导读:本文包含了恒星低质量论文开题报告文献综述及选题提纲参考文献，主要关键词:低质量光谱,连续谱,蒙特卡罗,随机分布
恒星低质量论文文献综述
吴明磊,潘景昌,衣振萍,韦鹏[1]（2018）在《恒星低质量光谱的连续谱拟合方法》一文中研究指出恒星的连续谱是由于黑体辐射导致的光辐射强度随波长(频率)连续光滑变化的光谱。每条观测到的光谱数据中都会包含连续谱、谱线和噪声。恒星的分类主要是依据光谱的谱线、连续谱的相对强度以及光谱的其他特征。恒星连续谱的分布以及谱线的轮廓是由恒星大气内的物理因素决定的,也可以根据连续谱及谱线对恒星大气的物理参数进行估计。因而处理光谱的主要问题就是提取连续谱,并且通过归一化进行谱线的提取。恒星连续谱提取的算法主要有多项式逼近、中值滤波、形态滤波以及小波滤波等,但是这些方法对于低质量光谱处理的鲁棒性不是很好,因此有必要研究一种新的算法对低质量光谱的连续谱进行提取。在仔细分析恒星低质量连续谱的基础上,提出一种基于蒙特卡罗方法的低质量恒星连续谱拟合方法。该方法对恒星光谱筛选过程中不在范围内的点利用蒙特卡罗均匀分布进行自动插值,让每一个波长都对应一个流量点,然后对这些流量点进行低阶多项式迭代拟合,从而得到连续谱。为了验证算法对不同信噪比的低质量光谱连续谱提取的鲁棒性,利用不同的信噪比在原始光谱中加入不同的高斯白噪声对低质量光谱进行模拟。结果表明蒙特卡罗算法对不同信噪比的低质量光谱的拟合具有较高的精度与较强的鲁棒性。(本文来源于《光谱学与光谱分析》期刊2018年03期）
肖婷[2]（2011）在《恒星形成星系的尘埃红化和活动星系低质量端M-Sigma关系》一文中研究指出星系中心黑洞质量与核球性质的相关性是最近十年来星系研究最重要的发现之一,它揭示出恒星形成与黑洞共同增长是理解星系形成和演化的一个关键问题。星系恒星形成理论和观测比较时一个重要的不确定性是尘埃吸收和再辐射,而黑洞和星系关系最不确定的是小质量端MBH—σ*关系。我们能够在局地宇宙中活动星系内搜寻包含较低质量的中心黑洞,而活动星系大部分为盘星系,而且盘星系中恒星形成活动比较活跃,因此本文的研究对象将主要集中在盘星系。我们从SDSS(Sloan数字化巡天)DR5中选出一个恒星形成的盘星系样本(约22000个)作为研究样本,对发射线和连续谱进行了模型拟合,得到星系的各物理参量。以巴尔末减幅估计星系内发射线的尘埃红化(以色余E(B-V)表示)。局地宇宙的盘星系内发射线区尘埃消光改正用银河系消光曲线较其它消光曲线更好；我们测量的经过消光改正后的发射线指示恒星形成率和远红外波段恒星形成率指示本征弥散小于0.13dex,小于文献中描述的定标关系的误差。除了确认早前已知的红化分别与Hα发射线光度(或面亮度)以及金属丰度存在正相关关系,即尘埃红化分别随着光度增加和金属丰度增加而增加；我们还发现红化与星系盘倾角有关,在本征光度一定时,侧向星系比盘向星系受到更多的消光影响。鉴于这些相关关系以及基本物理考虑,我们提出一个经验关系,将尘埃红化或消光作为Hα光度或面亮度、金属丰度和星系盘轴比(即倾角)的函数。样本观测的E(B-V)相对此经验关系的弥散仅为0.07mag,这一误差基本可以由经验关系考虑的参量误差完全解释。E(B-V)观测值与经验关系的预计值的偏差,与其它参量,如恒星质量M*,Dn(4000)或者电子密度均无(?)。我们考虑一种简单的星系中尘埃消光的辐射转移模型,来与观测到的E(B-V)与Hα面亮度关系进行比较。通过模型与观测样本对比,推测当尘埃分布的厚度比恒星形成区分布的厚度大,且对恒星形成区辐射的消光主要来自弥散的尘埃时,能够复现出观测到的尘埃消光经验关系。另外,我们得到的经验关系表明尘埃红化部分依赖于金属丰度(∝Z0～0.7),可以作为对尘埃辐射转移模型的观测限制,从而对模型中假设的气尘比进行限制。这一经验公式还可以在星系形成与演化的半解析模型中用来估计尘埃红化,帮助预计星系实际的出射光度。为研究MBH—σ*关系的低质量端行为,我们从Greene & Ho(2007)列表中选出76个塞弗特Ⅰ型星系,利用Keck望远镜上的阶梯光栅光谱仪(KeckEchellette Spectrograph and Imager,ESI)和Magellan望远镜上的阶梯光栅光谱仪(Magellan Echellette,MagE)上观测得到的光谱,采用直接拟合方法测量星系内的恒星速度弥散。Greene & Ho (2007)列表选自SDSS,估计黑洞质量低于2×106M⊙.包括以前用ESI观测的类似天体,我们获得一个扩展的样本,包含93个活动星系,并检查这些具有低黑洞质量的星系中的MBH—σ*关系。我们发现这些低质量活动星系遵循不活动星系所确定的MBH—σ*关系外推到低质量端。结合文献中较高黑洞质量的活动星系,我们拟合MBH—σ*关系(形式为logMBH=α+βlog(σ*/200 km s1)])得到零点α=7.68±0.08,斜率β=3.32±0.22和本征弥散0.46±0.03 dex。这一结果在误差范围内与由反响映射方法估计黑洞质量范围在106到109 M⊙之间的活动星系给出的MBH—σ*关系斜率(Woo et al.2010)一致。对我们的样本中有哈勃空间望远镜(HST)图像提供形态信息的子集,我们检查寄主星系中有棒或者无棒子样本的MBH—σ*关系,并未发现它们的斜率有显着不同。不过我们发现侧向和面向盘星系之间的确存在偏离,其中侧向星系σ*偏大,可能是由于来自盘上恒星的旋转速度在侧向观测时贡献增加了σ*,而在面向观测时降低σ*。这种偏离很可能对MBH—σ*关系的弥散有贡献,并降低其零点。另外,我们发现在这个低质量赛弗特Ⅰ型星系的大样本中,电离气体的速度弥散,从窄发射线[NⅡ],[SⅡ]和[OⅢ]的核心成分(即移除蓝移的线翼成分)上测得,能够很好地代替表示σ*。(本文来源于《中国科学技术大学》期刊2011-12-01）
恒星低质量论文开题报告
（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：
星系中心黑洞质量与核球性质的相关性是最近十年来星系研究最重要的发现之一,它揭示出恒星形成与黑洞共同增长是理解星系形成和演化的一个关键问题。星系恒星形成理论和观测比较时一个重要的不确定性是尘埃吸收和再辐射,而黑洞和星系关系最不确定的是小质量端MBH—σ*关系。我们能够在局地宇宙中活动星系内搜寻包含较低质量的中心黑洞,而活动星系大部分为盘星系,而且盘星系中恒星形成活动比较活跃,因此本文的研究对象将主要集中在盘星系。我们从SDSS(Sloan数字化巡天)DR5中选出一个恒星形成的盘星系样本(约22000个)作为研究样本,对发射线和连续谱进行了模型拟合,得到星系的各物理参量。以巴尔末减幅估计星系内发射线的尘埃红化(以色余E(B-V)表示)。局地宇宙的盘星系内发射线区尘埃消光改正用银河系消光曲线较其它消光曲线更好；我们测量的经过消光改正后的发射线指示恒星形成率和远红外波段恒星形成率指示本征弥散小于0.13dex,小于文献中描述的定标关系的误差。除了确认早前已知的红化分别与Hα发射线光度(或面亮度)以及金属丰度存在正相关关系,即尘埃红化分别随着光度增加和金属丰度增加而增加；我们还发现红化与星系盘倾角有关,在本征光度一定时,侧向星系比盘向星系受到更多的消光影响。鉴于这些相关关系以及基本物理考虑,我们提出一个经验关系,将尘埃红化或消光作为Hα光度或面亮度、金属丰度和星系盘轴比(即倾角)的函数。样本观测的E(B-V)相对此经验关系的弥散仅为0.07mag,这一误差基本可以由经验关系考虑的参量误差完全解释。E(B-V)观测值与经验关系的预计值的偏差,与其它参量,如恒星质量M*,Dn(4000)或者电子密度均无(?)。我们考虑一种简单的星系中尘埃消光的辐射转移模型,来与观测到的E(B-V)与Hα面亮度关系进行比较。通过模型与观测样本对比,推测当尘埃分布的厚度比恒星形成区分布的厚度大,且对恒星形成区辐射的消光主要来自弥散的尘埃时,能够复现出观测到的尘埃消光经验关系。另外,我们得到的经验关系表明尘埃红化部分依赖于金属丰度(∝Z0～0.7),可以作为对尘埃辐射转移模型的观测限制,从而对模型中假设的气尘比进行限制。这一经验公式还可以在星系形成与演化的半解析模型中用来估计尘埃红化,帮助预计星系实际的出射光度。为研究MBH—σ*关系的低质量端行为,我们从Greene & Ho(2007)列表中选出76个塞弗特Ⅰ型星系,利用Keck望远镜上的阶梯光栅光谱仪(KeckEchellette Spectrograph and Imager,ESI)和Magellan望远镜上的阶梯光栅光谱仪(Magellan Echellette,MagE)上观测得到的光谱,采用直接拟合方法测量星系内的恒星速度弥散。Greene & Ho (2007)列表选自SDSS,估计黑洞质量低于2×106M⊙.包括以前用ESI观测的类似天体,我们获得一个扩展的样本,包含93个活动星系,并检查这些具有低黑洞质量的星系中的MBH—σ*关系。我们发现这些低质量活动星系遵循不活动星系所确定的MBH—σ*关系外推到低质量端。结合文献中较高黑洞质量的活动星系,我们拟合MBH—σ*关系(形式为logMBH=α+βlog(σ*/200 km s1)])得到零点α=7.68±0.08,斜率β=3.32±0.22和本征弥散0.46±0.03 dex。这一结果在误差范围内与由反响映射方法估计黑洞质量范围在106到109 M⊙之间的活动星系给出的MBH—σ*关系斜率(Woo et al.2010)一致。对我们的样本中有哈勃空间望远镜(HST)图像提供形态信息的子集,我们检查寄主星系中有棒或者无棒子样本的MBH—σ*关系,并未发现它们的斜率有显着不同。不过我们发现侧向和面向盘星系之间的确存在偏离,其中侧向星系σ*偏大,可能是由于来自盘上恒星的旋转速度在侧向观测时贡献增加了σ*,而在面向观测时降低σ*。这种偏离很可能对MBH—σ*关系的弥散有贡献,并降低其零点。另外,我们发现在这个低质量赛弗特Ⅰ型星系的大样本中,电离气体的速度弥散,从窄发射线[NⅡ],[SⅡ]和[OⅢ]的核心成分(即移除蓝移的线翼成分)上测得,能够很好地代替表示σ*。
（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。
恒星低质量论文参考文献
[1].吴明磊,潘景昌,衣振萍,韦鹏.恒星低质量光谱的连续谱拟合方法[J].光谱学与光谱分析.2018
[2].肖婷.恒星形成星系的尘埃红化和活动星系低质量端M-Sigma关系[D].中国科学技术大学.2011