导读:本文包含了银河星团论文开题报告文献综述及选题提纲参考文献，主要关键词:球状星团,射电脉冲星,统计研究
银河星团论文文献综述
郑娇[1]（2019）在《银河系球状星团射电脉冲星的统计研究》一文中研究指出球状星团是银河系中最古老的天体系统之一,其恒星密度极端高的核心有利于创造双星之间进行物质交换的环境,从而形成毫秒脉冲星以及掩食脉冲双星、主序-毫秒脉冲双星、高偏心双星等双星系统。通过对这些系统进行研究有助于进一步认识球状星团的动力学、双星系统的演化和星际介质等相关问题。自1987年在球状星团M28中发现第一颗射电脉冲星后,随着较高灵敏度射电望远镜的不断建成和使用以及数据数字化处理能力的提高,天文学家对球状星团射电脉冲星的观测和理论研究取得很大进展。至今在距离银河系中心20kpc以内的28个球状星团中观测到150颗射电脉冲星,其中大多数是毫秒脉冲星。一般认为毫秒脉冲星是处于低质量X射线双星系统中的年老中子星通过吸积伴星物质带来的角动量再加速形成的“再生脉冲星”,球状星团是产生和观测毫秒脉冲星的最佳场所。21世纪以来,天文研究者在球状星团射电脉冲星的基本性质、搜寻、应用以及双星系统等方面做了一些统计研究工作。随着观测样本数量的不断增加和相关参数的进一步完善,本文的统计工作采用“The ATNF Pulsar Catalogue”、“Pulsars in Globular Clusters”及“银河系球状星团参数表”的最新样本数据,并搜集大量球状星团射电脉冲星的相关文献,在前人工作的基础上致力于对球状星团射电脉冲星的研究工作加以更新并进行相关方面的统计研究。本论文对银河系球状星团射电脉冲星的统计研究的主要结果如下:(1)球状星团射电脉冲星主要是毫秒脉冲星,周期变化率P为负值的射电脉冲星主要是受到球状星团引力势的加速效应的影响。(2)星团中孤立毫秒脉冲星的样本远远多于非星团中的样本,目前对于其形成机制没有统一的解释。(3)观测上Parkes,Arecibo,GBT,Lovell和GMRT等大型射电望远镜为球状星团射电脉冲星的搜寻作出贡献,其中GBT观测的球状星团射电脉冲星的样本最多。(4)观测到射电脉冲星的球状星团大多数分布在银道面两侧银纬-10°~+10°和距离银道面-4~2kpc的范围内。(5)球状星团和非球状星团中的双星系统的伴星类型都主要是He白矮星。观测到的掩食双星系统中7个是伴星质量(Mc<<0.1M⊙)非常低的经典的Black Widow系统,12个是非简并伴星(Mc~0.2M⊙)的Redback系统。统计发现较宽轨道掩食双星系统都是Redback系统,一些球状星团双星系统在不同频率观测到掩食现象,甚至有掩食延迟现象。从观测到的掩食现象表明,掩食延迟主要是脉冲星的辐射信号穿过伴星微弱的电离风时被吸收或散射导致的。(本文来源于《西南大学》期刊2019-04-01）
王悦[2]（2019）在《银河系化学演化及球状星团多星族问题研究》一文中研究指出恒星的化学元素丰度特征能够反映其形成和演化历史.以化学元素丰度为手段,研究了银河系中恒星的径向迁移对银河系化学演化的影响,以及球状星团中渐进巨星支(AGB)恒星的多星族问题.近年的观测和理论研究表明:恒星在银盘里有径向迁移.基于详细的银河系化学演化模型,再采用分布函数模拟恒星径向迁移过程,研究了恒星的径向迁移对银盘径向元素丰度梯度的影响.结果显示:(本文来源于《天文学报》期刊2019年02期）
肖雅[3]（2016）在《用AutoClass来寻找银河系中的球状星团》一文中研究指出随着信息技术的发展,数据挖掘技术越来越引起人们的关注,尤其是对于需要运用大量数据的天文学邻域。数据挖掘技术的发展推动了各邻域的技术进步。AutoClass C(自动聚类算法)是一种无监督的贝叶斯分类系统,它可以将数据自动的分为不同的类,并记录每一条数据分别属于不同类的概率。我们可以通过分类结果,对分类正确率进行判定是否达到我们对于数据分类的预想结果。本文我们先用AutoClass C对规则图形椭圆和叁角形进行分类测试,其次再对已知球状星团进行分类测试。我们采用叁种不同的数据属性组合,选用不同的密度比(成员星与背景星之比)进行测试对比。对于两个数据属性组合、不同密度比的分类,密度比越大,误差越小,得到的星团成员星占总的成员星比率几乎不变,但也有一些特殊情况,比如以位置x和y为数据属性,数密度比为10:1的分类。对于多个数据属性组合、不同密度比的分类,同样密度比越大,误差越小,得到的星团成员星占总的成员星比率几乎不变,且比率几乎都在95%以上;与两个数据属性参与的分类相比,在数密度比相同的情况下,误差很小,且得到的星团成员星占总的成员星比率更高,总体分类效果更高。因此,未来我们可以应用AutoClass C来寻找天区中的未知球状星团的可能性很大,给天文学家以后的工作来带了方便。(本文来源于《上海师范大学》期刊2016-04-01）
牛萍[4]（2015）在《银河系中锗元素及球状星团Palomar 1中元素的天体物理来源》一文中研究指出历史上,Ge一直被认为是中子俘获元素。Ge的太阳系r-过程丰度是通过太阳系总的丰度减去s-过程丰度得到的。而最近观测的贫金属星HD 108317的Ge丰度却低于太阳系的剩余r-过程丰度大约1.2个dex。根据贫金属星的Ge丰度和恒星产量的比较,我们发现贫金属星的Ge丰度不是来自于大质量星的primary产量,而主要来自于r-过程。根据对贫金属星的观测,我们获得了weak r-过程和main r-过程的Ge丰度。中子俘获过程对太阳系中的Ge丰度的贡献比为59%,这意味着太阳系中Ge的剩余丰度的贡献比为41%。我们发现Ge的剩余丰度来自于大质量星的secondary产量。这意味着太阳系中的Ge不是单纯的由中子俘获过程产生。球状星团Palomar 1(Pal 1)异常的化学丰度能够为我们研究球状星团和银河系的关系提供重要的信息。我们研究了pal 1中α元素、Fe峰元素和中子俘获元素的丰度。我们发现在相同的金属丰度下,Pal 1的SNe Ia和main s-过程分量大于盘星的相应的分量,同时Pal 1的primary分量小于盘星的相应分量。Pal 1和盘星中的F e丰度主要起源于SNe Ia和primary分量。尽管Pal 1和盘星中的α元素的丰度主要产生于primary过程,但Pal 1中的primary分量贡献小于盘星中相应的贡献。Pal 1和盘星中Fe峰元素V和Co主要起源于primary分量和secondary分量,但大质量星对Pal 1的贡献低于大质量星对盘星的贡献。盘星中的Y丰度主要起源于weak r-分量,而Pal 1中main s-分量和main r-分量对Y的贡献接近weak r-分量的贡献。Pal 1和盘星中的Ba丰度主要起源于main s-分量和main r-分量。我们的计算结果意味着Pal 1中异常的元素丰可以被Pal 1的前身系统的初始质量函数的top-light特性所解释。许多工作都致力于调查贫金属星HD 140283的中子俘获元素的天体物理来源,然而到目前还没有一个明确的结论。利用丰度分解的方法,我们发现贫金属星HD 140283是一颗weak r-过程星,而计算结果显示它的Ba丰度却主要来自于main r-过程。这是HD140283的丰度比[Ba/Eu]=-0.58±0.15接近main r-过程丰度比的原因。根据对六颗weak r-星丰度的比较,我们发现它们的元素丰度具有鲁棒性。进一步,我们发现对六颗极端main r-过程星([Eu/Fe]>1.5),不仅重中子俘获元素具有鲁棒性,而且轻中子俘获元素也具有鲁棒性。两类r-过程星的丰度鲁棒性可以被用来限制r-过程理论并且可以用来调查恒星元素丰度的天体物理来源。(本文来源于《河北师范大学》期刊2015-03-20）
王艳[5]（2013）在《银河系ACS球状星团双星比例与蓝离散星的关系》一文中研究指出双星比例在阐明球状星团动力学演化和球状星团星族上是一个很重要的部分。球状星团的蓝离散星可能是双星演化的产物。Sollima et al.等人在2008年的论文中得出一个“保守”的结论，在低密度的球状星团中双星比例高的环境中蓝离散星形成的也多。由于他们将星团的密度限制在logρ0小于2.75M⊙pc3范围内，这样就使得研究的星团样本很少。然而，对于大多数这些星团，双星比例和蓝离散星数目仍然是未知的。如果能在高密度的球状星团中也能得到他们的结果，那么就可以对他们之间关系有一个更加系统的认识。本文对HST WFC/ACS观测得到的The Globular Cluster Treasury project中42个银河系球状星团的统一观测样本来计算双星比例。在此，我们将对星团的密度不做限制。通过分析主序星的颜色分布，得出重现已观测到的颜色-星等图轮廓所需要的最小双星比例。通过Fisher et al.给出的质量比分布，得出每个星团总的双星比例。蓝离散星的数目采用2008年Moretti et al.论文中的计算结果。最后我们发现双星比例与蓝离散星有一定的关系，表明蓝离散星的主要形成机制确实与双星演化有关。在本文中，我们发现双星比例与星团的中心密度没有明显关系。(本文来源于《上海师范大学》期刊2013-03-01）
范龙兴[6]（2012）在《利用ULySS研究银河系球状星团性质》一文中研究指出球状星团的性质和其含有的恒星的性质提代表了其所在位置的环境，通过对他们的性质分析，就可以了解所处的星系特征。本文利用银河系中的40个球状星团的高分辨率光谱做全光谱拟合分析，把分析结果和Harris星表文献中的结果进行比较，发现结果是一致的，证明ULySS是一个强有力的分析工具，随着HBR的增大，拟合年龄和文献年龄之差也增大，说明球状星团中的蓝离散星和水平分支星的蓝端对于拟合年龄的影响比较明显，但是对于金属丰度的影响不是很明显。(本文来源于《上海师范大学》期刊2012-04-01）
双木[7]（2012）在《银河系星团证实爱因斯坦理论》一文中研究指出要想测试一下万有引力的存在是一件很简单的事。你只要从二楼的窗口迈出去,看看会发生什么事就知道了。测试阿尔伯特.爱因斯坦的重力理论——即广义相对论则是一件非常麻烦的事。该理论告诉我们一个物体的重量与它周围的时-空密切相关,不可分隔。虽然在太阳系的范围里,研究者们已经证明了(本文来源于《自然杂志》期刊2012年01期）
李京,杨庚明[8]（2011）在《最有名的银河星团——昴星团》一文中研究指出昴星团是最有名的银河星团之一,又称七姊妹星团。它的英文名字是Pleiades,梅西尔星云星团表编号M45。它位于金牛座,是离我们最近也是最亮的几个疏散星团之一。我们怎样才能找见它呢?如图1,冬季我们在清凉夜晚向南望去,会很容易找到略有倾斜的叁颗联排的星星(它是我们(本文来源于《农村青少年科学探究》期刊2011年Z2期）
李茂材,李忠木[9]（2010）在《150个银河系球状星团的空间分布研究》一文中研究指出采用银河系中150个球状星团作为样本,对其在银心坐标系中的空间分布特征进行了分析研究。结果表明:①样本中94%的球状星团分布在银纬-50°～+50°之间,银纬+50°～+70°度之间和银纬-50°～-70°之间几乎没有球状星团;②样本星团相对经纬度而言分布不均匀,分别在银经10°和350°处出现了两个分布峰值;③样本中距银心最近的球状星团的银心距为0.68kpc,最远银心距为123.33kpc,68.7%的样本球状星团分布在距银心10kpc以内,样本星团相对银心呈球对称分布。(本文来源于《大理学院学报》期刊2010年10期）
刘霞[10]（2010）在《神秘磁星“现身”银河系最大星团》一文中研究指出本报讯 据英国广播公司（BBC）近日报道，科学家在银河系最大星团发现了一颗罕见的磁星（magnetar），挑战了有关黑洞起源的理论。研究发表在最新一期《天文学与天体物理学》杂志上。 当一颗大型恒星经过超新星爆发后，因为引力塌缩（恒星在压力不足(本文来源于《科技日报》期刊2010-08-21）
银河星团论文开题报告
（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：
恒星的化学元素丰度特征能够反映其形成和演化历史.以化学元素丰度为手段,研究了银河系中恒星的径向迁移对银河系化学演化的影响,以及球状星团中渐进巨星支(AGB)恒星的多星族问题.近年的观测和理论研究表明:恒星在银盘里有径向迁移.基于详细的银河系化学演化模型,再采用分布函数模拟恒星径向迁移过程,研究了恒星的径向迁移对银盘径向元素丰度梯度的影响.结果显示:
（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。
银河星团论文参考文献
[1].郑娇.银河系球状星团射电脉冲星的统计研究[D].西南大学.2019
[2].王悦.银河系化学演化及球状星团多星族问题研究[J].天文学报.2019
[3].肖雅.用AutoClass来寻找银河系中的球状星团[D].上海师范大学.2016
[4].牛萍.银河系中锗元素及球状星团Palomar1中元素的天体物理来源[D].河北师范大学.2015
[5].王艳.银河系ACS球状星团双星比例与蓝离散星的关系[D].上海师范大学.2013
[6].范龙兴.利用ULySS研究银河系球状星团性质[D].上海师范大学.2012
[7].双木.银河系星团证实爱因斯坦理论[J].自然杂志.2012
[8].李京,杨庚明.最有名的银河星团——昴星团[J].农村青少年科学探究.2011
[9].李茂材,李忠木.150个银河系球状星团的空间分布研究[J].大理学院学报.2010
[10].刘霞.神秘磁星“现身”银河系最大星团[N].科技日报.2010