一、恒星自转测量的标准系统(Ⅰ)（论文文献综述）
刘佳成[1]（2012）在《新天文参考系若干问题的研究》文中进行了进一步梳理天体测量学的主要任务是精确测量天体的位置和运动,并为描述这些位置和速度提供高精度的天文参考系。近年来,天体测量正在发生深刻的变革：广义相对论取代牛顿力学成为基本理论；基本天球参考架从基于银河系内的亮星变成用甚长基线干涉技术（VLBI）测量的河外射电源；依巴谷计划（Hipparcos）计划证明了空间天体测量的强大生命力；CCD取代照相底片成为主要的信号接收器；在光学观测方面,光干涉技术取代了子午仪等传统天体测量仪器；观测的精度从毫角秒（mas）到微角秒（μas）；而激光测月（LLR）、激光测卫（SLR）、全球卫星定位系统（GPS）等技术在测量地球运动方面也起到越来越重要的作用。为了适应这些理论和技术上的改变,国际天文学联合会（IAU）在近20年来通过了一系列关于天文参考系、地球自转、时间尺度的决议。然而,在天体测量精度迈向微角秒精度的过程中,有很多问题值需要仔细讨论,特别是参考系的理论也要求达到同样的精度水平。本文研究的主要内容是天文参考系的建立、具体实现和相互转换,以及建立高精度参考系必须考虑的若干重要问题。在充分调研IAU决议,并解释其内涵和应用之后,本文首先研究了地球的岁差-章动模型,这对建立高精度参考系是十分关键的。我们从理论上估计了IAU2006/2000岁差-章动理论的精度（大约200μas）,总结了可以改进的参数。利用最精确的VLBI观测和很长时期的光学观测,拟合了理论模型和实际观测的偏差,得到对岁差和长周期章动系数的改正。结果表明,当前的模型和观测符合的非常好,另一方面,光学资料虽然时间跨度很长,但由于其精度较差,并不足以用来改进高精度岁差-章动理论。IAU在定义国际天球参考系（ICRS）时,假设了太阳的加速度为零,因此ICRS是一个准惯性参考系。然而在微角秒的精度下,太阳绕银河系中心旋转的加速度引起的光行差效应（称为“银河系光行差”）不能再被忽略。它引起的河外射电源视自行对ICRS和地球自转参数会产生系统影响。我们估计了银河系光行差造成的ICRS的整体旋转,从理论上推导了该效应对天球中间极（CIP）和地球自转角（ERA）的系统影响。利用国际天球参考架射电源表（ICRF1和ICRF2）,模拟得到了参考架整体旋转和对地球自转参数的影响量级。银河系光行差的影响虽小（最大幅值100μas）,但是随着观测和理论精度的提高,在几十年之后,这个效应在VLBI观测和河外射电源参考架的建立中必须加以考虑。而使用银道坐标系可以更好的描述银河系光行差的几何性质。考虑到银道坐标系和基本天文参考系的紧密联系,以及银道坐标系对研究银河系动力学和运动学的重要作用,我们总结了银道参考系的定义和转换,发现一些工作在这个问题上的不恰当之处,并指出利用参考系转换定义银道坐标系并不是最佳的方法。我们认为应该利用观测资料直接定义银道坐标系：在新的参考系（ICRS）下,利用长波段的巡天资料拟合得到的最佳银道面位置和现在使用的坐标平面的夹角大约为0.5°,这表明银道坐标系有必要进行改进。同时,我们也提出了建立新银道坐标系的若干方法。河外射电源参考架在光学波段非常暗弱,在通常观测中还需要光学天体测量星表作为参考。本文的第四项工作研究了在依巴谷参考架基础上的两部扩充星表,分别是美国系统的UCAC3和德国系统的PPMX星表。通过交叉认证,比较了两部星表的位置、自行、星等的系统差,发现在北天区两个星表差别很大,可能是UCAC3观测和数据处理造成的。另外,还得到了两部星表的整体偏差和旋转,并对使用它们作为天体测量参考星表提出了建议。最后,利用高精度天体测量资料,包括位置、自行、视差、光度和颜色,我们研究了银河系运动学中的一个重要问题——外盘的自转曲线。使用银盘附近的碳星作为距离标准烛光,通过与UCAC3星表交叉认证,得到了银盘附近的74颗碳星的三维位置和空间速度,并计算了银河系外盘的旋转曲线。高精度自行数据的加入,为旋转曲线的确定提供了新的资料,得到的结果是曲线大致平坦的,旋转速度大约为210km s-1。本文主要研究了以下问题,并得到了有意义的科学结果：1、IAU2006/2000岁差章动模型的精度评估以及与观测资料的比较；2、计算了银河系光行差效应对国际天球参考系和地球自转参数的系统影响；3、厘清银道坐标系的转换,提出在ICRS框架下直接建立银道坐标系的方法；4、展示了极高密度天体测量星表UCAC3和PPMX的系统差；5、利用碳星的三维速度,计算了银河系外盘的自转曲线。第二颗天体测量卫星Gaia预计在2013年发射,观测精度达到10μas,并且将获得超过10亿天体的位置和速度。地面的VLBI2010计划也将更精确的监测参考架和地球自转。未来10年天文参考系和天体测量必将有更重大的改变。
孙磊磊[2]（2019）在《凌食系外行星系统TTV现象的研究》文中研究说明自1995年第一颗围绕类太阳恒星运动的太阳系外行星被发现之后,随着地面与空间太阳系外行星搜寻项目的不断扩展,目前超过3700颗太阳系外行星已被人类发现。此外,Kepler卫星借助凌食事件法还探测到了4400多颗待证认的太阳系外行星侯选体。对于太阳系外行星系统的研究可以帮助人类认识太阳系自身的形成与演化,同时还可以在太阳系外行星系统中搜寻处于宜居带的类地行星以及系外生命。因而在短短的二十年内,太阳系外行星已经成为了天体物理学的一个重要研究领域。凌食系外行星系统是太阳系外行星系统中独特的一类,系统中的行星周期性地凌食宿主恒星,即所谓的凌食事件。对凌食事件进行测光观测,不仅能够获得系统的物理参数和行星的物理特征,而且通过研究这些凌食事件的中心时刻对严格周期性的偏离,即Transit Timing Variation（TTV）现象,还可以对系统中已发现但尚未被证实的行星侯选体进行证认与刻画,以及对系统中尚未被发现的行星进行探测。更为重要的是,这些基本物理参数为研究系外行星的结构、形成和动力学演化提供了非常重要的线索。因而,我们选取了一些地面巡天计划（例如,SuperWASP和HATNet等）发现的凌食系统进行跟随观测与研究。与此同时,我们还对Kepler空间望远镜发现的行星系统进行新行星的探测与刻画。在2010年到2015年期间,我们利用中国科学院云南天文台1m和2.4m光学望远镜,香港可观自然教育中心暨天文馆0.5m望远镜以及西班牙0.3m望远镜对凌食系外行星系统HAT-P-20的十一次凌食事件实施了测光观测。使用标准的IRAF例程对测光图像进行处理,并对时序测光数据进行系统误差改正,最后得到了十二条较高精度的HATP-20的凌食光变曲线。此外,我们还搜集了文献中可用的光变曲线和视向速度曲线数据。由于该系统的主星表面存在较强的磁场活动,因而这些凌食光变曲线受到了HATP-20表面黑子活动不同程度的扰动。为了更加准确地分析这些凌食光变曲线,我们开发了一套可以同时对行星的凌食事件与行星掩食黑子事件（spot crossing event）进行模拟的工具Spot and Transit Modeling Tool（STMT）。借助STMT得到了HAT-P-20更加准确的系统参数以及凌食中心时刻,并证实该系统较为显着的TTV信号是由主星光球表面较强的磁场活动导致而非系统中尚未探测到的天体的引力摄动所致。通过对Kepler空间望远镜探测到的行星系统进行调研,发现其中的Kepler-411系统比较有研究价值。具体表现在:（1）基于Kepler空间望远镜的测光数据,探测到了三组行星侯选体凌食宿主恒星Kepler-411的信号,但目前只有两组信号被证实为两颗真正的行星;（2）只有未被确认的凌食信号存在较显着的TTV现象,且该TTV的振幅达到50分钟左右;（3）三个凌食天体的轨道周期之间不具备通约性,即产生较强TTV现象的平均运动共振状态（MMR）不存在。经过我们对该系统的测光数据与TTV进行分析,证实第三个信号确实来源于一颗环绕Kepler-411的凌食行星,并探测到了另外一颗与该行星接近1:2 MMR的非凌食行星。基于对测量得到的行星半径和质量的分析,我们发现最内部的凌食行星属于岩石类行星,而外部的两颗凌食行星除内部的固态核还有一定质量的气态包层。最后,对该行星系统进行了大量的动力学模拟发现该系统至少可以稳定运行1 Myr。
梁晓波[3]（2020）在《基于天文定向技术的望远镜指向修正研究》文中指出随着科学技术的不断发展与进步,光学望远镜的制造精度和探测能力有了极大的提升,其应用也由天文观测延伸到人造卫星跟踪测量、在轨目标监视识别、自由空间激光通信、引力波测量、空间科学探索等,使用更大口径的光学望远镜对目标进行精密探测也成为一种趋势。大口径镜面能够有效提高望远镜角分辨率、极限探测能力等指标,同时也为望远镜指向精度带来挑战。指向精度受到制造、安装以及使用环境中的多项因素所造成的影响,导致观测精度和效率下降。指向精度是衡量望远镜性能的关键指标,也是一个重要的研究方向。传统提高指向精度的方式主要是通过提高望远镜结构刚度、机械零件加工精度、更换高分辨率编码器等方式,但这种方式已逐渐逼近各元器件的加工和制造极限,难以进一步提高,同时过于精密的零部件也对加工工艺提出了更为苛刻的要求,不利于望远镜的日常维护,引起制造成本的激增。天球上的天体广泛分布在全天区,且其位置可以准确计算,是望远镜指向误差修正的理想标准源。天文定向技术根据天体的位置对指向进行估计,不需要建立望远镜误差模型,具有更高的指向修正精度。随着计算机技术、光电探测技术的不断进步,基于天文定向技术对望远镜实时进行角秒级甚至亚角秒级精度的指向修正成为可能,目前,该方式是对望远镜进行高精度指向修正的主流方式,具有极高的研究价值与应用价值。本论文中所研究的望远镜具有图像中暗星多、视场大、指向修正精度及速度性能指标要求高的特点,结合实验室设备的具体工作环境与指标要求,对天文定向过程中的若干问题进行了讨论,并重点对高鲁棒性星图识别算法、光学系统畸变修正以及实时指向修正问题进行了研究,具体如下:第一,对天文定向中的星图识别算法进行了研究。在对传统星图识别算法的优缺点做出分析之后,结合工程环境与要求,提出了一种高鲁棒性的星图识别算法,用以解决部分望远镜参数含有误差甚至缺失条件下的准确识别问题。使用实测星图对多种星图识别算法进行测试,根据测试结果对星图识别算法的运算速度、检出率、虚警率、漏警率、鲁棒性等关键指标进行了分析。第二,根据地平坐标系转换至像素坐标系中的公式,结合各个误差源之间的相关性,建立了新的畸变误差修正方法。该方法基于模拟退火算法,能够同时对指向、畸变以及多个望远镜参数进行最优估计。通过实测图像对畸变修正算法进行了测试,并对修正结果的运行速度、精度、稳定性进行了分析。第三,本论文在望远镜畸变系数和参数最优估计结果的基础上,提出了一种望远镜指向快速修正方法。通过实测数据对相应修正方法的有效性、速度、精度等指标进行测试,并对结果进行了分析和讨论。综上所述,本论文对望远镜指向修正中若干关键问题进行了研究和讨论。同时,鉴于结构和原理的相似性,本论文中的一些方法可以为其它平台的光电跟踪设备指向修正、畸变修正、恒星识别等问题提供可以参考的经验。
刘佳成,朱紫[4]（2012）在《2000年以来国际天文学联合会（IAU）关于基本天文学的决议及其应用》文中提出1991年以来,在国际天文学联合会（IAU）全体大会上,通过了一系列关于天文参考系、时间尺度和地球自转模型的决议,其目的是为了适应不断提高的天文观测精度。其中最重要的3次,分别是在1997年的京都,2000年的曼彻斯特和2006年的布拉格通过的IAU 1997,IAU 2000和IAU 2006决议,主要的变化包括:从与历元有关的动力学参考系到与历元无关的运动学参考系,从参考系的恒星实现到河外射电源实现,从春分点到无旋转原点,以及岁差-章动模型的改进。由于这些决议在参考系转换等方面引入了很多新概念和新方法,对教学、研究和应用都产生了不小的影响,对它们进行解读,澄清概念,规范使用是有必要的。首先介绍IAU关于时间尺度和天文参考系的重要决议,并重点介绍IAU 2000和2006的每一条决议:然后详细介绍其应用:包括时间系统,国际天球参考系和岁差-章动模型,并和对应的旧系统进行比较;最后对这些决议的使用提出建议。
张双南[5]（2012）在《恒星级黑洞的观测证认研究进展》文中认为具有不同质量的恒星在耗尽其热核能源后,最终可能会坍缩成为性质完全不同的致密天体,如白矮星、中子星或者黑洞。从20世纪30年代起,黑洞的观测及其证认一直是天体物理学的研究热点之一。首先简要地回顾了恒星级黑洞的形成及其候选天体的研究历史;然后介绍了如何从观测上证认恒星级黑洞:接着详细讨论了恒星级黑洞的质量和自转参数的测量方法;最后介绍恒星级黑洞观测及其证认的最新研究进展,并做出结论:目前已经有充分的证据宣告在部分吸积X射线双星中存在恒星级黑洞。
项越[6]（2015）在《密近双星黑子活动的多普勒成像研究》文中指出太阳表面最明显的特征莫过于黑子。大量观测研究发现,晚型恒星也具有类似的黑子结构。黑子是恒星磁场活动的示踪物,对黑子的研究有助于完善和限定发电机模型。多普勒成像是一项利用时间序列谱线轮廓,反演恒星表面黑子结构的技术,是研究恒星黑子活动的有力工具。为了研究密近双星黑子活动与恒星类型、演化阶段、子星间相互作用的关系,我们使用兴隆观测站的2.16米望远镜上的折轴摄谱仪,对三个不同轨道周期的密近双星II Peg、SZ Psc、ER Vul开展了高色散分光观测,并利用最小二乘退卷积（LSD）技术提高了谱线轮廓的信噪比,最终使用多普勒成像程序Do TS获得了它们表面的黑子分布。密近双星II Peg是由K2型亚巨星和不可见的M型矮星组成的单谱双星,轨道周期为6.72天。2004–2008年期间,我们共获得了5幅II Peg的K2IV主星光球黑子图像。根据这些黑子图像,我们发现它的黑子活动区的纬度分布非常广泛,恒星表面从赤道到极区都存在黑子活动。II Peg的低纬度黑子演化非常迅速,而高纬度黑子较为稳定。我们发现在这些黑子图像中不存在稳定的活动经度带,也没有发现flip-flop现象,它的黑子经度分布较为随机。另外,我们还分析了II Peg的Ti O7055A?和8860?A分子吸收带。结果显示,II Peg的光球黑子覆盖率为36%–46%。这些数值明显高于多普勒成像的结果,表明II Peg表面可能存在无法被多普勒成像技术探测到的均匀的黑子结构。同时,由分析Ti O分子吸收带得到的黑子覆盖率随自转位相的变化,与多普勒成像结果相一致。此外,在成像过程中,我们利用成像程序测量了II Peg的恒星参数,并发现其轨道历元起点与Berdyugina等人的结果不同。这意味着II Peg可能存在着轨道周期的微小变化。密近双星SZ Psc是由F8型主序星和K1型亚巨星组成的双谱食双星,轨道周期为3.97天。它的F型热子星非同步自转。我们获得了2004年11月、2006年9月–12月密近双星SZ Psc高信噪比的LSD轮廓,并发现了明显的额外吸收特征,证明了SZ Psc是一个三合星系统。在去除了光谱中第三天体的贡献后,我们获得了它的K型子星的黑子分布图像。这些图像表明,这颗K型亚巨星表现出了强烈的黑子活动。与前人利用测光数据探测到的少量大面积黑子不同,我们的多普勒图像给出了更复杂的黑子分布。K型恒星光球黑子数量较多,而面积相对较小。我们还发现,在2006年的9月初至12月初的三个月时间内,K型冷子星的黑子表现出了经度迁移的现象。在观测中,我们没有发现K型冷子星的黑子经度分布与其轨道位置有明显关系。另一方面,F型热子星也有可能存在黑子活动。但由于它的自转速度较慢,我们还无法获得足够好的多普勒成像结果。密近双星ER Vul是由G0和G5型主序星构成的双谱食双星,轨道周期为0.698天。ER Vul的两颗子星与我们的太阳非常相似。我们获得了ER Vul两颗子星2004年11月、2006年9月、2008年11月的黑子图像。成像结果表明,ER Vul的两颗子星都具有显着的黑子活动。作为高速自转的主序星,它们的黑子纬度分布同样非常广泛。位相覆盖较完整的2006年和2008年的图像都显示出了显着的大面积高纬黑子,这表明两颗子星的极区较为活跃。另外,两颗子星的中低纬度黑子没有表现出明显的经度迁移的现象。这些黑子主要集中在面向另一颗子星的半球表面上。这种不均匀的黑子经度分布表明,ER Vul的黑子分布是由两颗子星间的相互作用主导的。
李琳[7]（2019）在《数字天顶望远镜中的星图识别与匹配方法》文中研究指明数字式天顶望远镜是一种新型的光学天体测量仪器,其主要用途是测定地球自转参数（Earth Rotation Parameter,ERP,包括UT1与极移）,或是测定台站的天文经纬度。数字式天顶望远镜采用对测站所在地天顶方向恒星拍照的观测方式,得到观测图像。再根据观测图像中的恒星,确定天顶在天球参考架中的坐标。在这整个过程中,天顶望远镜的原始观测数据是成对出现的图像,后续一系列数据处理的基础就是对底片中星象的准确匹配与识别,识别的精度在很大程度上决定了世界时解算的最终精度。论文的主要研究工作和成果如下:1.简要介绍了天顶筒测量世界时的基本原理,深入地讨论和研究了天顶筒世界时观测系统的星图识别与匹配流程,主要可分为:图像预处理、星象中心提取、参考星的位置计算和星象匹配方法等相关内容;2.为了实现星图识别与匹配的全过程,满足天顶望远镜测量世界时的需求,对涉及的各种算法分别进行了分析比较,寻求计算量适中,便于实现和实时处理的算法;3.在梳理完善天顶望远镜星图识别与匹配方法的基础上,以实测数据为例,独立完成了图像的星图识别软件的编写和调试工作,实现了全部功能,得出了最终的匹配结果及底片模型;4.通过实际观测图像的归算,对软件进行了可靠性论证和定量精度评估,证实了本文工作达到了预期的研究目标,为国家授时中心的天顶筒世界时测量系统的运行提供了重要的保障。论文旨在研究数字天顶望远镜中的星图识别与匹配过程的理论流程、程序实现与评估。力求在没有现成软件的基础上,进行自主的软件编写并实现星图识别与匹配的功能。
况银丽[8]（2020）在《基于非对称空间外差干涉仪的多普勒测速技术研究》文中研究表明随着航天技术的发展,越来越多的航天器被送入深空轨道。为了降低地面支持成本,提高航天器自主运行、管理和在轨生存能力,深空探测器必须能够自主导航和自我控制。基于速度测量的自主天文导航方法能够直接测量速度信息,有效避免了微积分对速度参量计算的影响,在深空探测自主导航领域具有广阔的应用前景。被动径向速度测量技术中,多普勒非对称空间外差（Doppler Asymmetri Spatial Heterodyne,DASH）光谱技术具有结构紧凑坚固、光通量大、允许多谱线同时测量等优点,能够利用天体光谱线静态测量恒星和深空探测器之间的径向速度,非常适合用于深空探测自主天文导航。深空探测器与恒星之间存在径向运动时,DASH干涉仪接收的恒星光谱线发生频移,从而导致干涉仪干涉条纹产生相移,通过测量该相移可以反算恒星与深空探测器之间的径向速度。本文围绕DASH光谱技术高精度径向速度测量问题,研究了探测器噪声、环境温度变化等对DASH径向速度测量精度的影响,给出了最大相移灵敏度对应的最优光程差,通过理论推导将吸收线径向速度求解问题转化为了发射线径向速度求解问题,为DASH光谱技术应用于针对吸收线的径向速度测量提供了一条行之有效的技术途径。本论文主要研究内容如下:首先,详细介绍了DASH光谱技术利用恒星光谱线进行径向速度测量的原理,给出了可用于深空导航的DASH干涉仪结构,分析了采样光程差、视场等参数对DASH干涉仪性能的影响,研究表明:DASH系统干涉条纹相移大小和采样光程差成正比,通过改变光程差大小可以提高系统相移灵敏度。此外,分析了恒星光谱线特性,指出恒星光谱线既包含发射线、也包含吸收线,为了应对深空导航复杂多变的环境,DASH光谱测速技术需要在两种光谱线下都能够实现高精度径向速度提取。其次,通过分析采样光程差对干涉条纹相移灵敏度的影响,给出了发射光谱下最大相移灵敏度对应的最优光程差计算式。针对低光谱分辨率的DASH干涉仪无法分辨恒星多条发射线的问题,提出了直接计算频谱波包相移的数据处理方法,该方法既保证了径向速度反演精度,又降低了对DASH干涉仪光谱分辨率的要求。此外,通过理论分析和室内实验研究了探测器噪声、环境温度变化对DASH光谱技术径向速度测量精度的影响,研究结果表明,提升干涉条纹对比度可以抑制探测器噪声引入的相位漂移,利用频率相近的参考光可以追踪温度变化引入的相位漂移。最后,理论推导了DASH干涉仪恒星吸收光谱干涉条纹光强分布,给出了吸收光谱下最大相移灵敏度对应的最优光程差表达式,以及基于吸收光谱的DASH干涉仪径向速度反演方法,并开展了基于太阳吸收谱线的径向速度测量实验,研究表明:吸收光谱干涉条纹由不发生频移的截取廓线所产生的干涉条纹和廓线内发生频移的吸收线所产生的干涉条纹叠加而成,通过提取部分干涉条纹可以将与吸收线相关的干涉条纹分离,分离出的干涉条纹可以利用发射光谱干涉条纹数据处理方法提取径向速度。此外,针对吸收光谱干涉条纹对比度较低这一问题,分析了干涉条纹对比度的影响因素,数值计算表明,吸收线吸收深度越深、线宽越宽、数目越多,滤波片带宽越窄,干涉条纹对比度越高。围绕深空探测领域DASH光谱技术高精度径向速度测量问题,本文给出了发射光谱和吸收光谱最大相移灵敏度对应的最优光程差计算公式,统一了两种光谱线下DASH光谱技术径向速度提取方法,分析了吸收光谱干涉条纹对比度的影响因素,为DASH光谱测速技术用于深空探测器自主天文导航奠定了基础。
孟泽洋[9]（2017）在《巡天时域光变序列分析与太阳系外热木星统计》文中研究指明天文学是一门建立在观测基础之上的研究,系外行星领域也同样不例外。探测与刻画系外行星必须依赖精确稳定的光子捕捉系统、广域的空间覆盖度以及更长的时间基线。从第一颗主序星周围的行星51 Pegb被人类捕捉探测,至如今总共约3500颗已知的系外行星,强大的探测仪器和精确的数据处理已经逐步将行星科学从太阳系推向了太阳临近的星际空间,与此同时一大批全新的科学疑问也接踵而至。在本文的第一章节,首先引入南极天文相关的观测特点,接着我们从「中国之星」小型望远镜阵列出发,通过分析该望远镜于2008年极夜在南极Dome A站点观测得到的总数超过三十万张的i波段测光图片数据,我们发现其中的「鬼像」效应会在很大程度上影响恒星的测光精度。所以我们从该望远镜的设计光路图出发,摸索出「鬼像」产生的原因后。从源头上,将产生「鬼像」的亮源一一找出,并且对比得到两者的强度关系。接着从每一张原始数据出发,定量求得被「鬼像」影响的背景恒星流量的变化和两者之间距离的经验关系。最后回归到星表数据中修复「鬼像」对测光精度带来的影响。经过「鬼像」以及其它处理修正后释放的新数据被成功地应用在时域天文中双星、系外行星以及恒星耀斑等多种搜索研究上。诸如此类的后续数据分析也将更有利于定制下一代南极天文望远镜AST3-2的系外行星搜索计划。随后,我们便在第二章节中展开了对光学引力透镜实验三（OGLE-Ⅲ）望远镜数据中掩食盘相关的时域光变搜索。探测星周盘对于研究恒星与行星的早期形成过程具有非常重要的意义,利用OGLE-Ⅲ中大、小麦哲伦云以及银盘观测得到的掩食双星（EBs）数据,我们从大麦云中共挑选出2823个高测光精度、不相接、深掩食的子样本。在分析过主、次掩食内星等分布的统计二极矩后,我们发现峰度（kurtosis）和斜度（skewness）可被用来区分部分掩食盘候选体与普通EB系统。在判据|S|<0.5和K>0下,数据中两个掩食盘候选体OGLE-LMC-ECL-11893 与 OGLE-LMC-ECL-17782 被程序成功识别。而与此同时,在小麦云和银盘样本中并未发现同类掩食盘候选。在所有Ⅰ波段星等小于19等的大麦云EB样本中,我们估算得出此类不寻常的掩食盘发生的概率大约为1/1000,而且此概率随着样本恒星年龄的增长会显着减小。另外,在详细拟合分析过OGLE-LMC-ECL-17782后,我们发现由于此系统周期为13.3天,其内的掩食盘距离主星（B型星）仅有约0.1 AU,因而主星的高光度将会导致星周盘温度（6000 K）超过内部固体物质的升华点,因此急迫需要额外的观测与物理解释。此外,本文于第四章节内汇总统计了现如今所有已被发现的系外行星系统。对于其中的热木星系统（HJs）,以往的研究显示它们的起源对于理解行星形成的动力学演化过程十分重要。然而观测显示有效温度较高的中等质量恒星（HS）与温度较低的类太阳恒星（CS）周围这些系统有着截然不同的性质。Rossiter-McLaughlin效应的测量统计显示HS周围恒星自转与行星轨道法向角度（Ψ）为随机分布在0至180°之间,而CS系统取向则一致（Ψ（?）0）。其中一种解释认为以上现象是由于这两类恒星的对流外包层厚度不同,从而主星的弱摩擦近似下的平衡潮汐耗散因子Q值有所差异而导致。比如CS潮汐耗散率较高且自转速度偏慢,所以主星自转轴的取向更容易通过行星的潮汐作用而被重新扭转。本文重新回顾了这些机制,并且同时考虑了恒星星风与平衡潮汐作用这两个效应。我们发现对于HS,观测得到的Ψ角并没有与恒星的自转呈现相关性,且CS中行星的轨道位置也并不足以能够改变主星的自转角动量。这些发现与以往的理论解释十分不符,因而现有的单一的Q值来源理论不能解释所有的HJ系统。另外,我们的结果可将这些恒星的潮汐参数Q值限定为106或更大。结尾部分,本文总结了如今系外行星的部分观测趋势,也提出一小部分理论上需要去完善的问题,包括如何在全局上更完整地了解行星系统的演化历史。最后,讨论了迈入更智能切高精度的数据处理方案。在不久的将来,对单个系外行星的认知一定将会更加科学完善,刻画亦会愈发细致,「另一个地球」的迷雾已被逐步驱散,生命起源以及系外生命新发现与许就近在咫尺,等着人类用崭新的思路去开拓与挖掘。
成忠群[10]（2016）在《X射线双星演化中的动力学过程》文中研究表明双星广泛地存在于宇宙之中,其由于耦合了两颗恒星的演化而具有丰富多彩的观测特征,成为天体物理研究中的重要天体。一般来说,双星演化的耦合程度主要由系统的轨道周期决定,但双星的轨道周期与两颗子星演化之间的影响却是相互的：一方面子星在演化中可以通过星风、潮汐作用、物质交流等过程缓慢地改变双星的轨道周期,造成双星轨道间距的收缩或扩张、轨道偏心率的改变；另一方面轨道周期的演化也会反作用于两颗子星,改变它们的参数与演化路径,以至于影响子星最终的演化产物。在现有的双星演化程序中,双星间的相互作用以及轨道周期演化等过程可以结合相应的物理模型加以计算,并从初始的双星输入参数得到比较确定的演化结果。然而,双星演化过程中一些随机的并且剧烈的动力学过程往往会显着地改变双星的演化路径,并给计算结果带来极大的不确定。在本文中,我们针对双星演化过程中的两种可能的动力学过程——超新星爆发与球状星团中恒星的动力学碰撞——进行研究,并结合相应的观测数据,探讨动力学因素对X射线双星演化的影响。文章结构如下：在第一章中,我们简要介绍双星及双星演化的基础知识,包括双星观测特征、恒星的演化、双星的相互作用过程和双星演化中的角动量损失机制,以及X射线双星的形成等内容。在第二章中,我们分别介绍两种可能发生在X射线双星演化中的动力学过程。第一种为大质量恒星的超新星爆发,主要内容包括超新星的观测特征、爆发机制,超新星爆发对双星系统的影响、中子星的Kick速度以及观测对其大小的限制等。第二种为发生在球状星团中恒星的动力学碰撞过程,主要包括星团中恒星或双星的碰撞截面、单星的碰撞形成双星、双星的碰撞及其所遵守的Hills-Heggie定理、双星在球状星团演化中的作用等内容。在第三章中,我们就Be/X射线双星中脉冲星的自转周期分布与其轨道参数的相关关系进行了研究。由于这类系统经历过超新星爆发现象,并成功的保留了超新星爆发过程产生的轨道周期、偏心率以及轨道倾角等参数,使它们成为限定超新星爆发过程和中子星的Kick速度的理想天体。观测发现Be/X射线双星中中子星自转周期和轨道周期的分布都存在着两个双峰,一种观点认为它们可能是由两种超新星爆发过程——电子俘获超新星和铁核塌缩超新星——产生。然而通过研究Be/X射线双星中脉冲星与Be星星风盘的相互作用,以及中子星吸积产生的X射线爆发活动等特征,我们提出Be/X射线双星中中子星自转周期的双峰分布主要是由中子星在X射线爆发时的不同吸积模式产生,而超新星爆发过程对中子星自转的影响仅限于改变中子星的轨道参数,影响中子星与Be星星风盘的相互作用过程。在第四章中,我们研究恒星动力学碰撞对球状星团中低光度X射线源的丰度的影响。众所周知,球状星团中小质量X射线双星（LMXB）与毫秒脉冲星（MSP）的丰度要比星系场中高出数个量级,这被认为与星团中恒星的动力学碰撞有关。然而,球状星团中是否也存在比星系场中超丰的激变变星（cV）和磁层活动双星（AB）等低X射线光度的密近双星系统则是一个悬而未决的问题。通过研究近70十个球状星团中低光度X射线源的X射线辐射,我们发现它们的X射线辐射率并不比星系场环境的中恒星高,这表明星团中并不存在超丰的CV和AB。我们推测在像球状星团一样的致密恒星环境中,主序双星在经双星演化过程形成密近的CV和AB之前,就被恒星的动力学碰撞过程大量瓦解了,导致观测到的球状星团中低光度X射线源辐射率偏低。在第五章中,我们研究球状星团中主序双星的动力学碰撞与X射线源的形成过程。相比单星于单星之间的碰撞,星团中恒星的动力学过程主要由双星与单星或双星与双星的碰撞主导。双星的轨道间距在动力学碰撞中将遵守Hills-Heggie定理,即软双星在碰撞后轨道间距将扩张或被瓦解,而硬双星则会发生轨道收缩,形成更为密近的双星系统。我们发现球状星团中主序双星的碰撞模型能更好地解释观测到的球状星团低光度X射线源辐射,尽管球状星团中的主序双星也可以通过单纯的双星演化通道形成X射线源,但观测显示双星动力学碰撞通道是产生星团中X射线源的主要方式,在一些球状星团中其贡献甚至要比双星演化通道高出两个量级。此外,利用X射线观测给出的球状星团中密近X射线双星的丰度与主序双星的在星团中的占有比fb,我们从观测上证实了Hills-Heggie定理对硬双星在动力学碰撞中的预言,即硬双星经动力学碰撞后轨道间距将发生收缩,释放的引力能将转化为球状星团恒星的动能。最后,在第六章中我们对本论文的研究结果进行总结,并简单介绍此研究课题中还存在的问题以及我们未来可以开展的工作。
二、恒星自转测量的标准系统(Ⅰ)（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、恒星自转测量的标准系统(Ⅰ)（论文提纲范文）
（1）新天文参考系若干问题的研究（论文提纲范文）
| 摘要 |
| Abstract |
| 目录 |
| 第一章 引言 |
| 1.1 经典天体测量 |
| 1.2 现代天体测量的发展 |
| 1.2.1 新探测器CCD |
| 1.2.2 干涉技术 |
| 1.2.3 激光测距 |
| 1.2.4 空间天体测量 |
| 1.3 论文的章节安排和选题意义 |
| 第二章 2000年以来国际天文学联合会(IAU)关于基本天文学的决议及其应用 |
| 2.1 IAU 2000,IAU 2006关于时空参考系和地球自转的决议 |
| 2.1.1 IAU 2000决议 |
| 2.1.2 IAU 2006决议 |
| 2.1.3 IAU 2006基本天文学名词 |
| 2.1.4 IAU 2009天文常数系统 |
| 2.2 时间尺度 |
| 2.2.1 以SI秒长为基础的时间尺度 |
| 2.2.2 以地球自转为基础的时间尺度 |
| 2.2.3 坐标时的转换 |
| 2.2.4 世界时、恒星时和地球自转角的转换 |
| 2.3 基本参考系 |
| 2.3.1 ICRS的光学波段和动力学实现 |
| 2.3.2 FK5参考系和ICRS的联系 |
| 2.4 无旋转原点 |
| 2.4.1 春分点的缺陷 |
| 2.4.2 无旋转原点的概念 |
| 2.4.3 无旋转原点位置的表示方法 |
| 2.4.4 无旋转原点性质的小结 |
| 2.5 地心天球参考系和国际地球参考系的转换 |
| 2.5.1 极移矩阵 |
| 2.5.2 地球自转矩阵 |
| 2.5.3 岁差-章动矩阵 |
| 2.6 总结和建议 |
| 第三章 IAU 2006/2000岁差-章动模型的精度评估及其改进 |
| 3.1 IAU岁差-章动理论 |
| 3.1.1 IAU 2000岁差-章动理论 |
| 3.1.2 IAU 2006岁差理论 |
| 3.2 IAU 2006/2000岁差-章动模型中的理论改进 |
| 3.3 IAU 2006/2000岁差-章动模型与VLBI观测的比较 |
| 3.3.1 二次函数 |
| 3.3.2 线性函数与章动主项 |
| 3.4 光学资料对改进岁差模型的贡献 |
| 3.4.1 章动偏差资料的处理 |
| 3.4.2 拟合分析 |
| 3.5 GPS和LLR观测对改进岁差-章动模型的贡献 |
| 3.6 总结 |
| 第四章 银河系光行差效应对国际天球参考系(ICRS)和地球自转参数的系统影响 |
| 4.1 引言：长期光行差与银河系光行差 |
| 4.2 银河系光行差的基本表达式 |
| 4.3 银河系光行差视自行引起的ICRS的整体旋转 |
| 4.3.1 简化情况 |
| 4.3.2 利用视自行拟合估计ICRS的整体旋转 |
| 4.3.3 银河系光行差效应引起的ICRS整体旋转的几何特征 |
| 4.4 银河系光行差对地球自转参数的影响 |
| 4.4.1 理论推导 |
| 4.4.2 ICRF1和ICRF2模拟计算及其比较 |
| 4.5 讨论和总结 |
| 第五章 银道坐标系的转换以及重新建立 |
| 5.1 现行的银道坐标系：IAU 1958定义 |
| 5.2 J2000.0银道坐标系 |
| 5.3 基本参考系转换带来的误解 |
| 5.3.1 从FK4到FK5 |
| 5.3.2 从FK5到ICRS |
| 5.4 重新定义银道坐标系的转换方法 |
| 5.5 利用巡天资料拟合银道面的位置 |
| 5.5.1 近红外2MASS巡天和射电波段SPECFIND v2.0星表 |
| 5.5.2 ICRS中最佳银道面和银心的位置 |
| 5.5.3 对2MASS星表拟合 |
| 5.5.4 对SPECFIND v2.0星表拟合 |
| 5.5.5 银心在ICRS中的位置 |
| 5.6 利用观测资料重新定义银道坐标系 |
| 5.6.1 利用最佳银道面的位置 |
| 5.6.2 利用银心的位置 |
| 5.7 讨论和总结 |
| 第六章 UCAC3和PPMX星表位置和自行系统的比较 |
| 6.1 依巴谷参考架的扩充 |
| 6.2 UCAC3和PPMX星表 |
| 6.2.1 UCAC3星表 |
| 6.2.2 PPMX星表 |
| 6.2.3 交叉认证 |
| 6.3 位置系统差 |
| 6.4 自行系统差 |
| 6.5 星表位置和自行的整体偏差 |
| 6.6 总结和讨论 |
| 第七章 天体测量资料在银河系运动学中的应用——银河系外盘的自转曲线 |
| 7.1 银河系的自转曲线 |
| 7.2 碳星样本的选取 |
| 7.2.1 样本来源 |
| 7.2.2 碳星列表与UCAC3的交叉认证 |
| 7.3 利用自行和视向速度计算旋转曲线 |
| 7.3.1 利用视向速度 |
| 7.3.2 利用视向速度和自行 |
| 7.4 讨论 |
| 7.5 总结 |
| 第八章 总结和展望 |
| 8.1 博士论文小结 |
| 8.2 未来的Gaia卫星和VLBI2010计划 |
| 8.2.1 第二代天体测量卫星Gaia |
| 8.2.2 VLBI2010计划 |
| 8.3 未来的天文参考系 |
| 8.4 后续工作展望 |
| 附录A 银河系光行差自行的平均值 |
| A.1 绕坐标轴旋转的自行分量的平均值 |
| A.2 利用射电源星表ICRF1和ICRF2 计算平均自行 |
| A.3 ICRS旋转矩阵的构造 |
| 附录B FK4和FK5系统的转换 |
| B.1 转换过程 |
| B.2 六维转换矩阵M的构造 |
| B.3 任意历元的转换矩阵 |
| 参考文献 |
| 简历与科研成果 |
| 致谢 |
（2）凌食系外行星系统TTV现象的研究（论文提纲范文）
| 摘要 |
| abstract |
| 第一章 引言 |
| 1.1 系外行星探测方法简介 |
| 1.1.1 直接成像法 |
| 1.1.2 天体测量法 |
| 1.1.3 视向速度法 |
| 1.1.4 凌食事件观测法 |
| 1.1.5 微引力透镜效应法 |
| 1.1.6 脉冲星计时法 |
| 1.2 凌食系外行星系统的观测研究现状 |
| 1.2.1 凌食系外行星系统研究的意义 |
| 1.2.2 凌食系外行星系统的搜寻 |
| 1.2.3 凌食系外行星系统的刻画 |
| 第二章 凌食时间对严格周期性的偏离现象 |
| 2.1 行星的引力摄动导致的TTV信号 |
| 2.1.1 情形一 |
| 2.1.2 情形二 |
| 2.1.3 情形三 |
| 2.1.4 情形四 |
| 2.1.5 情形五 |
| 第三章 磁活动主星的凌食光变曲线分析工具STMT |
| 3.1 磁活动星的凌食光变曲线模型KSint |
| 3.1.1 黑子边界的线积分 |
| 3.1.2 行星盘面边界的线积分 |
| 3.1.3 行星遮挡黑子区域的积分流量 |
| 3.1.4 STMT中调整的KSint模型和Occultquad模型 |
| 3.2 STMT模型参数及其误差估计方法 |
| 3.2.1 找全局最优解算法GEMCMC |
| 3.2.2 参数估计算法DREAM |
| 第四章 凌食系统HAT-P-20的TTV研究 |
| 4.1 引言 |
| 4.2 观测与数据处理 |
| 4.2.1 基于YO-1m和YO-2.4m望远镜的观测 |
| 4.2.2 基于HKNEAC-0.5m望远镜的观测 |
| 4.2.3 基于OCIO-0.3m望远镜的观测 |
| 4.2.4 数据处理与系统误差改正 |
| 4.3 HAT-P-20的磁场活动特征 |
| 4.4 HAT-P-20的光变曲线分析 |
| 4.4.1 光变曲线的初步分析 |
| 4.4.2 HAT-P-20b的凌食中心中心时刻 |
| 4.4.3 HAT-P-20的系统参数 |
| 4.5 讨论 |
| 4.6 总结 |
| 第五章 凌食系统Kepler-411的TTV研究 |
| 5.1 引言 |
| 5.2 凌食系外行星系统Kepler-411的简介 |
| 5.3 数据分析 |
| 5.3.1 数据准备与凌食信号搜寻 |
| 5.3.2 凌食光变曲线分析 |
| 5.4 Kepler-411的TTV和动力学稳定性的分析 |
| 5.4.1 Kepler-411的TTV分析 |
| 5.4.2 Kepler-411系统的稳定性分析 |
| 5.5 讨论 |
| 5.5.1 Kepler-411伴星可能带来的影响 |
| 5.5.2 凌食行星成分的限制 |
| 5.6 总结 |
| 第六章 总结与展望 |
| 6.1 工作总结 |
| 6.2 未来展望 |
| 参考文献 |
| 附录A 英汉词汇对照表 |
| 致谢 |
| 作者简介 |
（3）基于天文定向技术的望远镜指向修正研究（论文提纲范文）
| 摘要 |
| abstract |
| 第1章 绪论 |
| 1.1 研究背景及意义 |
| 1.2 望远镜主要性能指标 |
| 1.2.1 聚光能力 |
| 1.2.2 分辨率 |
| 1.2.3 极限探测能力 |
| 1.3 望远镜指向误差分析 |
| 1.3.1 轴系误差 |
| 1.3.2 编码器误差 |
| 1.3.3 光心标定误差 |
| 1.3.4 蒙气差 |
| 1.3.5 重力形变 |
| 1.3.6 热力形变 |
| 1.3.7 望远镜风载 |
| 1.3.8 轴承和齿轮引起的误差 |
| 1.4 国内外研究现状 |
| 1.4.1 天文定位定向国内外研究现状 |
| 1.4.2 望远镜指向修正国内外研究现状 |
| 1.5 关键技术及研究目标 |
| 1.6 本文结构安排 |
| 第2章 天文定向基础 |
| 2.1 引言 |
| 2.2 时间系统 |
| 2.2.1 世界时 |
| 2.2.2 原子时 |
| 2.2.3 协调世界时 |
| 2.2.4 力学时 |
| 2.3 时间系统的转换 |
| 2.3.1 北京时至世界时的转换 |
| 2.3.2 世界时至协调世界时的转换 |
| 2.3.3 协调世界时至地球时的转换 |
| 2.3.4 地球时至太阳系质心力学时的转换 |
| 2.4 坐标系系统 |
| 2.4.1 地平坐标系 |
| 2.4.2 国际天球参考系 |
| 2.4.3 WGS84参考系 |
| 2.4.4 像素坐标系 |
| 2.4.5 图像坐标系 |
| 2.5 坐标系系统的转换 |
| 2.5.1 地平坐标系至图像坐标系的转换 |
| 2.5.2 图像坐标系至像素坐标的转换 |
| 2.6 星表预处理及快速查询 |
| 2.6.1 星表选取 |
| 2.6.2 星表预处理 |
| 2.6.3 子天区中心计算 |
| 2.6.4 搜索范围计算 |
| 2.6.5 星表查询速度测试 |
| 2.7 恒星位置计算 |
| 2.7.1 蒙气差 |
| 2.7.2 岁差 |
| 2.7.3 章动 |
| 2.7.4 光行差 |
| 2.7.5 光偏转 |
| 2.7.6 地球定向参数 |
| 2.7.7 恒星位置计算方法 |
| 2.8 图像预处理 |
| 2.8.1 平暗场校正 |
| 2.8.2 背景阈值计算 |
| 2.9 星点中心计算 |
| 2.9.1 灰度质心法 |
| 2.9.2 高斯曲面拟合法 |
| 2.9.3 星点中心计算仿真实验 |
| 2.10 恒星光度测量 |
| 2.10.1 恒星的星像轮廓模型 |
| 2.10.2 孔径测光 |
| 2.11 本章小结 |
| 第3章 基于星组规格化和Zernike矩的星图识别算法 |
| 3.1 引言 |
| 3.2 栅格算法及其改进 |
| 3.3 环径向特征算法及其改进 |
| 3.4 传统星图识别算法的局限性 |
| 3.5 光度测量结果对识别的影响 |
| 3.6 基于星组规格化和Zernike矩的星图识别算法 |
| 3.6.1 仿射变换关系证明 |
| 3.6.2 星组规格化 |
| 3.6.3 星组的Zernike矩 |
| 3.6.4 星组选取 |
| 3.6.5 星组的识别 |
| 3.7 星图识别实验及结果分析 |
| 3.8 本章小结 |
| 第4章 基于模拟退火算法的光学系统畸变修正 |
| 4.1 引言 |
| 4.2 光学系统畸变 |
| 4.3 畸变模型 |
| 4.3.1 多项式拟合模型 |
| 4.3.2 物理模型 |
| 4.3.3 两种畸变模型的比较 |
| 4.4 传统畸变修正方法的局限性 |
| 4.5 基于模拟退火算法的望远镜畸变修正算法 |
| 4.6 畸变修正实验及结果分析 |
| 4.6.1 600mm望远镜畸变修正 |
| 4.6.2 1.3m望远镜畸变修正 |
| 4.7 本章小结 |
| 第5章 基于脱靶量标定法的望远镜实时指向修正 |
| 5.1 引言 |
| 5.2 望远镜指向标定方法 |
| 5.2.1 时角标定法 |
| 5.2.2 星体弧长法 |
| 5.2.3 脱靶量标定法 |
| 5.3 指向修正误差来源 |
| 5.4 基于脱靶量标定法的望远镜实时指向修正算法 |
| 5.4.1 算法流程 |
| 5.4.2 实时性优化策略 |
| 5.5 指向修正实验及结果分析 |
| 5.5.1 600mm望远镜指向修正 |
| 5.5.2 1.3m望远镜指向修正 |
| 5.6 本章小结 |
| 第6章 总结及展望 |
| 6.1 本文主要研究内容总结 |
| 6.2 本论文创新点 |
| 6.3 下一步研究方向 |
| 参考文献 |
| 致谢 |
| 作者简历及攻读学位期间发表的学术论文与研究成果 |
（4）2000年以来国际天文学联合会（IAU）关于基本天文学的决议及其应用（论文提纲范文）
| 1 引言 |
| 2 IAU 2000,IAU 2006关于时空参考系和地球自转的决议 |
| 2.1 IAU 2000决议 |
| 2.1.1 B1.1-B1.2:建立和维持天球参考架 |
| 2.1.2 B1.3-B1.5,B1.9:质心天球参考系、地心天球参考系、后牛顿引力势以及相对论时间尺度 |
| 2.1.3 B1.6:IAU 2000岁差-章动模型 |
| 2.1.4 B1.7-1.8:天球中间极(CIP)和天球历书零点(CEO)的定义 |
| 2.1.5 B2:关于协调世界时 |
| 2.2 IAU 2006决议 |
| 2.2.1 B1:P03岁差理论和黄道的定义 |
| 2.2.2 B2:参考系的极和零点以及BCRS和GCRS的空间指向 |
| 2.2.3 33:质心力学时(TDB)的重新定义 |
| 2.3 IAU 2006基本天文学名词 |
| 2.4 IAU 2009天文常数系统 |
| 3 时间尺度 |
| 3.1 以SI秒长为基础的时间尺度 |
| 3.2 以地球自转为基础的时间尺度 |
| 3.3 坐标时的转换 |
| 3.4 世界时、恒星时和地球自转角的转换 |
| 4 基本参考系 |
| 4.1 ICRS的光学波段和动力学实现 |
| 4.2 FK5参考系和ICRS的联系 |
| 5 IAU岁差-章动理论 |
| 5.1 IAU 2000岁差-章动理论 |
| 5.2 IAU 2006岁差理论 |
| 5.3 IAU 2006/2000岁差一章动模型与VLBI观测的比较 |
| 6 无旋转原点 |
| 6.1 春分点的缺陷 |
| 6.2 无旋转原点的概念 |
| 6.3 无旋转原点位置的表示方法 |
| 6.4 无旋转原点性质的小结 |
| 7 地心天球参考系和国际地球参考系的转换 |
| 7.1 极移矩阵 |
| 7.2 地球自转矩阵 |
| 7.3 岁差-章动矩阵 |
| 7.3.1 CIO转换 |
| 7.3.2 春分点转换 |
| 8 总结和建议 |
| 致谢 |
（5）恒星级黑洞的观测证认研究进展（论文提纲范文）
| 1 引言 |
| 2 证认恒星级黑洞的判据 |
| 3 恒星级黑洞的质量测量 |
| 3.1 通过吸积盘的偏振测量吸积盘倾角 |
| 3.2 通过直接测量双星中黑洞的运动测量黑洞的质量 |
| 4 恒星级黑洞的自转参数测量 |
| 4.1 拟合吸积盘的连续谱测量黑洞的自转 |
| 4.2 其他测量恒星级黑洞自转的方法 |
| 5 恒星级黑洞的最新研究进展及讨论 |
（6）密近双星黑子活动的多普勒成像研究（论文提纲范文）
| 摘要 |
| Abstract |
| 第一章 引言 |
| 1.1 恒星光球黑子活动简介 |
| 1.2 黑子活动的研究意义和现状 |
| 1.2.1 研究意义 |
| 1.2.2 观测技术 |
| 1.2.3 研究现状 |
| 1.3 本论文的研究目标 |
| 1.3.1 密近双星黑子活动 |
| 1.3.2 我们的观测目标 |
| 第二章 多普勒成像技术 |
| 2.1 历史与现状 |
| 2.2 基本原理 |
| 2.3 对观测目标的要求 |
| 2.4 对观测数据的要求 |
| 2.5 最小二乘退卷积运算 |
| 第三章 观测与数据处理 |
| 3.1 高色散分光观测 |
| 3.1.1 密近双星II Peg的观测 |
| 3.1.2 密近双星SZ Psc的观测 |
| 3.1.3 密近双星ER Vul的观测 |
| 3.1.4 模板星的观测 |
| 3.2 光谱数据处理 |
| 3.2.1 CCD图像预处理 |
| 3.2.2 光谱抽取与处理 |
| 3.3 LSD计算 |
| 3.3.1 目标星的处理 |
| 3.3.2 模板星的处理 |
| 第四章 密近双星II Peg |
| 4.1 密近双星II Peg简介 |
| 4.2 多普勒成像 |
| 4.2.1 系统参数 |
| 4.2.2 多普勒成像结果 |
| 4.3 TiO分子吸收带 |
| 4.4 分析与讨论 |
| 4.4.1 2004年2月图像的可靠性测试 |
| 4.4.2 黑子分布与演化 |
| 4.4.3 轨道周期变化 |
| 4.5 本章小结 |
| 第五章 密近双星SZ Psc |
| 5.1 密近双星SZ Psc简介 |
| 5.2 去除第三天体的影响 |
| 5.3 多普勒成像 |
| 5.3.1 系统参数 |
| 5.3.2 多普勒成像结果 |
| 5.4 分析与讨论 |
| 5.5 本章小结 |
| 第六章 密近双星ER Vul |
| 6.1 密近双星ER Vul简介 |
| 6.2 多普勒成像 |
| 6.2.1 系统参数 |
| 6.2.2 多普勒成像结果 |
| 6.3 分析与讨论 |
| 6.3.1 位相覆盖不完整对成像结果的影响 |
| 6.3.2 黑子纬度与经度分布 |
| 6.3.3 密近双星黑子活动统计 |
| 6.4 本章小结 |
| 第七章 总结与展望 |
| 7.1 工作总结 |
| 7.2 未来工作展望 |
| 参考文献 |
| 发表文章目录 |
| 致谢 |
（7）数字天顶望远镜中的星图识别与匹配方法（论文提纲范文）
| 摘要 |
| abstract |
| 第1章 绪论 |
| 1.1 研究背景与意义 |
| 1.2 研究发展与现状 |
| 1.2.1 世界时观测设备的发展现状与趋势 |
| 1.2.2 星图识别的发展现状与趋势 |
| 1.3 论文安排 |
| 第2章 天顶筒测量世界时基本原理 |
| 2.1 基本概念介绍 |
| 2.1.1 天球与坐标系 |
| 2.1.2 时间系统 |
| 2.1.3 恒星位置计算 |
| 2.1.4 数字图像 |
| 2.2 数字天顶筒与世界时 |
| 2.2.1 数字天顶筒工作原理 |
| 2.2.2 天顶筒测世界时 |
| 2.2.3 天顶筒观测网络 |
| 2.3 星图识别 |
| 2.4 小结 |
| 第3章 星图识别方法 |
| 3.1 引言 |
| 3.2 图像处理 |
| 3.2.1 图像读取 |
| 3.2.2 图像去噪 |
| 3.2.3 星象提取 |
| 3.2.4 质心位置计算 |
| 3.3 参考星位置计算 |
| 3.3.1 恒星星表、行星/月球历表简介 |
| 3.3.2 星表特征数据库选取 |
| 3.3.3 恒星站心坐标系位置计算 |
| 3.3.4 投影理想坐标 |
| 3.4 匹配识别 |
| 3.4.1 概述 |
| 3.4.2 参考星选取 |
| 3.4.3 星象匹配 |
| 3.4.4 计算初始转换底片模型 |
| 3.5 小结 |
| 第4章 结果分析与评估 |
| 4.1 引言 |
| 4.2 星象匹配结果验证 |
| 4.3 星象匹配结果分析 |
| 4.3.1 星象匹配率统计 |
| 4.3.2 天顶点位置计算 |
| 4.3.3 星图识别精度分析 |
| 4.4 小结 |
| 第5章 总结与展望 |
| 5.1 总结 |
| 5.2 未来工作展望 |
| 参考文献 |
| 致谢 |
| 作者简历及攻读学位期间发表的学术论文与研究成果 |
（8）基于非对称空间外差干涉仪的多普勒测速技术研究（论文提纲范文）
| 摘要 |
| abstract |
| 第1章 绪论 |
| 1.1 深空探测与深空导航技术 |
| 1.2 深空探测器自主天文导航技术 |
| 1.2.1 基于角度测量的自主天文导航 |
| 1.2.2 基于距离测量的自主天文导航 |
| 1.2.3 基于速度测量的自主天文导航 |
| 1.3 径向速度测量技术 |
| 1.3.1 被动式径向速度测量技术 |
| 1.3.2 多普勒非对称空间外差光谱技术 |
| 1.4 本论文主要研究内容及结构安排 |
| 第2章 多普勒非对称空间外差光谱技术 |
| 2.1 光的多普勒效应 |
| 2.2 DASH干涉仪的基本结构 |
| 2.3 DASH干涉仪的性能分析 |
| 2.3.1 采样光程差 |
| 2.3.2 光谱分辨率 |
| 2.3.3 光谱测量范围 |
| 2.3.4 视场 |
| 2.3.5 视场扩展 |
| 2.4 DASH干涉仪的数据处理 |
| 2.4.1 探测目标谱线 |
| 2.4.2 干涉条纹的相位反演 |
| 2.5 本章小结 |
| 第3章 基于发射线的径向速度测量 |
| 3.1 最优光程差 |
| 3.2 相位反演算法误差 |
| 3.2.1 误差来源 |
| 3.2.2 误差优化 |
| 3.3 径向速度反演仿真 |
| 3.3.1 频谱可分辨 |
| 3.3.2 频谱不可分辨 |
| 3.4 相位的漂移 |
| 3.4.1 探测器噪声 |
| 3.4.2 温度变化 |
| 3.5 基于激光光源的径向速度测量实验 |
| 3.5.1 实验系统设计 |
| 3.5.2 实验系统搭建 |
| 3.5.3 实验测试 |
| 3.6 本章小结 |
| 第4章 基于吸收线的径向速度测量 |
| 4.1 径向速度反演 |
| 4.1.1 单吸收线情况 |
| 4.1.2 一般形式 |
| 4.2 最优光程差 |
| 4.3 数值仿真实验 |
| 4.3.1 径向速度的反演 |
| 4.3.2 干涉条纹对比度 |
| 4.4 基于太阳吸收线的径向速度测量实验 |
| 4.4.1 实验系统设计 |
| 4.4.2 实验系统搭建 |
| 4.4.3 实验测试 |
| 4.5 本章小结 |
| 第5章 总结与展望 |
| 5.1 论文主要内容及结论 |
| 5.2 论文主要创新点 |
| 5.3 现阶段存在问题及工作展望 |
| 参考文献 |
| 致谢 |
| 作者简历及攻读学位期间发表的学术论文与研究成果 |
（9）巡天时域光变序列分析与太阳系外热木星统计（论文提纲范文）
| 摘要 |
| Abstract |
| 前言 |
| 1 绪论 |
| 1.1 引言 |
| 1.1.1 地球与人类,无独有偶? |
| 1.1.2 系外行星的定义 |
| 1.1.3 系外行星扼要史 |
| 1.2 探测方法 |
| 1.2.1 视向速度 |
| 1.2.2 凌星法 |
| 1.2.3 天体测量 |
| 1.2.4 直接成像 |
| 1.2.5 其他方法 |
| 1.3 行星形成理论 |
| 1.3.1 基于太阳系的经典形成理论 |
| 1.3.2 经典理论新挑战:系外行星 |
| 1.4 本文立意 |
| 2 基于南极的天文数据观测与处理 |
| 2.1 南极天文背景 |
| 2.2 CSTAR以及其测光数据中的鬼像处理 |
| 2.2.1 CSTAR望远镜光学设计和预数据处理 |
| 2.2.2 鬼像简介以及修正CSTAR数据中的鬼像 |
| 2.3 AST3-2项目中系外行星的巡天策略 |
| 3 利用掩食搜索双星中的星周盘 |
| 3.1 研究背景 |
| 3.1.1 星周盘简介 |
| 3.1.2 双星中星周盘研究背景 |
| 3.2 利用双星掩食光变曲线搜索星周盘 |
| 3.2.1 搜索掩食盘的方法 |
| 3.2.2 掩食窗口内星等分布 |
| 3.2.3 LMC中掩食盘候选体的性质 |
| 3.3 掩食盘概率估算 |
| 4 热木星统计性质 |
| 4.1 系外行星统计列表 |
| 4.2 HJs出现概率 |
| 4.3 HJs形成 |
| 4.3.1 轨道迁移 |
| 4.4 引力潮汐作用 |
| 4.5 Rossiter-McLaughlin效应 |
| 4.6 热木星的自转轨道倾角 |
| 4.6.1 统计数据筛选 |
| 4.6.2 行星公转—恒星自转潮汐演化 |
| 4.6.3 中等质量恒星 |
| 4.6.4 类太阳恒星 |
| 4.6.5 总结与讨论 |
| 5 总结与展望 |
| 5.1 更丰富的行星样本 |
| 5.2 全局的行星系统演化 |
| 5.3 具现代化的范式转换 |
| 5.4 细致刻画单个系统 |
| 致谢 |
| 参考文献 |
| A 文内常用约定 |
| A.1 物理符号含义 |
| A.2 首字母缩写 |
| B 二体运动 |
| C 赫罗图 |
| 简历与科研成果 |
（10）X射线双星演化中的动力学过程（论文提纲范文）
| 摘要 |
| Abstract |
| 1 双星的相互作用与演化 |
| 1.1 双星系统简介 |
| 1.1.1 主序星双星 |
| 1.1.2 X射线双星的发现 |
| 1.1.3 致密星的吸积 |
| 1.1.4 激变变星 |
| 1.1.5 X射线双星 |
| 1.2 双星的相互作用与演化 |
| 1.2.1 单星的演化 |
| 1.2.2 双星的物质交流 |
| 1.2.3 公共包层演化 |
| 1.2.4 双星轨道角动量损失的其他机制 |
| 1.2.5 双星的演化与X射线双星的形成 |
| 2 双星中的动力学过程 |
| 2.1 超新星爆发 |
| 2.1.1 超新星的分类与爆发成因 |
| 2.1.2 超新星爆发对双星的影响 |
| 2.1.3 对脉冲星Kick速度的观测限制 |
| 2.2 球状星团中的动力学过程 |
| 2.2.1 碰撞截面 |
| 2.2.2 单星的碰撞 |
| 2.2.3 双星的碰撞 |
| 2.2.4 双星系统在球状星团中的动力学演化 |
| 3 Be/X射线双星中的中子星自转周期与轨道周期分布 |
| 3.1 Be/X射线双星 |
| 3.1.1 Be星星风盘 |
| 3.1.2 Be/X射线双星与超新星爆发 |
| 3.1.3 Be/X射线双星的X射线观测 |
| 3.2 中子星自转周期与轨道周期分布 |
| 3.2.1 中子星的自转演化与平衡周期 |
| 3.2.2 Be/X射线双星中中子星自转周期与轨道周期的双峰分布 |
| 3.2.3 存在的问题与不足 |
| 3.3 吸积方式对中子星自转周期的影响 |
| 3.3.1 高质量X射线双星中中子星的吸积模式 |
| 3.3.2 吸积模式对Be/X射线双星中中子星自旋的影响 |
| 3.3.3 超新星爆发与Be/X射线双星的轨道参数 |
| 3.4 结论 |
| 4 球状星团中的低光度X射线源的丰度 |
| 4.1 球状星团中的X射线源 |
| 4.1.1 球状星团中的X射线源简介 |
| 4.1.2 球状星团中X射线源的动力学形成 |
| 4.1.3 动力学碰撞因子与低光度X射线源 |
| 4.1.4 球状星团中X射线源存在的问题 |
| 4.2 球状星团的X射线观测 |
| 4.2.1 X射线数据处理 |
| 4.2.2 K波段数据处理 |
| 4.3 星团X射线光度的相关性分析 |
| 4.3.1 与星团质量的关系 |
| 4.3.2 与动力学碰撞因子的关系 |
| 4.3.3 与其他球状星团参数的关系 |
| 4.4 讨论 |
| 4.4.1 球状星团中密近双星的形成途径 |
| 4.4.2 动力学形成通道与原初双星演化通道 |
| 4.4.3 主序双星的演化与动力学瓦解 |
| 4.5 结论 |
| 4.6 附表 |
| 5 球状星团中的低光度X射线源的动力学形成 |
| 5.1 球状星团中恒星的碰撞因子 |
| 5.2 双星的碰撞与低光度X射线源的形成 |
| 5.3 动力学形成通道与原初双星演化通道 |
| 5.4 验证Hills-Heggie定理 |
| 5.5 结论 |
| 5.6 附表 |
| 6 总结和展望 |
| 参考文献 |
| 致谢 |
| 攻读博士学位期间完成的学术成果 |
四、恒星自转测量的标准系统(Ⅰ)（论文参考文献）
- [1]新天文参考系若干问题的研究[D]. 刘佳成. 南京大学, 2012(05)
- [2]凌食系外行星系统TTV现象的研究[D]. 孙磊磊. 中国科学院大学(中国科学院云南天文台), 2019(03)
- [3]基于天文定向技术的望远镜指向修正研究[D]. 梁晓波. 中国科学院大学(中国科学院光电技术研究所), 2020(02)
- [4]2000年以来国际天文学联合会（IAU）关于基本天文学的决议及其应用[J]. 刘佳成,朱紫. 天文学进展, 2012(04)
- [5]恒星级黑洞的观测证认研究进展[J]. 张双南. 天文学进展, 2012(01)
- [6]密近双星黑子活动的多普勒成像研究[D]. 项越. 中国科学院研究生院(云南天文台), 2015(02)
- [7]数字天顶望远镜中的星图识别与匹配方法[D]. 李琳. 中国科学院大学(中国科学院国家授时中心), 2019(01)
- [8]基于非对称空间外差干涉仪的多普勒测速技术研究[D]. 况银丽. 中国科学院大学(中国科学院光电技术研究所), 2020(08)
- [9]巡天时域光变序列分析与太阳系外热木星统计[D]. 孟泽洋. 南京大学, 2017(03)
- [10]X射线双星演化中的动力学过程[D]. 成忠群. 南京大学, 2016(08)