力于将宇宙再电离信号从前景信号中分离出来。通过对银河系、星系团、河外点源(含恒星形成星系、射电噪AGN和射电宁静AGN)、宇宙再电离信号在低频射电(50~200 MHz)等成分的光谱和空间分布模型的高仿真构建,获得了目前最复杂、仿真度最高的低频射电天空模拟。使用高仿真低频射电天空模型,我们改进了前人提出的宇宙再电离时期中性氢21 cm信号的分离方法,提出了频谱空间中的叁频带窄带二次多项式拟合法,证明了以此新方法不但可以成功恢复再电离时期中性氢21 cm信号在各个尺度上的结构特征,而且可以准确限制再电离模型参数,将能帮助了解再电离过程发生的时间、强度和演化速率,为检验各种宇宙学模型提供更为准确的信息。(本文来源于《科技创新导报》期刊2016年24期）
高旭阳[8]（2016）在《佳木斯望远镜地面辐射的观测和射电连续谱巡天模式的开发》一文中研究指出因世界上现有的S波段巡天质量不高,无法满足科学需要,我们计划利用佳木斯66米射电望远镜开展S波段射电连续谱巡天观测.我们为了解地面辐射对观测(本文来源于《中国天文学会2016年学术年会摘要集》期刊2016-11-01）
袁中升[9]（2016）在《星系团动力学状态及射电辐射的研究》一文中研究指出星系团是宇宙中最大的自引力束缚体,它们的物质成分主要包含成员星系(3~5%)、团内弥漫介质(15~17%)和暗物质(~80%)。星系团内弥漫着少量相对论(本文来源于《中国天文学会2016年学术年会摘要集》期刊2016-11-01）
陈威威[10]（2016）在《对脉冲星射电辐射束模型的观测检验》一文中研究指出脉冲星的射电辐射束结构不仅关系到脉冲星的射电辐射机制,也关系到和脉冲星族群有关的理论研究以及与脉冲星探测率有关的观测研究,但是长久以来,射电辐射束的结构一直存在争议。目前主要有叁种理论或经验模型——锥模型、扇形束模型和斑块模型。以往对模型的观测检验均限于小样本,主要原因是对于确定辐射束参数的两个基本量——磁倾角和撞击角,过去能从观测中定出的比较少。随着观测资料不断增加和近几年国际上高质量观测数据的释放,进行大样本检验成为可能。磁倾角和撞击角可以通过使用旋转矢量模型(RVM)拟合线偏振位置角数据得到。为了克服传统的Levenberg-Marquardt非线性拟合和格点搜寻算法的低效、易过拟合等问题,本文发展了一套基于贝叶斯推断并用马尔可夫链蒙特卡洛(MCMC)实现的拟合算法。对欧洲脉冲星轮廓数据库中全部的偏振观测数据进行了筛选,最终成功拟合得到了123颗脉冲星的磁倾角和撞击角参数,结合前人给出的64颗脉冲星的结果,我们得到了当前国际上最大的有磁倾角和碰撞角参数的脉冲星样本。利用上述123颗脉冲星的参数,本文进行了迄今最大样本的辐射束模型检验。通过检查碰撞角和累积脉冲轮廓宽度数据的关系,并与扇形束模型和锥模型理论预言的关系进行比对,我们发现观测数据支持扇形束模型,不支持锥模型。这对于目前流行的锥模型提出了挑战。本文发展出的MCMC算法具有高效、不易过拟合、能合理估计参数不确定度的特点,在未来可与FAST和SKA相关研究结合,进行更大样本的RVM模型参数拟合。本文所得到的磁倾角和碰撞角对脉冲星辐射几何、辐射机制、族群和演化等方面的研究有应用价值。(本文来源于《广州大学》期刊2016-06-01）
射电辐射论文开题报告
（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：
距离快速射电暴(Fast Radio Bursts,简称FRBs)被发现的十几年后,这类高能天体物理现象已经被许多地面射电望远镜在400MHz—8GHz的频率范围内观测到,但从物理角度来说,它们仍然保持着神秘。它们的特点是非常明亮(～Jy)、且非常短暂(～ms)的射电光子的爆发,不同频率的脉冲成分的到达时间不同,延迟时间满足△t ∝ v-2,这与射电波通过冷等离子体的传播是一致的。快速射电暴极大的河外超出色散量(DMsextragalactic～75-2600 pc cm-3)表明这类事件很有可能是银河系外或宇宙学起源。FRB 121102是唯一一个成功证认了宿主星系的快速射电暴事件:一个低金属的、低恒星形成率的、红移为z=0.193的矮星系。一定程度上证明了快速射电暴的河外或宇宙学起源。快速射电暴的理论模型需要解释如何在如此短的时标内辐射如此高的各向同性能量～1043 ergs-1。这需要引入相干辐射过程,并且辐射源非常致密。此外,快速射电暴还有各种各样的特征。目前观测到的快速射电暴有的具有圆偏振和/或线偏振,还有一些无偏振。脉冲的波形大部分表现为单峰,少量具有双峰或叁峰的光变曲线。此外,许多快速射电暴在微观尺度上显示出复杂的时标为几十微秒的结构和特征。一般将快速射电暴分为非重复暴与重复暴。很长一段时间内,FRB 121102都是唯一被发现的重复快速射电暴,伴随着变化的脉冲形状,并且没有明显的周期性,旋转量(Rotation Measure,简称RM)远大于其他有旋转量观测的快速射电暴。在这之后,于2018年8月14日,位于加拿大的CHIME(Canadian Hydrogen Intensity Mapping Experiment)望远镜探测到了第二个重复快速射电暴事件,FRB 180814 J0422+73,这个新的重复暴再次引发了大量的关注。对于非重复暴,许多研究认为暂时还无法确定它们的非重复特征,可能只是尚未观测到重复特征而已。快速射电暴的物理模型有很多,例如双中子星并合时由磁制动产生的非重复快速射电暴、双中子星相互作用由磁重联产生的重复快速射电暴等等。很多模型表明这类天体物理现象的物理起源与中子星有关。关注不同物理模型可能的可观测特征和不同辐波段的对应体上,可以帮助指导未来的观测策略,加快排除理论模型的进程,最终揭开快速射电暴的神秘面纱。这一篇论文旨在关注快速射电暴的对应体辐射,研究特别是重复暴的具体特征以及相关物理模型的建立。论文的组织结构如下:在第1章中,我们对快速射电暴目前的一些进展进行了一个简要的概括浏览。首先介绍了快速射电暴的基本观测,包括色散量、偏振和旋转量、脉冲形状以及多波段的对应体。简单讨论了快速射电暴的物理模型,具体讨论了与超新星遗迹(Supernova Remnant,简称SNR)和伽玛暴(Gamma-Ray Burst,简称GRB)之间的联系。在第2章中,我们具体讨论了FRB 121102的持续的射电对应体。在这里我们提出,这一射电对应体可能来自一个由脉冲星驱动的脉冲星风星云(Pulsar Nebula Wind,简称PWN),并且周围不存在超新星抛射物。它的周围介质是由前身星星风产生的分层结构。这一模型的参数需要受到射电对应体光谱、星云大小以及快速射电暴的大的并且随时间衰减的旋转量的限制。在第3章中,我们关注第二个重复快速射电暴FRB 180814J0422+73。我们在这一天体源的位置处,使用十年的费米大面积望远镜(Large Area Telescope,简称LAT)的数据,得到了能段范围100 MeV-10 GeV的流量上限和光度上限。利用这些上限,可以限制FRB的前身星以及中心引擎。我们分别从年轻磁星转动供能模型、外激波模型和偏轴伽玛暴模型限制了磁星参数、激波能量以及偏轴观测角。如果考虑FRB 180814J0422+73离我们更近,那么以上参数空间会得到更严格的限制。最后,我们在第4章进行了简单的总结和展望。
（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。
射电辐射论文参考文献
[1].陈绮惠,陈建玲,王洪光.关于脉冲星射电辐射谱致陡的几何效应观测检验[J].湖南文理学院学报(自然科学版).2019
[2].杨雨涵.快速射电暴对应体的辐射研究[D].南京大学.2019
[3].沈飞,殷兴辉.太阳跟踪及射电辐射测量技术研究[J].国外电子测量技术.2019
[4].尚伦华.脉冲星的射电辐射与星际闪烁特性研究[D].贵州师范大学.2018
[5].林巍莉.短伽玛暴的余辉辐射和快速射电暴的环境磁场[D].南京大学.2018
[6].李丙郎.平谱射电类星体GeV伽玛射线辐射区域特性的研究[D].云南师范大学.2017
[7].秦波.“低频射电天空辐射高仿真模拟与前景信号叁窄频段二项式拟合分离”科技报告[J].科技创新导报.2016
[8].高旭阳.佳木斯望远镜地面辐射的观测和射电连续谱巡天模式的开发[C].中国天文学会2016年学术年会摘要集.2016
[9].袁中升.星系团动力学状态及射电辐射的研究[C].中国天文学会2016年学术年会摘要集.2016
[10].陈威威.对脉冲星射电辐射束模型的观测检验[D].广州大学.2016
论文知识图
