一、三维旋涡星系厚度的测定（论文文献综述）
商朝晖,鲍梦贤,张文元,彭秋和[1]（1992）在《三维旋涡星系厚度的测定》文中研究表明本文作者用云南天文台一米望远镜对一些旋涡星系进行CCD照相观测.通过对图像的预处理及测量和对星系旋臂形态参数的拟合,根据理论推求的方法,得到了七个星系（NGC2608,NGC 2713,NGC 2776,NGC3631,NGC 5669,NGC 5985,NGC 7156）的厚度参数及其误差.这种测量厚度的方法是迄今为止对绝大多数旋涡星系唯一普遍适用的方法.
计朝晖,商朝晖,彭秋和[2]（1995）在《旋涡星系厚度的测定》文中指出以对数螺旋密度扰动下的有限厚盘的Poisson方程严格解为基础,直接利用旋涡星系观测图样,拟合其旋臂的形态参数,并根据理论推求的办法,得出了NGC4814等32个旋涡星系厚度及其误差。
彭秋和,罗新炼,彭芳,龙旻[3]（2001）在《星系盘厚度效应的研究》文中研究指明在三维引力Ｐｏｉｓｓｏｎ方程严格解基础上，探讨了有限厚星系盘基盘的动力学性质，并进一步讨论了盘的厚度效应对银河系所需晕质量的影响。研究了扰动盘的动力学性质，通过将扰动引力势Ｐｏｉｓｓｏｎ方程的严格解与林家翘、徐遐生提出的自维持密度波理论相结合，建立了三维旋涡星系有限厚盘上密度波的色散关系。在此色散关系的基础上讨论了盘的局域稳定性，研究了旋涡星系旋臂的形态、三维盘状星系密度波的群速度。研究表明厚度是星系盘研究中不容忽略的重要参量。另外在有限厚盘星系密度波色散关系的基础上还探讨了一种确定星系厚度的新方法。
罗新炼,龙旻,彭秋和,邹志刚[4]（2000）在《三维旋涡星系的动力学研究》文中研究表明在三维对数螺线型密度扰动的引力Poisson方程严格解基础上 ,导出了对称平面（z=0 ）上三维混合盘密度波的色散关系 ,并以此讨论了对于不同类型扰动盘的局域稳定性 ,同时还计算了盘面上密度波的群速度 .数值计算表明 :对数螺线型密度扰动 ,能比较好地满足扰动密度与扰动势反相位的关系 ;厚度和旋臂数目的增加有利于盘的稳定 ,而气体成分将导致盘不稳定 ;考虑厚度效应 ,银河系密度波传播的动力学时标与Toomre估计的数值相比将大大延长 ,至少需要 4.1 7× 1 0 9年 ,约占宇宙年龄的三分之一 ,从而可使以往密度波理论中得出的群速度太大的问题得到缓解 .
胡涛,彭秋和[5]（2014）在《面向类旋涡星系盘有效厚度的获取及图像处理方法》文中进行了进一步梳理面向类（face-on）旋涡星系盘的有效厚度或标高不能通过表面亮度测光的方式测量.为了获得面向类旋涡星系盘的厚度参数,将基于三维星系盘引力势Poisson方程在等角对数螺旋型物质密度扰动情形下的解,运用一种解析法对面向类旋涡星系盘的标高进行测算.为了去除星系核球的光污染而获得旋臂最内点位置（r0）的重要参数,使用了在星系观测图像中扣除双成份（盘+核球）测光模型的图像处理方法.通过对旋涡星系相关结构参数的拟合测量,各得到了一个普通旋涡星系（S）与棒旋星系（SB）的有效厚度与相关参数,并给出了它们的球盘比（rb/rd）和星系盘的标长与厚度之比（rd/H）.采用这种在观测图像中扣除双成份测光模型的方法,将更容易看清旋臂结构的最内端,因而这里获得的禁区半径r0的数值往往比从原星系图像上直接测量的数值要小,获得的星系盘有效厚度将更薄.
李港,罗志全,彭秋和[6]（2010）在《PGC54等三维旋涡星系盘等效厚度的测定》文中研究说明利用改进的Peng的方法,对Sloan Digital Sky Survey（SDSS）最新发布的旋涡星系的图像进行了处理和旋臂拟合,得到了73个旋涡星系的等效厚度和旋臂的切向角,这些物理量对以后星系性质的进一步研究非常重要.
童彝,吴时敏,彭秋和[7]（1983）在《三维旋涡星系的基态引力势》文中指出本文利用文献[1]所得扰动引力势的结果,通过积分变换,求得了基态引力势的积分表达式.文中采用Toomre的“星系旋转模型2”,求得了旋涡星系在z=0（盘对称面）上的基态引力势的严格解;若采用Toomre旋转模型“N”,可求得相应的基态引力势的近似解。并以银河系为例,算出了在r=10千秒差距处的引力势值,此值与观测值的结果很接近。
肖泉宝[8]（2007）在《旋涡星系光度函数与倾角的关系及尘埃消光的统计分析》文中指出基于Sloan数字巡天（SDSS）第二批释放的数据（DR2），我们在u，g，r，i，z五个宽波段分别构建了完备的旋涡星系样本。根据旋涡星系的视轴比b／a（旋涡星系倾角的一个表征量），我们把每个波段的样本分别细分为15个子样本，并计算了每个子样本中的旋涡星系的光度函数。通过比较发现：在每一个波段，旋涡星系光度函数的暗端斜率α与倾角之间都不存在明显的依赖关系，而特征星等M*随着倾角的变大系统地变暗。在消光最大的u波段，侧向（edge-on）的旋涡星系特征光度比正向（face-on）旋涡星系的特征光度暗1.5个星等，即使在消光最小的z波段，这种差异也有约0.54个星等。这些结果证实了旋涡星系是光学厚的系统，而且也说明了尘埃主要分布在盘上。为了定量研究光度函数与倾角的关系，我们假设了一个简单的线性消光模型：视轴比为b／a的旋涡星系相对于正向的旋涡星系特征星等之间的差△M*=-γlog（b／a）。拟合结果显示：对于u，g，r，i，z每个波段，该模型都能很好地用来描述光度函数的特征星等与倾角之间的关系。由于视轴比是倾角的一个表征量，只有在理想情况下（星系盘无限薄），它才能表示倾角的具体大小。考虑到这个原因，我们用数值模拟的方法重新计算了星系的倾角θ，并用cosθ替代视轴比来拟合了特征星等与倾角之间的关系。我们发现，在每一个波段，用cosθ作为模型参量拟合的结果比直接采用视轴比b／a作为模型参量拟合的结果更好。利用在5个波段消光模型中的最佳拟合参量γ（特征消光值），可以限定消光曲线模型：τλ∝（λ／5500（?））-n，我们拟合的结果为n=0.96±0.04。另外，用Kauffmann等人给出的DR2中星系在z波段的消光值Az，我们研究了旋涡星系消光大小与旋涡星系光度之间的相关性，我们发现旋涡星系的消光大小与它们的光度相关性很弱，而正向星系与侧向星系之间的消光差异与光度基本无关。在z波段，用Az计算了消光改正后的旋涡星系光度函数；并用本文工作中得到的消光曲线，我们将Az外推到其它四个波段并分别估算了每个波段旋涡星系消光改正后的光度函数。最后结果显示，从z波段到u波段，未经尘埃消光改正的旋涡星系光度函数的特征星等比消光改正后的光度函数的特征星等暗0.5到1.2个星等。由此可见，消光改正前后的旋涡星系光度函数之间存在明显差异，未经过消光改正的旋涡星系光度函数都是表观的，而非内禀。
罗智坚[9]（2004）在《盘状星系形成和演化的半解析研究》文中研究指明在目前标准的星系形成理论中,盘状星系被认为是由暗晕中的重子物质冷却并坍缩而成。在这一演化图像中,暗晕的质量吸积历史和结构属性,以及重子物质的角动量及其分布起着关键的作用,直接决定了盘状星系的结构。本文利用近来关于暗晕的质量吸积历史和结构属性演化的高分辨率 N 体模拟的结果,并采用 Bullock 等人利用高精度 N 体模拟所得到的ΛCDM宇宙中单个暗晕的单位质量角动量（Specialangularmomentum）分布,初步构建了一个类银河系的盘状星系形成与演化的具体模型,并在模型中加入了金属丰度的化学演化,得到了大量与目前盘状星系观测性质相符合的结论。与以往的研究不同的是,本文综合考虑了包括暗晕的演化、暗晕中重子物质的内落、恒星形成、超新星爆发、质量外流、星系喷泉以及盘状星系核球的形成等因素。结果表明:1)模型星系的自转速度曲线在星系的中央区域快速上升,而在外部区域基本保持为一常数。演化到目前时刻,在太阳位置附近,模型所得到的自转速度大致为210kms-1;2)模型预测的星系盘及核球的质量随时间的增加而增大,且到目前为止,盘的质量大致为5 6×1010 M ,核球的质量大致为1×1010 M ;3)模型星系中,气体的内落率 ⊙ ⊙以及恒星形成率随着时间的增长而逐渐降低,在模型星系的形成初期,恒星形成率10M yr?1,到目前时刻（T =11Gyr）,模型星系的总恒星形成率与气体内落 ⊙率大致相等,约为3M yr?1;4)模型星系中盘的形成是由里而外的（inside-out）, ⊙且恒星的面密度分布在任何时刻都是一个非常好的指数轮廓。在目前时刻,恒星指数盘的标度半径rd约为34kpc,恒星盘的截止半径约为5rd,而气体面密度分布轮廓则在约15kpc范围内基本上为一常数;5)无论是气体还是恒星,模型星系的盘上都存在着金属度的梯度以及金属度梯度的随时间演化,且模型能很好的解决G矮星问题。所有以上模型预测的主要结果与银河系的观测符合的很好。 尽管标准的星系形成理论能够成功地解释盘状星系的大量观测性质,然而,在此框架下建立的盘状星系形成和演化的各种解析、半解析模型及数值模拟中,出现了一系列与角动量有关的问题。其中包括角动量灾变（angular momentumcatastrophe）及角动量分布不匹配（mismatch of angular-momentum profile）等。它们对星系形成的标准图像提出了严峻的挑战。本文根据Bullock等人利用高精 III<WP=4>摘要度N体模拟得到的ΛCDM宇宙中暗晕的角动量分布的两种形式:球对称形式和柱对称形式,并考虑盘状星系核球的形成,而忽略恒星形成的影响,建立了一个盘状星系形成的简单模型。并以此为基础研究了在暗晕中形成的盘状星系的面密度分布、自转速度曲线及角动量分布。结果发现:无论是否计及盘的棒不稳定性的影响,所形成的星系盘的面密度分布在盘的外部区域都类似于指数分布,与观测相符;而在盘的中心区域,面密度分布明显偏离指数分布,与观测并不符合;模型星系的自转速度曲线则能较好地与观测符合。研究的结果还表明,暗晕柱对称形式的角动量分布要比球对称形式的角动量分布更容易导致盘棒不稳定性的出现,而形成较大质量的核球。此外,本文还将模型预测的结果与银河系的观测结果相比较,发现模型预测了更多的低角动量的重子物质,其质量与总重子物质质量的相比要明显比观测大得多。重现了标准星系形成理论中的角动量分布不匹配的问题。近年来,为解决星系形成理论中与角动量有关的各类问题,人们做大量的研究,引入并建立了各种新的机制和新的模型。本文将利用他人最近相关的研究成果,讨论解决此类问题的各种方法和途径,并利用盘状星系形成的预加热模型,提出自己的观点。星系物质化学组成的研究不仅对于理解有关星系形成和演化的各种物理过程具有重要意义,而且还可以对星系形成和演化的各种理论模型提供重要的约束。随着观测技术及理论工作水平的不断提高,利用星系的大量观测资料来系统地研究星系化学组成与星系宏观性质之间的关系成为可能。星系金属丰度与光度之间的强相关性以及晚型星系金属丰度与自转速度的关系即为其中最有意义的内容之一。本文还全面回顾了星系金属丰度与星系宏观观测性质之间关系的研究历史,重点评述了晚型星系金属丰度与自转速度关系的最新研究进展,并详细讨论了目前对此类关系的物理解释及其对星系形成和演化模型的影响。 IV
马骏,彭秋和,李卫东,裘予雷,胡景耀[10]（1998）在《NGC 864等10个旋涡星系盘的等值高度测定》文中认为使用北京天文台兴隆观测站６０ｃｍ望远镜对１０个旋涡星系进行ＣＣＤ照相观测，通过对图像的处理及利用彭秋和提出的方法，得到了这１０个星系盘的等值高度和用对数螺线拟合旋臂时对数螺线的切向角等一些重要参数
二、三维旋涡星系厚度的测定（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、三维旋涡星系厚度的测定（论文提纲范文）
（5）面向类旋涡星系盘有效厚度的获取及图像处理方法（论文提纲范文）
| 1 引言 |
| 2 面向类旋涡星系盘有效厚度的测算方法 |
| 3 图像处理方法 |
| 3.1 禁区半径r0的获取 |
| 3.2 面向类盘状星系表面亮度的拟合 |
| 3.2.1 基本模型 |
| 3.2.2 模型拟合 |
| 3.3 旋臂紧卷参数Λ的获取 |
| 3.4 实测步骤 |
| 4 测算结果 |
| 5 结论与讨论 |
（6）PGC54等三维旋涡星系盘等效厚度的测定（论文提纲范文）
| 1 引言 |
| 2 基本理论 |
| 3 η的分析 |
| 4 误差分析和讨论 |
| 5 结果与分析 |
（8）旋涡星系光度函数与倾角的关系及尘埃消光的统计分析（论文提纲范文）
| 致谢 |
| 摘要 |
| Abstract |
| 目录 |
| 第一章 引言 |
| 1.1 星系的形成理论 |
| 1.1.1 标准宇宙学模型 |
| 1.1.2 早期宇宙密度的初始扰动和结构的形成 |
| 1.1.3 星系的形成和演化过程 |
| 1.2 星系的基本特征量 |
| 1.2.1 测光观测 |
| 1.2.2 光谱观测 |
| 1.3 星系分类 |
| 1.4 星系的光度和光度函数 |
| 1.4.1 星系的光度 |
| 1.4.2 星系的光度函数 |
| 1.5 星系内部尘埃消光 |
| 1.6 研究目的和内容 |
| 第二章 数据 |
| 2.1 Sloan巡天介绍 |
| 2.1.1 SDSS的测光系统 |
| 2.1.2 SDSS的光谱系统 |
| 2.2 SDSS的数据介绍 |
| 2.2.1 测光和光谱参数介绍 |
| 2.2.2 增强的SDSS样本:VAG |
| 2.2.3 增强的SDSS样本:z波段的消光值 |
| 2.3 样本 |
| 2.3.1 旋涡星系的选择 |
| 2.3.2 构造完备样本 |
| 2.3.3 星系的绝对星等 |
| 2.4 旋涡星系倾角 |
| 2.5 小结 |
| 第三章 星系光度函数 |
| 3.1 光度函数定义 |
| 3.2 光度函数研究回顾 |
| 3.3 研究光度函数的方法 |
| 3.3.1 STY方法 |
| 3.3.2 SWML方法 |
| 3.3.3 归一化系数 |
| 3.4 DR2中的星系光度函数 |
| 3.5 小结 |
| 第四章 旋涡星系光度函数对倾角的依赖关系 |
| 4.1 不同倾角的旋涡星系的光度函数 |
| 4.2 光度函数依赖于倾角的简单线性模型 |
| 4.3 引入特征消光量γ的光度函数 |
| 4.4 消光曲线 |
| 4.4.1 消光曲线简介 |
| 4.4.2 本文的消光曲线结论 |
| 4.5 小结 |
| 第五章 消光改正后的光度函数 |
| 5.1 消光对光度的依赖关系 |
| 5.2 z波段的绝对尘埃消光 |
| 5.3 消光改正后的光度函数 |
| 5.3.1 正向星系的光度函数 |
| 5.3.2 星系的绝对消光改正后的光度函数 |
| 5.4 小结 |
| 第六章 总结和讨论 |
| 6.1 本文主要结果 |
| 6.2 待解决的问题和进一步工作展望 |
| 参考文献 |
| 发表文章目录 |
（9）盘状星系形成和演化的半解析研究（论文提纲范文）
| 致 谢 |
| 摘 要 |
| Abstract |
| 第一章 引言 |
| 1.1 星系的哈勃分类 |
| 1.2 星系的一般性质 |
| 1.2.1 大小、质量和光度 |
| 1.2.2 颜色和星族成分 |
| 1.2.3 星系的核球 |
| 1.2.4 射电和X射线辐射 |
| 1.2.5 星系的距离及外部环境 |
| 1.3 星系的分布性质 |
| 1.3.1 星系的光度分布 |
| 1.3.2 星系的大小分布 |
| 1.3.3 星系的空间分布 |
| 1.4 星系基本观测量之间的关系 |
| 1.4.1 Freeman盘及Kormendy关系 |
| 1.4.2 Tully-Fisher及Faber-Jackson关系 |
| 1.4.3 基准面(Fundamentalplane) |
| 1.4.4 形态类型与星系外部环境之间的关系 |
| 1.4.5 金属丰度与宏观性质之间的关系 |
| 1.5 星系形成与演化理论所要解决的问题及本文的目的 |
| 第二章 盘状星系形成与演化理论的基本框架 |
| 2.1 宇宙学背景 |
| 2.2 结构形成理论 |
| 2.2.1 线性扰动理论 |
| 2.2.2 非线性扰动理论 |
| 2.2.3 初始密度扰动 |
| 2.2.4 结构形成过程 |
| 2.3 暗晕的性质 |
| 2.3.1 暗晕的质量分布函数 |
| 2.3.2 暗晕的内部结构 |
| 2.3.3 暗晕的角动量分布 |
| 2.3.4 暗晕的质量吸积历史及结构演化 |
| 2.4 气体的性质 |
| 2.4.1 气体的流体静力学平衡 |
| 2.4.2 气体的冷却 |
| 2.5 盘状星系的形成 |
| 2.5.1 盘状星系的基本观测性质 |
| 2.5.2 盘状星系形成的基本图景 |
| 2.6 盘状星系的化学演化 |
| 第三章 一个类银河系的盘状星系形成与演化的半解析模型 |
| 3.1 模型的整体描述 |
| 3.2 基本模型的详细表述 |
| 3.2.1 暗晕 |
| 3.2.2 气体的内落 |
| 3.2.3 星系盘的形成 |
| 3.2.4 恒星形成及超新星爆发 |
| 3.2.5 星系风、质量外流、物质逃逸及星系喷泉 |
| 3.2.6 核球的形成 |
| 3.3 模型的结果以及与观测的比较 |
| 3.3.1 自转速度以及盘和核球质量的演化 |
| 3.3.2 气体内落率、恒星形成率以及气体外流率的演化 |
| 3.3.3 气体及恒星的面密度分布 |
| 3.3.4 盘的化学演化 |
| 3.4 模型参数的改变对结果的影响 |
| 3.5 考虑晕快速吸积的模型 |
| 3.6 结论及讨论 |
| 第四章 盘状星系形成与演化理论中的角动量问题 |
| 4.1 盘状星系形成与演化理论中的角动量问题 |
| 4.1.1 角动量灾变 |
| 4.1.2 角动量分布不匹配 |
| 4.1.3 其他角动量问题 |
| 4.2 盘状星系形成与演化理论中角动量问题的解决途径 |
| 4.2.1 角动量灾变问题的解决途径 |
| 4.2.2 角动量分布不匹配问题的解决途径 |
| 4.3 盘状星系形成的一个简单模型及其角动量问题的出现 |
| 4.3.1 盘状星系形成的简单模型 |
| 4.3.2 模型星系的面密度分布 |
| 4.3.3 模型星系的自转速度曲线 |
| 4.3.4 与观测所得的银河系角动量分布的比较 |
| 4.3.5 角动量问题的解决途径 |
| 4.4 星系形成的预加热模型对解决角动量问题的贡献 |
| 4.4.1 星系形成的预加热模型 |
| 4.4.2 预加热模型中星系盘的角动量分布 |
| 第五章 星系金属丰度与自转速度的关系 |
| 5.1 星系金属丰度与宏观性质的关系 |
| 5.1.1 星系金属丰度与宏观性质的测量 |
| 5.1.2 星系金属丰度与宏观性质的关系 |
| 5.2 星系金属丰度与自转速度(质量)关系的物理解释 |
| 5.2.1 物理解释 |
| 5.2.2 对物理解释的验证--有效产额的分析 |
| 5.3 对盘状星系形成与演化模型的约束 |
| 第六章 结论与展望 |
| 6.1 本文的主要结论 |
| 6.2 研究中亟待解决的问题及对今后工作的展望 |
| 参考文献 |
| Publication |
| 个人简历 |
四、三维旋涡星系厚度的测定（论文参考文献）
- [1]三维旋涡星系厚度的测定[J]. 商朝晖,鲍梦贤,张文元,彭秋和. 天文学报, 1992(04)
- [2]旋涡星系厚度的测定[J]. 计朝晖,商朝晖,彭秋和. 中国科学（A辑 数学 物理学 天文学 技术科学）, 1995(11)
- [3]星系盘厚度效应的研究[J]. 彭秋和,罗新炼,彭芳,龙旻. 天文学进展, 2001(03)
- [4]三维旋涡星系的动力学研究[J]. 罗新炼,龙旻,彭秋和,邹志刚. 天文学报, 2000(04)
- [5]面向类旋涡星系盘有效厚度的获取及图像处理方法[J]. 胡涛,彭秋和. 天文学报, 2014(06)
- [6]PGC54等三维旋涡星系盘等效厚度的测定[J]. 李港,罗志全,彭秋和. 天文学报, 2010(02)
- [7]三维旋涡星系的基态引力势[J]. 童彝,吴时敏,彭秋和. 中国科学（A辑 数学 物理学 天文学 技术科学）, 1983(06)
- [8]旋涡星系光度函数与倾角的关系及尘埃消光的统计分析[D]. 肖泉宝. 中国科学院研究生院（上海天文台）, 2007(03)
- [9]盘状星系形成和演化的半解析研究[D]. 罗智坚. 中国科学院研究生院（上海天文台）, 2004(01)
- [10]NGC 864等10个旋涡星系盘的等值高度测定[J]. 马骏,彭秋和,李卫东,裘予雷,胡景耀. 天体物理学报, 1998(01)