一、疏散星团M67的研究（论文文献综述）
束成钢,傅承启,赵君亮,蒋栋荣[1]（1995）在《疏散星团M67的初始质量函数》文中进行了进一步梳理本文利用合理的成员判定方法对典型年老疏散星团Ｍ６７进行了成员判定，直接得到了该团存在空间和速度空间质量分层效应的结论。在研究ＰＤＬＦ和ＰＤＭＦ时，我们还合理地作了由分析样本天区不完备而带来的修正。最后，从理论上提出了一种动力学演化对疏散星团ＩＭＰ影响的简易而普适的修正方法，利用该方法得到了Ｍ６７在０．７Ｍ⊙≤Ｍ≤１．３Ｍ⊙间ＩＭＦ的斜率为－１．６７±０．０９，与Ｍｉｌｌｅｒ和Ｓｃａｌｏ场星ＩＭＦ斜率较相符，并对该值的合理性进行了讨论。
高新华,侯振杰,朱家群[2]（2013）在《疏散星团M67中的红团簇巨星》文中研究指明红团簇巨星（red clump giant）被理论和观测证明是非常理想的标准烛光,可以用来精确测量天体的距离.利用2MASS星表（the two micron all sky survey）提供的近红外测光数据和UCAC4天体测量星表（the fourth U.S.naval observatory CCD astrograph catalog）提供的自行等数据分析了疏散星团M67,结合自行、颜色-星等图、高精度视向速度和金属丰度,能够辨认出7颗红团簇巨星是M67的成员星.这7颗红团簇巨星的视向速度、金属丰度以及KS星等值高度一致.基于这7颗红团簇巨星计算得到M67的绝对距离模数为9.48±0.04 mag（或表示成距离787±15 pc）,比基于主序拟合法得到的距离明显偏小.分析显示有1颗红团簇巨星以18±10 km/s的速度相对于星团核心运动,原因可能是星团内部动力学演化导致能量均分,小质量恒星在碰撞中获得了更高的速度,从星团中逃逸.
彭映江[3]（2016）在《疏散星团M67测光和食双星研究》文中指出疏散星团中的成员星具有相似的年龄,距离,化学组成,红化等参数.利用这类星团的成员星可以探测星团以及恒星内部结构和验证恒星演化理论,找寻星团动力学演化线索.因而研究疏散星团是一件很有意义的事情,基于此,我们开展了对疏散星团M67的观测和研究.本文利用西华师范大学50BiN双筒望远镜对年老的疏散星团M67进行了时序BV波段两色测光观测.利用这个星团的成员星AH Cnc和HS Cnc研究了这个星团的距离这一重要参数,结果为9.53±0.15mag.同时对这个星团中的一颗亮的食双星AH Cnc进行了测光和周期分析,获得了8个新的极小时刻.同时发现:AH Cnc的两颗子星的质量分别为:M1=1.18（±0.08）M?;M2=0.188（±0.03）M?,半径分别为R1=1.332（±0.06）R?;R2=0.592（±0.051）R?.新获得的周期增加率约为dp/dt=4.29×10-9 dayyr-1.
郭文瀚,罗智坚,束成钢[4]（2021）在《疏散星团M67成员星的两点相关分析》文中研究指明对着名老年疏散星团M67的成员星进行了两点相关函数分析,讨论了团星的空间分布情况及质量分层现象.结果表明:M67成员星的两点相关函数能很好地用幂律形式来描述,其成员星在空间分布上具有显着的成团性和自相似性.对M67不同光度成员星两点自相关函数的分析表明,亮星相比暗星具有更强的相关强度和更大的相关指数,说明在星团内部出现了明显的空间质量分层现象,亮星比暗星具有更强的成团性和更大的中心聚度.不同光度成员星间两点交叉相关函数的分析进一步表明,不同光度成员星之间并没有表现出绝对的空间质量分层现象,亮星和暗星在空间分布上相互交织、相互渗透.
高新华[5]（2014）在《在疏散星团M67中发现一颗高速星》文中认为利用UCAC4星表（the fourth U.S.naval observatory CCD astrograph catalog）提供的高精度自行数据分析了疏散星团M67的运动学性质.分析显示有1颗质量约0.80.9 M☉的小质量恒星以约30±9 km/s的高速相对于星团运动.这颗高速星距星团中心的投影距离约0.4 pc,位于星团核心区.其速度是星团核心区理论逃逸速度的16倍,处于高速逃逸状态.该星在颜色-星等图上的位置、空间投影位置以及视向速度表明它极有可能是M67的成员星.在M67中发现高速星对理解星团内部动力学演化以及太阳系的起源都有重要意义.
田凯平,赵君亮,潘容士,何燕萍[6]（1992）在《疏散星团M67的研究》文中认为本文利用上海天文台40厘米天体照相仪所拍摄的4对底片,在疏散星团M67天区的1067颗恒星中重新确定了星团成员星.在这一工作的基础上进而对星团M67的半径、年龄、距离、赫罗图、光度函数、质量以及速度弥散度和分层效应等作一定深度的讨论.M67的半径为8.6Pc,年龄5.0×109年,距离模数（V—Mv）0=9.63±0.33,相应的距离为843pc,团的光度质量为1055μ⊙,位力质量为2750μ⊙,分析表明M67恒星在空间和速度上都呈现一定程度的质量分层,但这种效应并不明显.
高新华,陈力,侯振杰[7]（2013）在《一种新的疏散星团成员判定方法》文中研究说明成员判定是疏散星团研究中最关键的一步,成员判定的好坏直接影响对星团基本参数的估计.首次利用数据挖掘技术中的DBSCAN（Density-Based Spatial Clustering of Applications with Noise）聚类算法对疏散星团NGC 6791和M67（NGC 2682）分别进行了成员判定,结果表明DBSCAN聚类算法能很有效地剔除场星污染.得到的NGC6791成员星的颜色-星等图上主序清晰并呈现明显的双重主序结构,这表明NGC 6791可能有更复杂的恒星形成与演化历史.对M67的分析表明出现了质量分层现象,并且星团的核心和外围两部分有明显的相对运动.对NGC 6791和M67的分析均表明DBSCAN聚类算法是一种有效的成员判定方法,有传统成员判定方法不具备的一些优点.
熊大闰,邓李才[8]（2007）在《低部主序恒星锂和铍的衰减》文中研究说明根据化学非均匀恒星的非局部对流理论,计算了质量为0．7-1．15M（?）恒星主序演化模型锂和铍的衰减,并将理论和不同年龄疏散星团锂丰度的观测进行了比较．结果表明,贯穿对流混合能重现温度低于6400 K的晚型主序星锂丰度观测的一般性质．贯穿对流混合可能是晚型矮星锂衰减的一种重要机制．
吴涛[9]（2014）在《星团中红巨星星震学的研究》文中研究表明星震学是目前为止为数不多能够直接探测恒星内部结构状态及其演化状态的研究方法和手段之一。它是通过机械波在恒星内部的传播情况来对恒星内部进行研究。这些波在恒星内部传播会引起整个恒星交替发生膨胀收缩运动，从而影响恒星表面光度以及视向速度。通过对光变或视向速度进行分析便可获得该恒星的震荡信息，如频率、振幅等，它们都是由恒星的内部结构状态所决定的。从震荡信息中提取的震荡参量可用来确定恒星的质量M、半径R、年龄τ、表面重力加速度g以及平均密度ρˉ等基本参量。随着WIRE、MOST、CoRoT、Kepler等空间观测计划的进行，越来越多的类太阳震荡恒星已被观测到。这开启了一个新的研究领域――大样本星震学。所谓大样本星震学，就是根据的恒星某种性质将恒星进行归类并通过星震学方法进行研究。这使得星震学的研究从对单个恒星的研究走向对大样本的研究。星团恒星常被看作同时形成于星际空间的一团气体尘埃，因此星团成员星之间拥有很多相似的性质，如相同的元素组成、相同的年龄以及距离等。这些相似性使得星团中的所有成员星或是星团内处于某个演化阶段的恒星的集群构成一个特殊的自然样本。这些恒星之间拥有场星所不具备的相似性，这些相似性将会对恒星模型或是计算提供更为严格的限制。同时，由于星团中成员星质量之间存在差异，不同质量的恒星演化状态不同，它们将处在不同的演化阶段，因此整个星团恒星构成一个完整的演化序列，这有利于我们结合恒星结构演化理论对星团恒星进行星震学分析。在本论文中，我们结合星震学、恒星结构演化理论以及恒星的光度测光理论，运用大样本星震学的方法对Kepler视场中星团NGC6791和NGC6819中的红巨星分支恒星进行研究。在理论上获得一系列的新关系式，它们可以用来解释观测到的大频率间隔-最大功率谱频率以及视星等-大频率间隔等关系。另外，通过对星团恒星所特有的限制条件的运用，我们利用理论上所获得的新关系式确定了星团的金属丰度、距离以及星团红巨星分支恒星的质量。最后通过星震学方法估算星团恒星的星际消光。基于恒星结构演化理论中的Hayashi线关系我们在红巨星分支恒星中获得一个关于恒星有效温度、质量、半径以及金属丰度类似于Hayashi线关系的关系。通过将该’HayaShi线关系’和类太阳震荡性质（大频率间隔关系、最大功率谱频率关系）相结合,我们推导出一系列关于恒星震荡大频率间隔和最大功率谱频率的新关系式。基于这些关系式的分析有如下结论：·我们的研究方法提供直接的观测证据证实星团中红巨星分支恒星的质量在它们误差允许范围内是相等的。·红巨星的质量M、半径R和重力加速度g可以通过震荡参量——大频率间隔△v和最大功率谱频率Vmx——和非震荡参量——金属丰度Z确定。它们的误差主要来自震荡参量的测量误差,金属丰度的误差对计算结果影响非常小。·利用关于△v、vmax、M以及Z的新关系式,我们可对观测中获得的关系△v=αvβmax及其相应的参数α、β进行解释。参数α依赖于恒星的质量和金属丰度,即α（M,Z）。参数β几乎是一常数。·我们将星团中的恒星看作一个整体进行分析。基于这种新方法,我们以一种自洽的方式从大频率间隔△v和最大功率谱频率Vmax获得星团NGC6791和NGC6819的金属丰度和它们红巨星分支恒星的质量。通过将’Hayashi线关系’、类太阳震荡性质以及恒星光度测光理论相结合,我们获得一个关于恒星的视星等V、热改正BC、大频率间隔△v、最大功率谱频率vmax、距离模数（m—M）0以及金属丰度Z的新关系式。通过分析,我们主要获得如下结论：·通过该新关系式,我们可以解释观测中视星等-大频率间隔之间的变化关系,以及它们在不同波段之间的弥散差异。·通过将星团所有恒星看作一个整体进行分析,我们分别获得星团NGC6791和NGC6819的距离模数。在新关系式中，金属丰度对距离模数的影响非常小。[Fe/H]中0.10dex的变化仅仅引起距离模数0.06星等的变化。这种新方法可以用来作为星团成员星的识别的辅助判据。基于前面获得的关于视星等、大频率间隔的关系式，我们运用星震学方法对星团NGC6791和NGC6819中恒星的星际消光影响进行计算。最后，通过高斯平滑插值方法处理后，我们获得一个随赤经赤纬变化的二维网格表。根据该网格表，我们可以通过插值获得该视场内任意赤经赤纬恒星的星际消光。
刘亮[10]（2007）在《银河星团中过相接双星的观测与研究》文中提出星团中的过相接双星是两子星均充满并溢出各自的洛希瓣且具有对流公共包层的强相互作用双星系统，在研究上比其它场过相接双星系统具更有多的优势。本文对星团及过相接双星的研究现状进行了简要综述，并对银河星团中的过相接双星进行了观测、分析和研究，取得如下结果：1．通过对银河星团中过相接双星相关量的统计研究发现，星团中过相接双星的数目与星团年龄成正比，年龄越大的星团中过相接双星频数越大。它支持过相接双星是双星的一个演化阶段的观点。2．对过相接双星变幅分布进行了分析研究。通过计算机模拟我们发现，观测到过相接双星的数目和其轨道倾角之间的关系可能是dN∝sin2idi。在这个关系下，能很好的拟合观测结果。此外，定义了有效发光面积比Rs，它有可能成为系统是否具有其它伴星天体的参考量之一。3．通过对极其年轻的星团IC2944中的过相接双星BH Cen及NGC6383中的过相接双星V701 Sco周期变化进行分析，结果发现BH Cen的轨道周期在长期增加的基础上还叠加了一个周期为P3=44.6年、振幅为A3=0.0216天的周期性变化，长期增加的增加率为+1.70（±0.39）×10-7天／年。而质量比为单位一的V701 Sco不存在长期变化，但是它包含一个周期为P3=41.1年、振幅为A3=0.0112天的小振幅周期性变化。这两个系统所存在的周期性振荡，表明它们都存在第三天体。分析表明，过相接双星系统形成时具有较小的轨道周期以及较小的轨道角动量，可能是通过第三天体使得中心系统的角动量发生了转移，从而中心系统能够在很短的时标内演化成过相接双星，这可能解释了为什么过相接双星能在年轻的星团中形成。同时由于第三天体是以OB星看不见的暗伴星的形式存在，这就解释了为什么年轻星团中大多是光度很大的亮星，而很少看见光度较小的暗星的原因。4．使用云南天文台1米望远镜及附属的P11024TKB CCD系统对年轻星团M44中过相接双星TX Cnc进行了五个晚上（2003年12月30日，2004年3月16日及12月18，19日）的测光观测，得到V波段完整的光变曲线，并采用WD程序对该数据进行解轨分析，发现它是一颗相接度为24.8％的中等质量比、浅相接的过相接双星。与此同时，对它的轨道周期进行分析揭示了它的轨道周期是长期增加的(dP／dt=+5.61×10-8天／年)。在这个长期变化的基础上还叠加了一个A3=0.0026天的微弱的周期性变化，这可能表明该系统也存在着一个极暗的第三伴星。我们还求出了它的基本物理参量：M1=1.319±0.007M☉，M2=0.600±0.01M☉；R1=1.28±0.19R☉，R2=0.91±0.13R☉。5．使用云南天文台1米望远镜及附属的PI1024TKB CCD系统对年老星团M67中的过相接双星AH Cnc进行了长达几年（2001年1月到2005年4月）的连续监测。2001年得到了B、V波段完整的光变曲线，2002年得到了V波段完整的光变曲线。通过对比这两年的观测数据，发现它的光变曲线在0.15到0.56位相之间发生了变化。再通过采用WD程序对其2001年B、V波段的数据进行解轨分析，结果显示该系统是一颗相接度为58.5％的小质量比、深度相接的过相接双星。周期分析的结果表明它的轨道周期正以+3.99（±0.14）×10-7天／年的增加率长期增加。除此之外，该系统的轨道周期还存在着两个周期性变化，它们的变化周期分别为P3=36.5年，P4=7.75年。这可能揭示了该系统可能存在其它伴星天体。我们推导出它的基本物理参量为：M1=1.10±0.09M☉，M2=0.19±0.02M☉。
二、疏散星团M67的研究（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、疏散星团M67的研究（论文提纲范文）
（3）疏散星团M67测光和食双星研究（论文提纲范文）
| 摘要 |
| ABSTRACT |
| 第一章 前言 |
| 1.1.星团及其分类与研究疏散星团的意义 |
| 1.1.1 星团及其分类 |
| 1.1.2 疏散星团 |
| 1.1.2.1 疏散星团简介 |
| 1.1.2.2 研究疏散星团的意义 |
| 1.2.变星及其分类 |
| 1.3.W UMA星 |
| 1.3.1 洛希瓣和双星以及双星分类 |
| 1.3.2 W UMA双星 |
| 1.3.2.1 W UMA星的独特性质 |
| 1.3.2.2 W UMA星的光变曲线及一些理论观点 |
| 1.3.2.3 W UMA星的起源 |
| 1.3.2.4 研究W UMA双星的方法 |
| 1.3.2.5 研究W UMA的意义 |
| 1.4.本论文的主要结构 |
| 第二章 星团变星观测与数据处理 |
| 2.1.科学目标选取 |
| 2.2.观测设备 50BIN |
| 2.3.基本数据处理和提取光变 |
| 2.4.较差测光 |
| 第三章 M67中的W UMA星AH CNC的研究 |
| 3.1.引言 |
| 3.2.AH CNC的周期分析 |
| 3.2.1 AH CNC的光变曲线 |
| 3.2.2 周期变化 |
| 3.3.AH CNC成员星的质量,半径研究 |
| 第四章 M67距离的测定 |
| 4.1.天体距离测量方法简介 |
| 4.2.基于W UMA星的测量天体距离方法的简介 |
| 4.3.AH CNC和HS CNC的测光结果 |
| 第五章 结论与展望 |
| 5.1.过相接双星AH CNC的测光和周期分析 |
| 5.2.M67距离测定 |
| 参考文献 |
| 发表文章目录 |
| 参加科研项目 |
| 致谢 |
（8）低部主序恒星锂和铍的衰减（论文提纲范文）
| 1 引言 |
| 2 对流参数的校正 |
| 3 数值计算及其结果 |
| 4 同观测比较 |
| 4.2 老年的疏散星团(年龄大于10亿年) |
| 5 小结和讨论 |
（9）星团中红巨星星震学的研究（论文提纲范文）
| 摘要 |
| Abstract |
| 目录 |
| 第一章 引言 |
| 1.1 背景介绍 |
| 1.1.1 恒星脉动的发展历程 |
| 1.1.2 日震学简介 |
| 1.1.3 类太阳震荡简介 |
| 1.1.4 大样本星震学 |
| 1.2 星团星震学 |
| 1.3 星团星震学中存在的一些问题 |
| 1.4 研究目标、内容与方法 |
| 1.5 论文结构 |
| 第二章 恒星震动理论及红巨星震荡特性 |
| 2.1 恒星震动理论 |
| 2.1.1 流体力学基本方程组 |
| 2.1.2 线性绝热震荡方程组 |
| 2.1.3 Cowling近似 |
| 2.1.4 恒星震荡方程组正则化 |
| 2.1.5 恒星震荡的基本性质 |
| 2.1.6 小结 |
| 2.2 小质量红巨星的结构及震荡性质 |
| 2.2.1 红巨星分支（RGB）的结构演化[112] |
| 2.2.2 红巨星的震荡性质 |
| 2.2.3 小结 |
| 第三章 观测及数据处理 |
| 3.1 Kepler 卫星介绍 |
| 3.2 数据预处理――平滑 |
| 3.2.1 中值平滑法处理去除长周期信号 |
| 3.2.2 高斯平滑法 |
| 3.3 数据处理――参量提取 |
| 3.3.1 傅立叶变化 |
| 3.3.2 拟合背景噪声、震荡功率谱，确定最大功率谱频率νmax |
| 3.3.3 通过频率栅状图确定大频率间隔 Δν |
| 3.3.4 自相关方法确定νmax和 ν的值 |
| 3.4 本章小结 |
| 第四章 基于 Hayashi 线关系新震荡关系的研究.――星团 NGC 6791 和NGC 6819 |
| 4.1 背景简介 |
| 4.2 观测数据分析 |
| 4.2.1 选源 |
| 4.2.2 分析功率谱确定震荡参数：Δν和νmax |
| 4.3 理论模型计算、等年龄线拟合以及有效温度计算 |
| 4.4 红巨星的质量 |
| 4.5 Hayashi 关系√Tef～ gp~R~q |
| 4.6 质量 M、半径 R 以及重力加速度 g 的新表达 |
| 4.7 Δν-νmax关系 |
| 4.8 结果和讨论 |
| 4.8.1 恒心质量 M、半径 R 和重力加速度 g |
| 4.8.2 星团中红巨星分支恒星的质量和星团金属丰度 |
| 4.8.3 NGC 6819 |
| 4.8.4 不同方法的比较 |
| 4.8.5 KIC 2436593 和 KIC 4937775 |
| 4.9 小结 |
| 第五章 星团距离模数的星震学研究.――NGC 6791 和 NGC 6819 中的红巨星 |
| 5.1 简介 |
| 5.2 关系式理论推导 |
| 5.3 有效温度和热改正 |
| 5.4 星团 NGC 6791 和 NGC 6819 的距离模数 |
| 5.4.1 经典关系 |
| 5.4.2 新关系 |
| 5.5 讨论 |
| 5.6 小结 |
| 第六章 通过星震学方法估算星团恒星星际红化、分析星团星际物质分布—星团 NGC 6791 和 NGC 6819 |
| 6.1 简介 |
| 6.2 选源 |
| 6.3 参量取值以及有效温度热改正计算 |
| 6.4 结果与讨论 |
| 6.5 小结 |
| 第七章 工作总结与展望 |
| 7.1 现有工作 |
| 7.1.1 新关系：Δν-νmax |
| 7.1.2 新关系：V-Δν |
| 7.1.3 星际消光 |
| 7.2 未来工作展望 |
| 参考文献 |
| 发表文章目录 |
| 简历 |
| 致谢 |
（10）银河星团中过相接双星的观测与研究（论文提纲范文）
| 摘要 |
| Abstract |
| 目录 |
| 序言 |
| 第一章 星团及其中的过相接双星的研究现状 |
| 1.1 星团的概况 |
| 1.1.1 疏散星团 |
| 1.1.2 球状星团 |
| 1.2 过相接双星的基本性质 |
| 1.2.1 过相接双星的测光特征 |
| 1.2.2 双星的洛希模型 |
| 1.2.3 过相接双星的公共包层模型 |
| 1.3 星团中过相接双星的观测和研究 |
| 1.3.1 星团中过相接双星的搜寻方法 |
| 1.3.2 星团中过相接双星研究的展望 |
| 第二章 适合于北天区观测的银河星团及相关研究 |
| 2.1 适合北天区观测的银河星团 |
| 2.2 对银河星团中过相接双星相关量的统计研究 |
| 2.3 小变幅EW型双星 |
| 2.4 过相接双星变幅分布的分析研究 |
| 2.4.1 思路 |
| 2.4.2 拟合 |
| 2.4.3 讨论 |
| 第三章 银河星团中4颗过相接双星的观测分析和研究 |
| 3.1 非常年轻的星团IC2944中的BH Cen及NGC6383中的V701 Sco |
| 3.1.1 概况 |
| 3.1.2 BH Cen的轨道周期变化 |
| 3.1.3 V701 Sco的轨道周期变化 |
| 3.1.4 第三天体 |
| 3.1.5 两个双星系统的形成及当前的演化状态 |
| 3.2 年轻星团M44中的TX Cnc |
| 3.2.1 概况 |
| 3.2.2 TX Cnc的观测及轨道周期分析 |
| 3.2.3 测光轨道解 |
| 3.2.4 讨论与小结 |
| 3.3 年老星团M67中的AH Cnc |
| 3.3.1 概况 |
| 3.3.2 观测 |
| 3.3.3 AH Cnc的轨道周期变化 |
| 3.3.4 测光轨道解 |
| 3.3.5 讨论与小结 |
| 结论与展望 |
| 参考文献 |
| 发表文章目录 |
| 致谢 |
四、疏散星团M67的研究（论文参考文献）
- [1]疏散星团M67的初始质量函数[J]. 束成钢,傅承启,赵君亮,蒋栋荣. 天体物理学报, 1995(03)
- [2]疏散星团M67中的红团簇巨星[J]. 高新华,侯振杰,朱家群. 科学通报, 2013(27)
- [3]疏散星团M67测光和食双星研究[D]. 彭映江. 西华师范大学, 2016(02)
- [4]疏散星团M67成员星的两点相关分析[J]. 郭文瀚,罗智坚,束成钢. 天文学报, 2021(03)
- [5]在疏散星团M67中发现一颗高速星[J]. 高新华. 科学通报, 2014(Z1)
- [6]疏散星团M67的研究[J]. 田凯平,赵君亮,潘容士,何燕萍. 天文学报, 1992(04)
- [7]一种新的疏散星团成员判定方法[J]. 高新华,陈力,侯振杰. 天文学报, 2013(05)
- [8]低部主序恒星锂和铍的衰减[J]. 熊大闰,邓李才. 天文学报, 2007(02)
- [9]星团中红巨星星震学的研究[D]. 吴涛. 中国科学院研究生院（云南天文台）, 2014(02)
- [10]银河星团中过相接双星的观测与研究[D]. 刘亮. 中国科学院研究生院（云南天文台）, 2007(05)