一、An orbital motion study of globular cluster NGC6205（论文文献综述）
冀昶旭[1]（2021）在《脉冲星频域加速度搜索及优化研究》文中指出脉冲星对于基础科学以及实际应用都极具研究意义。如在基础科学研究方面,脉冲星不仅是研究强引力的天然实验室,而且还是理想的致密态物理实验室;在实际应用方面,脉冲星自转周期极度稳定的特性可实现航天器的自主导航、设计目前最精准的计时系统等。自2016年500米口径球面射电望远镜落地贵州平塘后,我国对于脉冲星的研究步入新的里程。但就目前来看,脉冲星的搜寻优化过程中仍有较大进步空间。基于此,本文从脉冲星搜索技术的研究出发,并结合FAST早期科学数据中心的实际搜索流程和效率,针对球状星团中脉冲双星、毫秒脉冲星的运动特性,进行建模、数据处理以及多普勒效应影响的修正。同时,对于双星系统搜索过程中存在的过于耗时以及计算资源分配不均等问题进行了合理优化。首先,本文从观测设备、搜索理论及技术等方面阐述了国内外对于脉冲星的探索,并整理近年来周期加速度搜索的有关文献,梳理了相关理论的发展和存在关系。其次,统计截止2020年底各球状星团中脉冲双星系统和毫秒脉冲星数量,查阅文献分析验证了毫秒脉冲星多存在于双星系统的结论。然后,概括了脉冲星搜索的整个流程,并详细介绍双星系统运动及多普勒效应对整个搜索流程造成的影响。同时,针对双星系统运动产生的影响加以分析,在一定假设条件下,对运动模型进行简化和降维处理,以达到信号修正目的。最后,对于加速度搜索技术,从时域和频域的角度分析比较两者差异,得出频域更适合并行化处理的结论。并编写程序实现加速度搜索的并行化处理,实验结果表明,相比前人版本的加速度搜索程序加速约10-12倍。
邓阳阳[2]（2021）在《球状星团中双中子星的模拟研究》文中提出双中子星是天体物理学领域不可或缺的研究对象。2017年8月,美国激光干涉引力波天文台LIGO和欧洲引力波天文台Virgo共同探测到双中子星并合产生的引力波事件GW170817。双中子星作为重要的双星引力波波源,其研究可为引力波波源的形成提供重要参考。此外,双中子星在高能天体物理等领域中也起着十分重要的作用。对星系和星团中的双中子星进行模拟,可以为引力波探测提供理论指导。作为致密双星的一种,双中子星是恒星演化和双星相互作用的终点之一。双中子星最主要的形成方式包括大质量双星演化和动力学相互作用两种。球状星团由大量的恒星聚集而成,具有非常大的中心恒星密度,是理想的双中子星形成场所,适于研究双中子星的形成。本工作同时使用星族合成方法和动力学模拟方法对球状星团中双中子星的形成及其比例进行模拟研究。论文首先构建了两种具有相同初始双星比例的球状星团恒星样本,分别命名为样本1和样本2。样本1的恒星数为100000颗,并分别采用了八种不同的金属丰度（Z=0.0001～0.03）。样本2的恒星数为10000颗,参照引力波事件GW170817（波源为双中子星）的宿主星系NGC4993参数,其金属丰度设定为Z=0.02。然后,我们利用一种先进的星族合成方法—新型星族合成（ASPS）,对样本1进行模拟,得出了采用不同金属丰度时的双中子星比例随时间的演化情况。接着,我们使用高效率N体模拟程序NBODY6++GPU对样本2进行了模拟计算,得到了双中子星的动力学模拟结果。最后,我们对两种方法得到的结果进行了比较和分析。结果表明:（1）恒星演化和动力学相互作用均可形成球状星团中的双中子星;（2）大质量双星演化形成的双中子星数量与金属丰度有关,金属丰度越小,得到的双中子星数量越大;（3）当初始双星比例为0.5时,八种金属丰度下星族合成模拟得到的双中子星在星团所有恒星中的比例分别为0.000786,0.000737,0.000638,0.000442,0.000442,0.000344,0.000442,0.000344;当金属丰度Z=0.02时,动力学模拟得到的结果为0.000117;（4）星族合成模拟得到的双中子星比例远大于动力学模拟的结果（前者约为后者的4倍）,前者的形成时间特别短（0.10Gyr内）,而后者在星团年龄为4.46Gyr时才开始产生。由模拟结果可知,在球状星团的双中子星形成过程中,大质量双星演化的作用远大于动力学的相互作用,大质量双星演化极有可能是球状星团中双中子星的主要形成方式,但是动力学相互作用的影响也不可忽略。因此,同时考虑两种形成途径方能得到可靠的球状星团中的双中子星比例。今后的球状星团双中子星模拟研究,应同时考虑这两种形成途径。
何治宏[3]（2020）在《基于Gaia DR2的疏散星团搜寻及银河系旋臂结构研究》文中提出本文将介绍三个方面内容:Gaia DR2天体测量数据中疏散星团的搜寻与认证,利用疏散星团研究银河系旋臂结构,以及利用恒星视差与消光数据研究星际尘埃分布。我们采用了一种无监督机器学习算法DBSCAN来对恒星的天体测量数据进行聚类,该聚类算法的难点在于最小半径参数的选择。在综合了前人的各种方法的基础上,我们给出了一套原创的聚类参数获取方法:kthNND拟合双峰高斯函数交点法,并利用这种方法在银道面|b|<20°天区的1.7亿颗恒星中对疏散星团进行盲寻。最终,在确认2080个已知星团的基础上,又发现986个聚类结果,其中74个是数目较多且相对可靠的新疏散星团候选体。我们给出了这些候选体的位置、半径和成员星信息,并且得到了它们的视差、自行及这两者的弥散度。同时我们利用测光数据获得了星团的等龄线并得到相应的物理参数。结果表明,新星团候选体的视半径和观测到的自行弥散度与Gaia DR2中已找出的星团的相应参数范围相符合。我们在银河系中首次发现了疏散星团存在跨旋臂的年龄图案（age pattern）现象,而这是研究银河系旋臂结构动力学性质的关键观测特征之一。利用大质量恒星形成区（HMSFR）脉泽,以及Gaia DR2中的O型星和疏散星团样本,在本文的工作中研究了它们在太阳附近的分布和运动学性质。我们发现HMSFR脉泽示踪的人马臂上,O型星（<10 Myr）和年轻（<30 Myr）疏散星团似乎逐渐向反银心方向偏离。而中等年轻（30-100 Myr）星团所示踪的本地臂倾向于逐渐向银心方向偏离,对银河系中星团运动的简化模拟支持了本地臂上的这些特征。对于老年（>200 Myr）疏散星团,我们在圆周速度和径向速度上注意到了系统运动的迹象。这些结果与密度波理论中旋臂激波可以触发恒星形成的理论预言相一致,也表明银河系的共转半径位于人马臂和本地臂之间,接近太阳圈。此外,Gaia DR2提供了 8800万个恒星样本的G波段消光数据,为我们精确测量尘埃云的距离和本地消光提供了一个机会,同时也为确定与之成协的星际介质提供了有意义的资料。我们对整个天空进行了波束大小为30角分的普查,得到了 103万条距离-消光谱线。由于计算消光的机器学习方法存在一个训练边界,本工作中发现的大部分尘埃云的距离位于太阳系附近2 kpc以内,并且视线上的消光饱和度为AG<2.5-3 mag。在12CO辐射和消光分布的对比图中可以看到,这些尘埃云通常与分子云相关联。我们可以在英仙臂、本地臂和人马臂以及旋臂间区域看到尘埃云的消光分布。在本工作中,我们还发现了 20多个位于AG饱和范围内的HMSFR脉泽与致密尘埃云成协,这些距离计算结果与VLBA/VERA脉泽三角视差测量结果相一致。
郑娇,游霄鹏[4]（2020）在《银河系球状星团射电脉冲星的统计研究》文中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双星、掩食脉冲双星、主序-毫秒脉冲双星、高轨道偏心率双星等双星系统,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30年前在球状星团中发现第一颗射电脉冲星至今,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,天文学家在球状星团射电脉冲星的观测和理论研究方面取得很大进展。收集并分析了最新的球状星团脉冲星的数据,研究了球状星团射电脉冲星的自转周期和轨道周期的基本性质,讨论了球状星团脉冲星的搜寻,最后统计分析了双星系统,包括不同伴星类型的脉冲星的分布以及掩食双星系统的性质。
李楠[5]（2020）在《《体验哈勃望远镜：探索银河系》（第九、十、十一讲）翻译实践报告》文中研究指明《体验哈勃望远镜:探索银河系》（Experiencing Hubble:Exploring the Milky Way）是一篇讲述银河系（the Milky Way）和哈勃望远镜（Hubble）的科技英语文本,作者是大卫·M·迈耶（David M.Meyer）。通过此次翻译,大众读者得以一窥银河系的清晰图像,收获更多的天文学知识及科学素养;天文爱好者和相关学者可以进行更加详细的研究。本次翻译实践中,笔者以理解准确、表达规范为翻译原则,以直译为主、意译为辅为方法,对书中第九、十、十一讲进行了翻译,并撰写了翻译报告。该翻译报告主要由三部分组成:第一部分和第二部分分别对翻译任务和翻译过程进行了描述;第三部分是整个翻译报告的重点部分:案例分析。其中,笔者主要从词汇和句法方面入手,通过具体翻译案例分析了翻译方法,包括词性转换、词语增减、词义引申、语序调整、结构调整等。经过此次翻译实践,笔者提升了科技文本的翻译水平、了解了天文领域的相关知识,同时也认识到自己的语言基本功仍不够扎实,尤其是汉语。在今后的翻译中,笔者会加强汉语语言学习,为成为一名合格的译者更加努力。
马应鑫[6]（2020）在《12个银河系球状星团的颜色-星等图研究》文中进行了进一步梳理银河系球状星团是由年老恒星组成、中心恒星密度高、外观呈球形或椭球形的恒星集合体。它们对银河系早期天体环境的形成和星系间分子云的电离发挥着重要作用。传统的球状星团模型认为星团中的恒星在分子云中一次形成,成员星的金属丰度、年龄、运动方向和速度大致相同。越来越多的观测证据发现球状星团中存在着双星系统、多个星族和特殊恒星,这与传统的球状星团理论模型大相径庭。为了完善球状星团的形成演化模型,量化分析不同星族模型的影响,我们利用新型星族合成（ASPS）模型研究了12个银河系球状星团的颜色-星等图。本次工作选择哈勃太空望远镜UV球状星团巡天（“HUGS”）提供的12个银河系球状星团作为研究对象。通过对球状星团的F606W（V波段）和F438W（B波段）进行数据处理,以减少观测误差和场星的影响,构建12个球状星团的颜色-星等图。利用新型星族合成模型中的三种星族模型—单星简单星族模型、双星简单星族模型和双星复合星族模型研究球状星团的颜色-星等图,研究内容主要包括不同星族模型在颜色-星等图的重现、参数的确定、蓝离散星的重现以及恒星在颜色和星等上的分布情况。研究对NGC 6652,NGC 6637,NGC 4833等星团都给出新的年龄和金属丰度,可用于未来各类星团研究中。对12个银河系球状星团的颜色-星等图研究结果表明:（1）双星系统及其演化在球状星团的颜色-星等图研究中非常重要,不仅因为它能重现更多的观测现象（如主序展宽、蓝离散星和红离散星等）,还会影响球状星团中的恒星演化;（2）本次工作确定的球状星团最佳参数和Harris星表文献中的结果大致相同,确定的年龄比Dotter et al.（2010）更精确、更符合理论的银河系球状星团年龄,能够为今后深入的研究工作提供参考;（3）在量化分析双星星族模型中蓝离散星的比例后,我们的结果和数据支持双星演化是形成蓝离散星的主因而不是恒星碰撞;（4）通过分析不同星族模型中的恒星在颜色和星等上的频率分布情况后发现,复合星族模型相比简单星族模型更接近观测中的颜色星等分布,特别是主序拐点附近颜色的星等分布的变化趋势。最后,我们提出了对球状星团中多星族问题的理解。
陶振钊[7]（2020）在《球状星团脉冲星的星际闪烁效应研究》文中研究说明脉冲星是快速旋转的中子星,并在磁两极发射类似灯塔的辐射束。脉冲星的观测现象主要受到脉冲星自身的辐射机制和脉冲星信号在星际介质中的传播效应两个方面的影响。其中,由脉冲星辐射机制内禀变化引起的观测特性主要包括脉冲星的子脉冲漂移、脉冲消零以及模式变换现象;由星际介质的传播效应引起的观测现象主要包括色散、法拉第旋转以及星际闪烁。我们试图从观测上对脉冲星的闪烁现象进行研究。首先,我们综述了脉冲星衍射式闪烁的研究进展,介绍了脉冲星星际闪烁效应产生的机制。简要地描述了衍射式闪烁的观测研究方法,并总结了近些年衍射式闪烁观测研究的进展。研究进展主要包含使用闪烁效应限制星际介质电子密度涨落谱、估算脉冲星切向速度、分辨脉冲星射电辐射区尺度、获取脉冲星双星轨道参数、搜索脉冲星非脉冲射电辐射。并总结了国内一些主流射电望远镜对脉冲星闪烁观测研究工作。其次,我们报告了球状星团中四颗脉冲星分别利用Parkes望远镜以及FAST望远镜的观测结果。我们对其闪烁模式进行了分析,通过拟合PSRs J0024-7204C、B1516+02A和B1639+06A动态谱的二维自相关函数,我们得到了它们的特征时间和特征频率并估算了闪烁速度。我们在PSRs B1516+02A、B1639+06A和B2127+02A的二次谱中分别首次探测到了闪烁弧现象,这也是第一次探测到球状星团中脉冲星的闪烁弧。通过拟合闪烁弧曲率,我们得到了引起这三颗脉冲星闪烁的散射屏的位置,分别为在距离地球??魠?魠kpc、?魠?魠魠kpc和魠?8±魠?2 kpc处,闪烁屏距离的不确定性主要来源于闪烁弧边界的不确定性。本文介绍了Parkes望远镜和FAST望远镜的闪烁观测结果,并对FAST望远镜对脉冲闪烁研究的前景进行了展望。
谢玲[8]（2020）在《球状星团NGC 4833中恒星元素的天体物理来源探究》文中研究指明恒星的元素丰度为我们理解恒星与星系的形成及演化提供了非常重要的信息,所以探索恒星元素丰度的起源是核天体物理学的重要内容。元素的天体物理来源多种多样,过程也极其复杂,因此恒星的观测丰度通常不能用单一的核合成过程来解释。本文利用分量模型对NGC 4833的元素丰度进行了分解,并对结果进行了分析和讨论。球状星团形成于比较早的宇宙时期,它的元素丰度等信息可以帮助我们了解宇宙诞生初期阶段的环境及演化。球状星团NGC 4833是银河系中亮度比较大的球状星团,至今已经存在了至少64亿年,当把NGC 4833的中子俘获元素丰度与r-过程和s-过程进行比较时,发现单一的核合成过程不足以解释它的中子俘获元素的来源。我们用分量计算模型对样本星的中子俘获元素的丰度进行计算与拟合。同时我们也对所有中子俘获元素的来源进行了详细的分析。我们发现NGC 4833的中子俘获元素来源包含:主要r-过程、弱r-过程和主要s-过程（有的元素如Eu元素只有两个过程的贡献,这是由模型决定的）。其中轻中子俘获元素的主要来源为弱r-过程,重中子俘获元素的主要来源为主要r-过程。主要s-过程贯穿整个NGC 4833的中子俘获过程,在恒星的形成和演化中不可忽略。在本文中取了球状星团NGC 4833的15颗样本星,但是这些样本星的数据覆盖了NGC4833的大部分光谱范围。这15颗样本星在元素丰度大体上是一致的,说明这些重元素经历了大致相同的演化过程。我们利用分量计算模型对球状星团NGC 4833的中子俘获元素进行分解,给出各分量贡献随金属丰度的变化趋势,并把结论与前人的研究进行比较,进而论证NGC 4833的中子俘获元素的化学演化和天体物理来源。
蒙盈,林隽[9]（2019）在《磁中子星巨耀发的观测和理论研究》文中提出软γ重复暴（soft gamma-ray repeater, SGR）被认为产生于磁中子星。发生在SGR上的巨耀发在短时标内释放出大于1039J的巨大能量,被认为是宇宙中已知最强的能量释放过程之一,其剧烈程度仅次于超新星爆发和γ暴。详细介绍了几种磁球层理论模型,并重点介绍了以太阳爆发日冕物质抛射灾变理论为基础建立的磁中子星巨耀发的磁流体力学的半解析模型。在模型中,板块的转动或错位造成磁球层内磁场的扭缠,从而导致磁通量绳的形成和磁能缓慢的积累。当积累的能量超过阈值,系统就会失去平衡,然后产生爆发并释放能量。用该模型计算的SGR 1806-20, SGR 0526-66和SGR 1900+14这3次巨耀发的光变曲线都与观测基本相符。此外,有关磁中子星巨耀发的磁流体动力学的数值模拟工作也得到了全面的展开,通过求解各种初始条件和边界条件下的磁流体力学方程组,计算机的数值模拟可以得到磁中子星巨耀发过程中的磁场形态演化和内部精细结构。
郑娇[10]（2019）在《银河系球状星团射电脉冲星的统计研究》文中提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-42kpc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（Mc0.2M⊙）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。
二、An orbital motion study of globular cluster NGC6205（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、An orbital motion study of globular cluster NGC6205（论文提纲范文）
（1）脉冲星频域加速度搜索及优化研究（论文提纲范文）
| 摘要 |
| ABSTRACT |
| 第一章 绪论 |
| 1.1 课题的研究背景和意义 |
| 1.2 国内外相关研究的发展 |
| 1.3 论文主要内容与组织结构 |
| 第二章 认识脉冲星及并行处理技术 |
| 2.1 脉冲星概述 |
| 2.2 毫秒脉冲星、双星系统及其运动 |
| 2.3 并行计算 |
| 第三章 脉冲星搜索技术及方法研究 |
| 3.1 脉冲星模型及数据处理 |
| 3.2 双星系统轨道运动的影响及修正方法研究 |
| 3.3 加速度搜索及方法研究 |
| 第四章 加速度搜索并行化处理及结果分析 |
| 4.1 加速度搜索并行化分析及实现 |
| 4.2 实验及结果分析 |
| 第五章 总结与展望 |
| 参考文献 |
| 附录 |
| 致谢 |
| 攻读硕士学位期间主要研究成果 |
（2）球状星团中双中子星的模拟研究（论文提纲范文）
| 摘要 |
| Abstract |
| 第1章 绪论 |
| 1.1 双中子星概述 |
| 1.2 球状星团中的双中子星 |
| 1.2.1 球状星团 |
| 1.2.2 球状星团中的双中子星 |
| 1.3 球状星团中双中子星的研究现状 |
| 1.4 本文结构 |
| 第2章 双中子星的形成途径 |
| 2.1 中子星的形成 |
| 2.2 双中子星的大质量双星演化形成途径 |
| 2.3 双中子星的动力学作用形成途径 |
| 第3章 球状星团样本的构建 |
| 3.1 样本的基本参数 |
| 3.1.1 恒星数量及双星比例 |
| 3.1.2 恒星初始质量分布 |
| 3.1.3 金属丰度 |
| 3.2 样本中的初始双星 |
| 3.2.1 初始双星的质量分布 |
| 3.2.2 初始双星的轨道特征 |
| 第4章 基于新型星族合成的双中子星模拟 |
| 4.1 新型星族合成概述 |
| 4.2 新型星族合成模型的基本参量 |
| 4.2.1 初始质量函数 |
| 4.2.2 恒星演化轨迹 |
| 4.2.3 恒星光谱库 |
| 4.3 双中子星的星族合成模拟 |
| 4.4 双中子星的星族合成模拟结果 |
| 第5章 基于N体模拟的双中子星模拟 |
| 5.1 NBODY6++GPU程序概述 |
| 5.1.1 N体模拟程序的发展历程 |
| 5.1.2 NBODY6++GPU的特征 |
| 5.2 实验环境及参数配置 |
| 5.3 模拟中遇到的问题及解决方法 |
| 5.4 双中子星的N体模拟结果 |
| 第6章 结论与展望 |
| 6.1 总结与讨论 |
| 6.2 前景展望 |
| 参考文献 |
| 攻读学位期间取得的研究成果 |
| 致谢 |
（3）基于Gaia DR2的疏散星团搜寻及银河系旋臂结构研究（论文提纲范文）
| 摘要 |
| ABSTRACT |
| 第1章 绪论 |
| 1.1 疏散星团搜寻 |
| 1.1.1 星团简介 |
| 1.1.2 疏散星团认证历史 |
| 1.1.3 基于Gaia天体测量数据的星团搜寻方法及结果 |
| 1.1.4 未认证出的星团 |
| 1.2 旋臂结构 |
| 1.2.1 银河系旋臂的研究 |
| 1.2.2 旋臂理论模型 |
| 1.3 本论文研究内容 |
| 第2章 在Gaia DR2数据中寻找疏散星团 |
| 2.1 背景 |
| 2.2 数据 |
| 2.3.1 数据预处理 |
| 2.3.2 聚类算法 |
| 2.3.3 等龄线拟合 |
| 2.4 搜寻结果 |
| 2.4.1 与已有星表进行交叉匹配 |
| 2.4.2 新认证的已知星团 |
| 2.4.3 新星团表 |
| 2.5 小结 |
| 第3章 利用星团研究银河系旋臂结构 |
| 3.1 背景 |
| 3.2 样本 |
| 3.2.1 大质量恒星形成区的脉泽 |
| 3.2.2 O型星 |
| 3.2.3 疏散星团 |
| 3.3 本地臂及附近旋臂上的年龄图案 |
| 3.3.1 分布 |
| 3.3.2 运动特性 |
| 3.3.3 疏散星团的运动学溯源 |
| 3.4 讨论和小结 |
| 第4章 利用Gaia DR2研究尘埃分布 |
| 4.1 背景 |
| 4.2 数据 |
| 4.3 方法 |
| 4.3.1 距离消光谱 |
| 4.3.2 整个天空的普查 |
| 4.3.3 邻近区域的消光谱和平均谱 |
| 4.3.4 消光积分反演与消光通道图 |
| 4.4 尘埃反演结果 |
| 4.4.1 完整的分布图 |
| 4.4.2 不同距离上的尘埃分布 |
| 4.4.3 远距离上的尘埃云 |
| 4.5 讨论 |
| 4.5.1 与分子云的关联 |
| 4.5.2 与脉泽的关联 |
| 4.6 小结 |
| 第5章 总结与展望 |
| 参考文献 |
| 附录A 新认证的MWSC星团 |
| 附录B 新认证的Bica19星表中的星团 |
| 附录C 74个新星团候选体位置、自行和CMD图 |
| 致谢 |
| 在读期间发表的学术论文与取得的研究成果 |
（5）《体验哈勃望远镜：探索银河系》（第九、十、十一讲）翻译实践报告（论文提纲范文）
| 摘要 |
| Abstract |
| 1 翻译任务描述 |
| 1.1 翻译材料来源 |
| 1.2 作者简介 |
| 1.3 作品简介 |
| 1.4 选题意义 |
| 2 翻译过程描述 |
| 2.1 译前准备 |
| 2.1.1 原文阅读和分析 |
| 2.1.2 翻译方法的选择 |
| 2.1.3 翻译辅助工具的选择 |
| 2.2 初译及修改过程中的难点 |
| 2.3 审读、润色、定稿 |
| 3 翻译案例分析 |
| 3.1 词汇翻译 |
| 3.1.1 专业术语 |
| 3.1.2 词性转换 |
| 3.1.3 词语增减 |
| 3.1.4 词义选择 |
| 3.1.5 词义引申 |
| 3.2 句法分析 |
| 3.2.1 语序调整 |
| 3.2.2 结构调整 |
| 3.2.3 被动句处理 |
| 3.2.4 定语从句处理 |
| 4 翻译实践总结 |
| 参考文献 |
| 附录 A:英文原文 |
| 附录 B:汉语译文 |
| 附录 C:术语表 |
| 致谢 |
| 作者简介 |
（6）12个银河系球状星团的颜色-星等图研究（论文提纲范文）
| 摘要 |
| Abstract |
| 序言 |
| 第一章 球状星团 |
| 1.1 概述 |
| 1.2 球状星团的研究方法 |
| 1.2.1 X射线观测 |
| 1.2.2 光谱研究法 |
| 1.2.3 Monte-Carlo模拟 |
| 1.2.4 颜色-星等图研究 |
| 1.3 双星系统对球状星团研究的意义 |
| 1.4 球状星团中的多星族 |
| 1.5 本文结构 |
| 第二章 新型星族合成模型的构造 |
| 2.1 星族合成模型概述 |
| 2.2 新型星族合成的基本参量 |
| 2.2.1 初始质量函数(IMF) |
| 2.2.2 恒星演化轨迹 |
| 2.2.3 恒星光谱库 |
| 2.2.4 恒星样本的建立 |
| 2.3 新型星族合成模型的发展和应用前景 |
| 第三章 数据处理 |
| 3.1 样本恒星的选择 |
| 3.2 数据处理 |
| 3.2.1 造成观测误差的原因 |
| 3.2.2 数据处理的步骤 |
| 第四章 球状星团的颜色-星等图研究 |
| 4.1 星族模型概述 |
| 4.1.1 单星简单星族模型 |
| 4.1.2 双星简单星族模型 |
| 4.1.3 双星复合星族模型 |
| 4.2 颜色-星等图的研究工具 |
| 4.3 不同星族模型对颜色-星等图的重现情况 |
| 4.3.1 单星简单星族模型和双星简单星族模型对颜色-星等图的重现 |
| 4.3.2 双星简单星族模型和双星复合星族模型对颜色-星等图的重现 |
| 4.4 12个球状星团的参数确定 |
| 4.5 双星星族模型重现蓝离散星 |
| 4.6 不同星族模型对恒星星等分布的影响 |
| 第五章 结论 |
| 参考文献 |
| 攻读学位期间取得的研究成果 |
| 致谢 |
（7）球状星团脉冲星的星际闪烁效应研究（论文提纲范文）
| 摘要 |
| ABSTRACT |
| 第一章 引言 |
| 1.1 脉冲星的的辐射特性 |
| 1.1.1 平均脉冲轮廓和单脉冲 |
| 1.1.2 子脉冲漂移、脉冲消零和模式变换 |
| 1.2 脉冲星信号在星际介质中的传播效应 |
| 1.2.1 色散和法拉第旋转 |
| 1.2.2 星际闪烁 |
| 第二章 脉冲星衍射式闪烁研究进展 |
| 2.1 引言 |
| 2.2 脉冲星闪烁的散射机制 |
| 2.3 衍射式闪烁的观测研究方法 |
| 2.3.1 二维动态普及其自相关函数 |
| 2.3.2 二次谱 |
| 2.4 衍射式闪烁观测已成为研究星际介质和脉冲星本身的重要工具 |
| 2.4.1 限制星际介质电子密度涨落谱 |
| 2.4.2 估算脉冲星横向自行速度 |
| 2.4.3 分辨脉冲星射电发射区 |
| 2.4.4 获取脉冲星双星轨道信息 |
| 2.4.5 探测新的脉冲星 |
| 2.4.6 搜索脉冲星的非脉冲射电发射 |
| 2.5 我国射电望远镜对脉冲星闪烁的研究 |
| 第三章 球状星团中脉冲星闪烁效应的研究 |
| 3.1 引言 |
| 3.2 球状星团47Tuc、M5、M13及M15 及其中脉冲星基本参数 |
| 3.3 观测系统 |
| 3.4 数据处理 |
| 3.5 闪烁结果分析 |
| 3.5.1PSRJ0024-7204 |
| 3.5.2 PSRB1516+02A |
| 3.5.3 PSRB1639+36A |
| 3.5.4 PSRB2127+11A |
| 3.6 讨论与小结 |
| 第四章 总结与展望 |
| 参考文献 |
| 致谢 |
| 攻读博士/硕士学位期间主要研究成果 |
（8）球状星团NGC 4833中恒星元素的天体物理来源探究（论文提纲范文）
| 摘要 |
| Abstract |
| 引言 |
| 第一章 研究背景 |
| 1.1 恒星演化的背景 |
| 1.2 球状星团NGC 4833 的研究背景 |
| 第二章 计算方法 |
| 2.1 计算方法背景 |
| 2.2 观测数据 |
| 2.3 计算方法 |
| 第三章 拟合结果 |
| 3.1 最佳拟合结果 |
| 3.2 整体拟合效果 |
| 3.3 系数分布情况 |
| 3.4 关于丰度分解结果的讨论 |
| 3.5 关于误差的讨论 |
| 第四章 元素的天体物理来源分析 |
| 4.1 元素天体物理来源的整体分析 |
| 4.2 元素的天体物理来源各分量分析 |
| 4.2.1 轻中子俘获元素的[X/Fe]随[Fe/H]的变化趋势的研究 |
| 4.2.2 重中子俘获元素的[X/Fe]随[Fe/H]的变化趋势的研究 |
| 第五章 结论 |
| 参考文献 |
| 致谢 |
（10）银河系球状星团射电脉冲星的统计研究（论文提纲范文）
| 摘要 |
| ABSTRACT |
| 第1章 引言 |
| 1.1 脉冲星的简介 |
| 1.1.1 脉冲星的简史 |
| 1.1.2 脉冲星的性质 |
| 1.1.3 脉冲星的分类 |
| 1.1.4 脉冲星的空间分布 |
| 1.2 脉冲星的其他研究 |
| 1.2.1 脉冲双星系统 |
| 1.2.2 孤立毫秒脉冲星 |
| 1.2.3 毫秒脉冲星的应用 |
| 1.3 球状星团 |
| 1.3.1 星团 |
| 1.3.2 球状星团 |
| 1.3.3 球状星团射电脉冲星的研究价值 |
| 1.4 本文结构 |
| 第2章 球状星团射电脉冲星的相关研究 |
| 2.1 射电脉冲星的搜寻 |
| 2.1.1 影响搜寻的主要因素 |
| 2.1.2 射电脉冲星搜寻分类 |
| 2.1.3 球状星团射电脉冲星的搜寻 |
| 2.2 研究进展 |
| 第3章 球状星团射电脉冲星的统计研究 |
| 3.1 观测样本数据来源 |
| 3.2 观测样本数据统计 |
| 3.2.1 搜寻现状 |
| 3.2.2 整体占比分析 |
| 3.3 球状星团射电脉冲星的基本性质 |
| 3.3.1 自转周期分布 |
| 3.3.2 轨道周期分布 |
| 3.4 球状星团射电脉冲星的空间分布 |
| 3.5 球状星团射电脉冲双星系统 |
| 3.5.1 射电脉冲星的伴星 |
| 3.5.2 掩食射电脉冲双星系统 |
| 第4章 研究总结与展望 |
| 4.1 研究总结 |
| 4.2 研究展望 |
| 参考文献 |
| 致谢 |
| 攻读硕士期间的工作情况 |
四、An orbital motion study of globular cluster NGC6205（论文参考文献）
- [1]脉冲星频域加速度搜索及优化研究[D]. 冀昶旭. 贵州师范大学, 2021(08)
- [2]球状星团中双中子星的模拟研究[D]. 邓阳阳. 上海师范大学, 2021(07)
- [3]基于Gaia DR2的疏散星团搜寻及银河系旋臂结构研究[D]. 何治宏. 中国科学技术大学, 2020(01)
- [4]银河系球状星团射电脉冲星的统计研究[J]. 郑娇,游霄鹏. 天文学进展, 2020(02)
- [5]《体验哈勃望远镜：探索银河系》（第九、十、十一讲）翻译实践报告[D]. 李楠. 郑州大学, 2020(03)
- [6]12个银河系球状星团的颜色-星等图研究[D]. 马应鑫. 上海师范大学, 2020(07)
- [7]球状星团脉冲星的星际闪烁效应研究[D]. 陶振钊. 贵州师范大学, 2020(02)
- [8]球状星团NGC 4833中恒星元素的天体物理来源探究[D]. 谢玲. 河北师范大学, 2020(07)
- [9]磁中子星巨耀发的观测和理论研究[J]. 蒙盈,林隽. 天文学进展, 2019(03)
- [10]银河系球状星团射电脉冲星的统计研究[D]. 郑娇. 西南大学, 2019(12)