一、A submillimeter observation and study of star-forming regions（论文文献综述）
高玉龙[1]（2020）在《原初和主序星系在不同尺度下的恒星形成》文中指出恒星形成过程是星系成长和演化历程中的核心过程。本论文主要研究星系中的恒星形成相关的三个主要问题:一是其产物,如金属元素和恒星质量,是如何与恒星活动相关的;二是其原料,如分子气体的性质,是如何被星系活动影响,又是如何影响其恒星活动的;三是星系中心的活动星系核如何影响其附近的恒星形成。宇宙早期形成的高红移星系,金属丰度低,但是观测和研究高红移星系困难。低红移宇宙中的贫金属星系很多特性和高红移星系相似,可以认为是宇宙早期高红移星系的对应体,可以用来研究宇宙早期星系的恒星形成活动、恒星质量累积与金属元素增丰过程之间的关系。利用LAMOST光谱巡天数据和eBOSS光谱巡天数据,论文的第2章,我们开展了近邻宇宙和中等红移贫金属星系搜寻和研究。利用[OⅢ]λ4363谱线,我们构建了 48个z～0和35个z～0.8的贫金属星系样本,新发现了十多个极端贫金属星系。利用上述样本,我们研究了星系质量、金属丰度和恒星形成率关系,得到如下结论:1)近邻宇宙中的贫金属星系质量-金属丰度关系（MZR）,和前人研究工作中的结果一致;2)中等红移贫金属星系的MZR明显低于低红移贫金属星系和中等红移正常星系的MZR,表明贫金属星系的MZR随红移演化;3)质量相同时,中等红移贫金属星系的恒星形成率远大于近邻宇宙贫金属星系和中等红移正常星系,中等红移处贫金属星系的主序关系的斜率远大于正常星系的主序关系斜率,说明这些星系中的恒星形成活动非常剧烈,质量正在迅速的增长;4)如果考虑星系的恒星形成率（SFR）,质量-金属丰度-SFR关系（FMR）的弥散会减小,说明贫金属星系的MZR对SFR有一定的依赖。中等红移贫金属星系的金属丰度明显低于近邻宇宙星系的FMR,说明FMR随着红移有演化的趋势,这与高红移宇宙星际空间中的金属元素更低一致。星系内部金属丰度分布、质量面密度与星系整体特性和环境关系,是近年来星系研究的一个热点。论文第3章,利用MaNGA巡天项目观测得到的星系积分视场光谱数据,我们选取恒星形成星系样本,研究了星系局部的金属元素累积与星系物理参数之间的关系。研究发现星系局部金属丰度（Z）随着质量面密度（∑*）的增加而增加;但是在固定质量面密度时,星系局部的金属丰度也会随着星系整体质量（M*）的增加而增大。这个结果说明局部空间的金属丰度同时依赖于星系质量面密度和星系的整体质量,而且在小质量星系中更明显。利用1122个恒星形成星系约750000个spaxel光谱,我们构建了一个新的M*-∑*-Z关系,加入M*,可以将∑*-Z关系的弥散减小近30%,说明该关系比之前的M*-Z和∑*-Z关系更为普遍和基础。进一步研究发现,M*-∑*-Z关系不依赖于不同的金属丰度计算方法,对星族年龄（Dn 4000）有微弱的依赖。此外,以上关系对SFR的依赖,在不同的金属丰度计算方法时会表现出不同的趋势。在星系核心区域,恒星形成活动也受到气体的性质和活动星系核的活动的影响。在章节4中,我们还选取了一个近邻旋涡星系NGC 1365,并基于高分辨率的ALMA（亚）毫米阵列望远镜和VLT/MUSE的IFU设备的观测数据,来研究星系核区的恒星形成与分子气体供应及动力学的关系。我们发现在分辨率为180 pc时的主序关系和K-S关系都表现出很大的斜率,说明此区域正在经历剧烈的类星暴活动。我们发现K-S关系在低分子气体面密度时展现出折断的迹象,其有可能由分子气体的迅速消耗或者恒星形成区与分子云团位置的不同步导致的。在核区的分子盘上,发现了蕴含着大质量星团的区域,其中的恒星活动非常剧烈,可能由致密气体中分子云团的碰撞而激发。西南方向的尘埃带上的恒星形成效率远远低于东北方向的尘埃带,可以由外流对恒星形成的负反馈图景来解释,因为中心活动星系核和星暴活动的外流可以加热分子气体云团,甚至是致密的分子云团,使其无法冷却而形成恒星。最后,我们在分子气体和电离气体的速度残差图中发现明显的非圆周运动的成分,其投影速度达到100 km/s。这些运动特征或许说明活动星系核和星暴活动的外流可以驱除旋转盘表面上的低密度的分子气体和电离气体。
周陆文嘉[2]（2020）在《对河外星系中的尘埃和气体及其恒星形成过程的研究》文中研究指明得益于望远镜和观测仪器的最新技术的发展,对于星系演化的研究在过去的十年里发生了革命性的变化。Herschel空间望远镜、ALMA和NOEMA干涉仪可以观测到光学近红外望远镜所无法观测到的,可以示踪恒星形成活动的尘埃辐射。它们的高灵敏度使得它们可以进一步探测到更遥远的星系以及暗弱的近邻星系。而这些星系的形成和演化过程挑战了当前的理论和模型。积分视场单元技术（IFU）将空间信息与光谱中的物理特性结合起来,使得我们可以对星系的运动学进行深入研究。在本论文中,我们主要研究星系在大尺度（～kpc）上的恒星形成。利用来自Herschel,ALMA,NOEMA,和SAMIIFU巡天的数据,我们的研究工作对以下问题进行探究:（1）宇宙中的第一代星系是如何在金属含量极低的气体中形成恒星的?（2）早期宇宙中的大质量星系是如何迅速积累质量并最终停止形成恒星的?并且（3）它们所处的环境对这个过程所起的作用是什么?（4）恒星形成的反馈如何影响星系运动学?本论文的部分工作来自于GOODS-ALMA巡天项目,这是ALMA干涉仪在1.1mm最大的巡天项目。该项目有效地探测到宇宙早期的大质量星系,而这些星系的存在挑战了当前星系形成演化的模型。我利用多波段数据并应用了去混合（de-blending）、能谱拟合、光谱分析及干涉阵数据处理等技术研究了该项目中所发现的6个红移大于z=3的光学暗星系。我们提出的证据表明,这6个光学暗星系中的4个属于同一个红移为z～3.5的星系聚集区（overdensity）。其中,AGS24（M*=1011.32-0.19 +0.02 M☉）,是 GOODS-ALMA 天区中 z>3 处不含活动星系核的质量最大的星系,同时它也落在星系表面密度的峰值处。这说明这个星系聚集区是一个正在维理化的原星系团,并且AGS24是一个最亮星系团星系（Brightest Cluster Galaxy,BCG）的候选体。此外,星系中正在发生的恒星形成活动会对下一代恒星的形成产生重要的影响,即反馈过程。而这一反馈过程会加强还是抑制进一步的恒星形成目前尚无定论。通过对SAMI巡天项目中得到的积分视场单元的数据分析,我们研究了星系中湍流运动的能量来源。我们发现在subkpc尺度上,近邻宇宙中的恒星形成星系的电离气体速度弥散随着恒星形成率面密度的呈现扁平分布。然而,这些星系的速度弥散整体高于恒星反馈驱动模型的预测值。这表明除了恒星形成反馈之外还有其他的能量来源驱动恒星形成星系中星际介质的随机运动。我们还根据NOEMA的观测结果研究了 IZw18中的分子气体含量。IZw18是近邻宇宙中金属含量最低的星系之一,这类似于宇宙最早期的原始星系。通过对IZw18的研究我们可以更好地理解宇宙中的第一代星系在金属含量极低的气体中如何形成恒星。尽管IZw18的恒星形成活动非常活跃,但我们对NOEMA干涉阵数据处理得到的COJ=2-1发射的上限仍比以前的研究低10倍。相对于它的红外光度、恒星形成率和[CⅡ]光度而言,如此低的CO含量表明,在太阳金属丰度几个百分点左右的星系中,星际介质的结构发生了巨大的变化。尤其是我们在IZw18里发现[CⅡ]光度比CO更高,意味着IZw18中的分子气体分布区域实际上比观测到的CO发射源更大。最后,我们介绍了根据Herschel观测到的极贫金属星系的空间分解的尘埃辐射的工作。这项研究可以使我们更好地理解宇宙早期星系中星际介质的性质,进而探究这些星系中的恒星形成过程。通过对这些极贫金属星系的远红外能谱的分析与拟合,我们发现,与漩涡星系相比,这些星系有着更高的尘埃温度和更低的发射指数。而在100μm的辐射中,大约有一半来自于暖尘埃（50K）,而不是冷尘埃（20K）成分。这些星系中的远红外颜色都与年轻恒星的面密度有关,但与恒星质量面密度无关。这说明星系中的尘埃（70～350μm处的辐射）主要来自于年轻恒星的加热。
吴林辉[3]（2020）在《射电星系喷流研究》文中进行了进一步梳理活动星系核（AGN）是一类特殊的星系,它通过中心超大质量黑洞吸积物质并释放引力能,从而提供能量（包括辐射、磁能、动能、热能等）。黑洞周围极端的物理环境,会产生剧烈的活动和多波段光变特性。根据观测统计,大约10%的AGN中具有相对论性喷流。当前人们对AGN喷流物理的理解还相当不清楚,比如喷流的产生、加速、准直、能量耗散机制以及喷流的成分等问题。本文以射电星系为研究对象,探讨了黑洞周围吸积过程和喷流的形成、pc尺度喷流能量耗散和kpc尺度喷流物理等问题。第一章,我们对活动星系核、黑洞吸积过程以及喷流物理等问题及相关研究进展进行了背景介绍。第二章,通过考察一个特殊的临界射电星系Hercules A（HerA）,我们探讨了其黑洞吸积和喷流形成过程。HerA的喷流尺度达到数百kpc,具有很强的低频辐射,但其核心辐射极弱,很可能对应于FR Ⅰ和FR Ⅱ转换态。首先,我们处理了在2010-2011年期间EVLA对HerA观测的C波段的射电数据。我们发现HerA的射电瓣和射电核都拥有很陡的谱,并且射电核的流量比二十多年前变弱了10%左右。这些结果表明其中心喷流似乎正在走向死亡。其次,我们也发现HerA偏离一般的FR Ⅰ/FR Ⅱ的[O Ⅲ]光度和178 MHz光度关系,然而如果仅考虑其核心射电辐射,则符合该关系。这说明HerA的kpc尺度喷流功率和[O Ⅲ]发射线强度可能都比以前大幅减弱。最后,依据X射线观测限定的Bondi吸积率,我们采用旋转黑洞周围的低辐射效率吸积模型和喷流形成模型,较好地拟合了核区能谱以及观测到的核区喷流功率。我们也发现大尺度喷流的产生需要较高吸积率。第三章,利用blazar（准）同时性多波段能谱和射电观测到的core-shift效应,我们研究了喷流中主要能量耗散区位置。我们采用马尔可夫链蒙特卡洛技术（MCMC）的单区轻子模型,拟合了25个具有core-shift测量的耀变体样本的同时性或者准同时性的多波段能谱（SED）。在康普顿散射过程中,我们既考虑了同步自康普顿过程也考虑了外康普顿过程。在外康普顿过程中,我们分别采用了宽线区和尘埃环的辐射作为种子光子。在绝大部分源中,以尘埃环作为种子光子场能更好的拟合多波段能谱,这表明喷流中伽马射线辐射区很可能在宽线区的外面。假定伽马射线辐射区的磁场遵循core-shift推导出的磁场分布,我们进一步限定了这些耀变体喷流中伽马射线辐射区的位置。通过计算发现,所有源的伽马射线辐射区的平均位置大约在离中心引擎两万个史瓦西半径处,即约十倍的宽线区尺度,与通过种子光子限定的结论基本一致。第四章,通过对六个FR Ⅱ大尺度射电瓣射电的观测与数值模拟比较,我们研究了大尺度喷流中的磁过程。我们分析了六个近邻FR Ⅱ射电星系的EVLA数据。我们发现Cygnus A（CygA）和HerA,在射电瓣边缘处,展示出平滑且陡降的辐射强度、更高的偏振度和磁场方向沿着射电瓣边缘等特点;在切片处,展示出偏振强度比辐射强度更剧烈的变化、偏振角平滑变化并且总的变化范围接近180度和平均偏振度较高等特点。这些观测特点与磁主导模型的模拟结果较为一致,或许表明这两个源的大尺度喷流-射电瓣中的磁场很重要。3C 424整体上表现出弥散结构、在射电瓣边缘处的磁场方向无规则分布等特点;在切片处,表现出偏振角散乱变化且变化范围小和平均偏振度较低等特点,这些观测特点与流体模型模拟结果一致,表明它的喷流-射电瓣系统中的磁场可能已经不重要。另外三个射电源整体图像和磁主导模型模拟结果类似,但是由于分辨率较低,我们不能得出很好的结论。第五章,我们对工作进行了总结和展望.
林泽森[4]（2020）在《恒星形成星系的尘埃衰减与红外再辐射》文中提出星际介质中的尘埃对星系的演化以及星系的观测特性都有显着影响。本论文以恒星形成星系（SFG）中的尘埃衰减与红外再辐射为主题,开展了近邻星系恒星形成区的平均尘埃衰减曲线计算、恒星与电离气体尘埃衰减比研究这两个与尘埃衰减相关的工作,以及单色测光外推SFG红外总光度研究、年轻星团的星族年龄与星团附近中红外辐射相关性这两个与尘埃红外再辐射相关的工作,以期加深对相关尘埃效应的理解。首先,基于SDSS DR14的MaNGA数据,我们计算近邻星系中恒星形成区的平均尘埃衰减曲线,并进一步研究了尘埃衰减曲线的形状是否/如何随恒星形成区的局域物理性质和宿主星系的整体性质而改变。我们发现星族较年老（1.2 ≤Dn（4000）<1.3）的恒星形成区的平均尘埃衰减曲线几乎不依赖于局域或星系整体性质,而星族较年轻（1.1≤Dn（4000）<1.2）的恒星形成区则在低恒星质量面密度、低恒星形成率面密度端以及处于星系较外围时呈现出更趋于平坦的尘埃衰减曲线。这些结果表明使用单一尘埃衰减曲线描述所有恒星形成区的尘埃衰减具有一定的风险,特别是星族比较年轻的恒星形成区。其次,我们使用SDSS DR15的MaNGA数据研究了恒星和电离气体尘埃衰减之比AV.star/AV.gas在亚星系和星系尺度上与其它物理性质的相关性。在亚星系尺度上,我们发现AV,gas与AV,star正相关,且局域恒星形成活动越活跃,相关性越强。弥漫电离气体主导区域的局域AV,star/AV,gas比由年轻的OB恒星所激发的恒星形成区的更大,而电离程度较高的贫金属区域总是倾向于受到更小的AV,gas,因而有更大的AV,star/AV,gas比值。研究结果表明恒星与尘埃之间的相对空间分布和电离气体局域的物理状态可能对局域的AV,star/AV,gas比值有显着影响。单个SFG内的AV,star/AV,gas比值会收敛到某个常数值,该值会随星系变化,且依赖于星系的恒星质量、恒星形成率和金属丰度等整体性质。星际介质中尘埃演化的主导过程随星系演化的变化可以解释我们所观测到的星系整体AV,star/AV,gas与星系整体物理性质的相关性。第三,利用GOODS-North和GOODS-South两个深场的多波段测光数据,我们检验了基于红外能谱模板（CE01、DHO2和W08）单色外推SFG的红外总光度（LIR）方法的准确性。我们发现对Herschel/PACS波段CE01模板能对LIR提供最好的估计,而在Herschel/SPIRE波段DH02模板表现最好。研究发现基于CE01模板从PACS的最长波段外推所得的LPRACS是LIR很好的估计量。最后,基于LEGUS巡天的星团数据,我们研究了在30-50 pc的尺度上星团的质量加权年龄（ageM*）和质量归一化8μm光度（vLv,8/M*）之间的关系,发现这二者存在较强的反相关性,即8μm光度随着星族年龄的增大而减小。我们构造的简单模型能够再现出观测到的ageM*-vLv,8/M*关系的整体趋势,同时变化模型中所取的多环芳香烃（PAH）丰度和/或者尘埃吸收比例,所得模型预测足以解释观测数据的几乎全部弥散。此外,我们也发现相较于瞬时恒星形成模型,连续恒星形成模型能更好地解释我们观测到的趋势,这是观测区域内可能有多个年龄不同的星团所致。我们提供了可用于估计给定年龄的星团附近PAH辐射强度上限的函数。
安芳霞[5]（2019）在《高红移恒星形成星系的研究》文中提出星系是组成宇宙的基石,其形成与演化是天体物理研究的重要内容.星系中的恒星形成活动是星系成长和演化的主要驱动力之一.已有的星系巡天给出比较一致的宇宙恒星形成历史:宇宙的恒星形成密度从高红移一直增加到红移z2,随后按指数率下降直到z=0.系统地研究宇宙恒星形成峰值时期恒星形成星系的性质对我们理解并限制星系形成与演化的理论模型至关重要.
彭亚萍[6]（2018）在《对大质量恒星形成区猎户座星云“Orion KL”的高分辨率观测研究》文中进行了进一步梳理猎户座（Orion KLeinmann-Low,Orion KL）星云是离我们最近的（414±7 pc）大质量恒星形成区。该区域具有复杂的物理（空间成分上包括热核、致密脊、延展脊和高原地带）和化学（分子线丰富）特征。作为研究大质量恒星形成区的物理和化学特性的理想对象,它吸引了天文学家广泛的关注。其中Orion KL热核的加热源一直是不确定的问题。在本论文中,我们表述了ALMA对Orion KL区域的HC3N振动跃迁线的高分辨率观测,频率范围是214–247 GHz。我们观测到41条在7个振动态的HC3N跃迁线,和23条在两个振动态的HC3N的13C同位素谱线。谱线的气体分布图显示HC3N振动跃迁线的辐射主要来自于热核和IRc7。用每一个振动态的多条跃迁线,在XCLASS的局部热动平衡计算下,得到能级越高的跃迁具有更高的旋转温度和更低的柱密度。热核的旋转温度范围从93到321 K,柱密度从1.0×1014到4.9×1016cm-2。IRc7的温度和柱密度稍低一些,分别是88到186 K和1.0×1014到3.2×1016cm-2。而且振动态的HC3N线,随着Eu的增加,在热核辐射强度峰值从南边向东北边移动,同时能级越高,温度越高,柱密度越低,这样的观测结果支持热核是外部加热的。同时峰值的移动方向沿着SiO外流的方向,这可能意味着高能级的HC3N线是由SiO外流产生的激波和周围的致密物质相互作用而激发的。同时,Orion KL是天体化学和生命起源化学的主要研究样本之一。我们希望在这个区域找到更多的更复杂的有机分子。到目前为止,我们搜寻到的复杂有机分子之一:甲酸乙酯（ethyl formate,C2H5OCHO）,它是比最简单的脂类分子甲酸甲酯（methyl formate,CH3OCHO）稍复杂的脂类分子。目前对它的化学形成机制了解还很少。在宽波段214到247 GHz的ALMA观测里面,我们探测到了111条没有和其他分子线混淆的C2H5OCHO跃迁线。C2H5OCHO的气体分布图显示它主要来自于热核和致密脊。局部热动平衡计算得到的旋转温度和柱密度分别是,热核:90±15 K,（2.2±0.6）×1016cm-2,致密脊:78±22 K,（1.2±0.4）×1016cm-2。和C2H5OCHO化学形成相关的分子（甲酸甲酯,乙醇和甲酸）的气体空间分布和丰度值相比较,得到的结论是C2H5OCHO可能是形成于尘埃颗粒的表面,通过CH3和原子团（CH2OCHO）的反应而生成。
方官文,林泽森,孔旭[7]（2017）在《红移z≈2极亮红外星系的研究进展》文中研究指明极亮红外星系（ULIRGs）是指红外（IR,81000μm）光度LIR>1012L⊙的一类星系。研究表明,红移z≈2处极亮红外星系是大质量(M*>1011M⊙)、富尘埃和强恒星形成(大于100 M⊙·a-1)的特殊星系。极亮红外星系可分成活动星系核起主导作用的源和恒星形成占主导的星系。恒星形成主导的源,中红外光谱有明显的多环芳香烃辐射;而活动星系核主导的星系,光谱呈现出幂律形式并有很强的硅线吸收。极亮红外星系的静止光学波段形态存在多样化,既有并合结构特征,又有椭圆形态。这类星系很可能是近邻大质量宁静星系的前身星系。介绍了红移z=2附近极亮红外星系的各种物理性质的研究进展,如形态和结构、光谱特征、成团性、尘埃分布和形成机制等,以及阐述了该领域未来的研究方向。
黄星星[8]（2015）在《高红移星系与极强发射线星系的研究》文中研究指明系统地探测和分析高红移星系,是我们研究宇宙演化和星系形成的重要手段之一。哈勃空间望远镜依靠其超高分辨率和探测效率,在探测暗弱的天体特别是高红移星系领域起到了至关重要的作用。哈勃深场的观测已经帮助我们探测到红移9附近的星系,确定了宇宙恒星形成密度的演化趋势。另外,一类红移1-2附近被称为“极强发射线星系”在哈勃的多波段观测与棱栅观测被探测到。它们拥有等值宽度大于500A的谱线,这些谱线的存在会显着影响星系的宽波段测光结果,可能污染极高红移星系的Lyman截断选择。极强发射线星系的研究不仅能帮助我们认识高红移星系选择过程的可靠性,也可以帮助我们研究小质量星系的质量增长过程。我博士期间研究工作,主要是利用哈勃对星系团视场的观测数据（CLASH项目和Frontier Fields项目）,开展了宇宙早期高红移星系和极强发射线星系的寻找和研究。第一章中,我介绍了宇宙大爆炸开始星系演化的基本图像,并且综述了高红移星系与极强发射线星系研究的最新进展。第二章中,我首先介绍了星系团引力透镜效应中涉及到的一些基本知识。随后我介绍了哈勃望远镜利用引力透镜效应的两个观测项目,即CLASH以及Frontier Fields。在这两个项目中,我们利用Lyman截断的方法选择了红移7以上的星系样本。同时我们发现了一个被引力透镜为三个像的红移10星系,证实了利用星系团引力透镜方法寻找背景天体的可靠性。在Abell2744和MACSJ0416-2403两个星系团视场中,我们探测到的红移9和红移10星系帮助更好地限定了高红移星系的光度函数。第三章中,我详细介绍了利用CLASH项目寻找极强发射线星系的过程,并且我们分析了极强发射线星系的存在对今后高红移星系选择的影响。利用两种颜色选择判据,我们成功的从CLASH中的25个星系团中选择了52个包含极强发射线星系候选体。利用多波段的测光,我们发现这些极强发射线主要是[OⅢ]+Hβ线,并且等值宽度均达到600A以上,其中也包含了三个等值宽度大于3000A的候选体。这些两种颜色分别挑选了红移在1.03和1.67附近的星系,但是,我们发现其中三个极强发射线星系候选体的测光红移在6附近,说明极强发射线星系对高红移星系选择的影响不能忽略。我们指出在Fronteir Fields项目中,红移10星系的选择将会受到极强发射线星系更加显着的影响。第四章中,我介绍了在哈勃图像处理和Spitzer测光中我完成的一些工作。首先我参与编写了哈勃的图像处理软件APLUS。该软件使用简便,可以从哈勃原始图像出发,提供高质量的合成图像,并且提供可靠的测光数据。其次,我克服了Spitzer图像低空间分辨率的限制,发展了一套同时拟合Spitzer观测中多个源的方法,成功实现了对图像中暗弱天体的测光分析。第五章是我在活动星系核方面的工作。通过分析活动星系核的Suzaku卫星X-ray观测数据,我发现了一个特殊的赛弗特Ⅱ型星系-IRAS F01475-0740。该活动星系核的X-ray光谱以及光变的分析显示X-ray波段低的中性吸收柱密度,而在光学波段宽发射线的缺失以及偏振宽发射线的探测说明光学波段尘埃吸收非常显着。传统的活动星系核统一模型无法同时解释光学和X-ray的观测现象,我们认为可能解释是视线方向的吸收物质具有特殊的物理性质,它们拥有比银河系介质大4倍以上的高尘气比。在第六章中,我对后续的工作做了展望。首先,我将继续开展极强发射线星系方面的研究。利用CANDELS的大面积多波段观测,我将通过模拟结合颜色选择的方法确定极强发射线星系的光度函数,确定发射线强度与星系光度是否有演化关系。利用哈勃棱栅对候选星系的观测,我们可以确认极强发射线星系中发射线强度或者确认高红移星系的红移。利用后续地面望远镜的观测,我们可以分析极强发射线星系的动力学质量以及金属丰度等物理性质。利用完整的Frontier Fields的观测数据,我们预计会观测到发射线强度更大的暗弱极强发射线星系,研究小质量星系形成的最初阶段。其次,在进行的Frontier Fields观测中,我们将继续开展高红移星系的搜寻工作,预计会发现数十个红移10以上星系。最后,我们在CLASH视场中进行了类星体的搜寻工作,后续的观测证认工作正在进行中。
刘琼[9]（2014）在《残盘与原行星盘的红外辐射研究》文中指出星周盘在早期恒星演化与行星形成过程中起着非常重要的作用。红外辐射是探索星周盘最有效的方法之一。AKARI/FIS亮源数据库（AKARIBSC）是一个无偏的全天巡天AKARI的涵盖65到160微米的远红外点源数据库,为寻找星周盘提供了独特的数据库。本论文详细介绍了作者在博士期间利用AKARIBSC去寻找残盘与原行星盘的两项工作。第一项工作主要讲述AKARI/FIS探测到的亮残盘候选体。我们用Hipparcos的主序星数据库匹配AKARIBSC,证认了至少一个远红外波段探测的源共136个,匹配的可靠性大于90%。在排除了57个污染源或者是其它红外超的源比如YSO、Be星等,和4个没有红外超的源后,一共得到了75个残盘候选体。我们的样本源光谱型分布从B型到K型,早型的占主导。这是目前为止用全天巡天数据寻找到的唯一一个很亮的残盘候选体样本,巡天的空间分辨率比前一个全天样本所用巡天IRAS高出8倍多。再者,通过搜集其它公布的红外测光数据,样本中约四分之三的源具有多于一个波段的红外超辐射,从而可以估计尘埃的温度。我们用黑体模型去拟合这些源的SED,得到盘的参数及其统计分布。其中4个B型星具有4个及以上的波段红外超辐射,我们用双温的黑体模型拟合得到它们的温度,高温在200K或者100K,低温在50K或者40K。第二项工作是关于我们寻找AKARI/FIS中的长寿命原初行星盘。基于他人做的AKARI/FIS的年轻恒星体样本,我们通过匹配Hipparcos的数据库共计得到25个源,匹配可靠性大于为90%。在排除了行星状星云和红巨星等4个源后得到太阳系附近的21个年轻恒星体,恒星的光谱类型分布从B型到M型星。利用Hipparcos精确的三角视差测量,定出源在赫罗图的位置分布,进而与理论的演化轨迹等时线比较估算恒星的年龄。结果发现样本中存在2个年龄大于10Myr的年轻恒星体。再者,通过搜集中红外WISE的数据,构建这2个源的光学至红外能谱分布,发现这2个源是II型年轻恒星体,即有原初行星盘。换而言之,我们在AKARI/FIS的年轻恒星体样本中共找到了2个长寿命原行星盘。利用Liu的理论模型对这两个源做能谱拟合,得到了中心星的光度和有效温度,继而利用Siess的前主序演化轨迹得出这两个源的年龄分别为14.1±4.2Myr和16.8±4.4Myr。长寿命原行星盘的存在对行星及其宿主恒星的形成有重要影响。
宁长春,张辉杰[10]（2013）在《大质量恒星形成区中CO分子外向流的观测和研究》文中指出恒星形成是天体物理学的基本课题之一,而大质量恒星的形成与演化对研究银河系乃至宇宙的演化起着关键作用。目前对于大质量恒星形成的研究还处于不成熟的阶段。CO分子外向流的观测对研究大质量恒星形成过程及其对周围环境的影响具有重要的作用。文章结合国内外CO分子外向流的研究现状,对于CO分子外向流的观测方法和判断标准进行了介绍。
二、A submillimeter observation and study of star-forming regions（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、A submillimeter observation and study of star-forming regions（论文提纲范文）
（1）原初和主序星系在不同尺度下的恒星形成（论文提纲范文）
| 摘要 |
| ABSTRACT |
| 第1章 简介 |
| 1.1 恒星形成活动与其产物的关系 |
| 1.1.1 恒星质量-恒星形成率关系 |
| 1.1.2 星系整体的恒星质量、金属丰度与恒星形成率等参数之间的关系 |
| 1.1.3 星系局部的质量面密度、金属丰度与恒星形成率等参数之间的关系 |
| 1.2 恒星形成活动与气体的关系 |
| 1.3 活动星系核活动对恒星形成的作用 |
| 1.4 此篇论文的大纲 |
| 第2章 近邻及中等红移宇宙中的贫金属星系 |
| 2.1 背景 |
| 2.1.1 贫金属星系 |
| 2.1.2 贫金属星系的前期搜寻 |
| 2.2 LAMOST巡天中的贫金属星系 |
| 2.2.1 LAMOST望远镜及巡天数据介绍 |
| 2.2.2 LAMOST光谱处理及发射线的测量 |
| 2.2.3 贫金属星系样本的筛选 |
| 2.2.4 星系物理参数的测定 |
| 2.2.5 星系质量、恒星形成率及金属丰度的关系 |
| 2.2.6 与SDSS光谱的对比 |
| 2.3 eBOSS巡天中的贫金属星系 |
| 2.3.1 eBOSS巡天及数据介绍 |
| 2.3.2 eBOSS光谱处理及发射线测量 |
| 2.3.3 贫金属星系的筛选 |
| 2.3.4 星系物理参数的测定 |
| 2.3.5 星系质量、恒星形成率及金属丰度的关系 |
| 2.4 讨论 |
| 2.4.1 金属丰度及星系质量测定中不同假设的不确定度 |
| 2.4.2 贫金属星系的MZR、FMR关系与其他工作的对比 |
| 2.4.3 贫金属星系的讨论 |
| 2.5 小结 |
| 第3章 恒星形成星系内部的化学演化 |
| 3.1 背景 |
| 3.2 基于IFU观测的恒星形成星系的筛选及参数的测定 |
| 3.2.1 MaNGA IFU巡天项目介绍 |
| 3.2.2 光谱处理 |
| 3.2.3 恒星形成星系的筛选 |
| 3.2.4 星系物理特性的测定 |
| 3.3 星系内局部空间的金属元素的分布 |
| 3.3.1 质量面密度-金属丰度关系 |
| 3.3.2 恒星质量、质量面密度与金属丰度的相关强度 |
| 3.3.3 星系质量、质量面密度与金属丰度之间的关系 |
| 3.4 讨论 |
| 3.4.1 与之前工作的对比 |
| 3.4.2 M_* -∑_*-Z关系的残差 |
| 3.4.3 不同金属丰度计算方法的影响 |
| 3.4.4 M_* -∑_*-Z关系的含义 |
| 3.5 小结 |
| 第4章 NGC 1365星系核心区域的恒星形成与气体分布 |
| 4.1 背景 |
| 4.2 望远镜的观测及数据处理 |
| 4.2.1 ALMA望远镜及观测 |
| 4.2.2 VLT/MUSE望远镜及观测数据 |
| 4.3 物理参数的分析 |
| 4.3.1 分子气体质量的测量 |
| 4.3.2 SFR和恒星质量的测量 |
| 4.3.3 空间BPT分布与AGN贡献度 |
| 4.4 结果 |
| 4.4.1 核区的恒星形成关系 |
| 4.4.2 SFE的空间分布 |
| 4.4.3 分子气体动力学 |
| 4.5 讨论 |
| 4.5.1 恒星形成 |
| 4.5.2 气体的非圆周运动 |
| 4.6 小结 |
| 第5章 总结及展望 |
| 5.1 已有工作总结 |
| 5.2 未来工作展望 |
| 5.2.1 贫金属星系的质量-质量面密度-金属丰度关系 |
| 5.2.2 宇宙早期的金属增丰 |
| 5.2.3 活动星系核附近的恒星形成 |
| 参考文献 |
| 致谢 |
| 在读期间发表的学术论文与取得的研究成果 |
（2）对河外星系中的尘埃和气体及其恒星形成过程的研究（论文提纲范文）
| 摘要 |
| Abstract |
| 第一章 绪论 |
| 1.1 研究背景 |
| 1.2 星系尘埃所示踪的恒星形成过程 |
| 1.2.1 星系的多波段研究 |
| 1.2.2 恒星形成星系的主序 |
| 1.2.3 宇宙恒星形成历史 |
| 1.2.4 通过(亚)毫米波段观测恒星形成星系 |
| 1.2.5 光学暗星系(Optically-dark galaxies) |
| 1.3 由气体提供原料的恒星形成过程 |
| 1.3.1 气体的示踪剂 |
| 1.3.2 恒星形成律(star formation law) |
| 1.3.3 星系中分子气体含量的演化 |
| 1.4 恒星形成过程作为星系中气体的能量来源 |
| 1.4.1 气体速度弥散与其能量来源 |
| 1.4.2 积分视场单元(IFU),数据立方(datacube)和波束模糊(beam smearing)效应 |
| 第二章 GOODS-ALMA巡天:光学暗星系对z=3.5正在形成的星系团的示踪 |
| 2.1 光学暗星系的观测和数据分析 |
| 2.1.1 ALMA观测和数据处理 |
| 2.1.2 多波段数据 |
| 2.1.3 光学暗星系的物理参数的测量 |
| 2.2 对ALMA观测光谱的分析 |
| 2.2.1 AGS4 |
| 2.2.2 AGS17 |
| 2.2.3 AGS11,AGS15和AGS24的谱线测量上限 |
| 2.3 GOODS-ALMA中的光学暗星系 |
| 2.3.1 AGS4, 一个红移为z=3.556的大质量星系 |
| 2.3.2 GOODS-ALMA探测到的最遥远的光学暗星系,AGS25 |
| 2.4 GOODS-ALMA中在z~3.5的星系聚集(overdensity) |
| 2.4.1 光学暗星系的成团性质 |
| 2.4.2 红移分布上位于z~3.5的峰值 |
| 2.4.3 z~3.5处的光学暗星系 |
| 2.4.4 GOODS-ALMA场中z~3.5的星系的空间分布 |
| 2.4.5 z~3.5的原星系团的动力学状态 |
| 2.5 小结 |
| 第三章 SAMI星系巡天:近邻宇宙中的恒星形成星系,探究其空间分解的速度弥散的能量来源 |
| 3.1 星系中的气体速度弥散与SAMI巡天项目 |
| 3.2 SAMI星系样本以及数据处理 |
| 3.2.1 SAMI星系巡天 |
| 3.2.2 恒星形成星系样本 |
| 3.2.3 气体的运动学信息 |
| 3.2.4 空间分辨率 |
| 3.3 恒星形成星系的能量来源 |
| 3.3.1 Σ_(SFR),v_(gas),和σ_(gas)的空间分布 |
| 3.3.2 近邻和高红移的恒星形成星系的σ_(gas)-Σ_(SFR)关系 |
| 3.3.3 速度弥散的主要能量来源 |
| 3.3.4 注意事项 |
| 3.4 小结 |
| 第四章 极贫金属星系IZw 18中的CO发射性质 |
| 4.1 极贫金属星系中的分子气体 |
| 4.2 对IZw18的CO(2-1)观测 |
| 4.3 对IZw18的CO(2-1)观测结果的分析 |
| 4.3.1 CO J=2-1发射线 |
| 4.3.2 1.3mm连续谱 |
| 4.4 IZw18中CO发射和尘埃连续谱的性质 |
| 4.4.1 IZw18的能谱以及亚毫米超 |
| 4.4.2 IZw18的红外光度,恒星形成率和CO流量的关系 |
| 4.4.3 贫金属星系中的星际介质结构 |
| 4.5 小结 |
| 第五章 极贫金属星系中空间分解的尘埃性质 |
| 5.1 极贫金属星系的尘埃性质 |
| 5.2 极贫金属星系的选择,观测,以及数据处理 |
| 5.2.1 样本 |
| 5.2.2 观测 |
| 5.2.3 测光 |
| 5.3 远红外能谱 |
| 5.3.1 颜色-颜色图 |
| 5.3.2 灰体谱拟合 |
| 5.3.3 能谱的空间变化和尘埃加热机制 |
| 5.4 尘埃恒星质量比 |
| 5.5 小结 |
| 第六章 博士期间工作补充介绍 |
| 6.1 GOODS-ALMA |
| 6.1.1 数据整合 |
| 6.1.2 新生活动星系核 |
| 6.1.3 第三作者论文 |
| 6.2 观测项目申请 |
| 6.2.1 ALMA |
| 6.2.2 VLA |
| 6.2.3 CFHT |
| 第七章 结论与展望 |
| 7.1 结论 |
| 7.2 展望 |
| 7.2.1 关于光学暗星系的进一步研究 |
| 7.2.2 活动星系核对高红移星系的反馈作用 |
| 致谢 |
| 参考文献 |
| 简历与科研成果 |
（3）射电星系喷流研究（论文提纲范文）
| 摘要 |
| Abstract |
| 1 引言 |
| 1.1 活动星系核 |
| 1.1.1 AGN的观测及其成分 |
| 1.1.2 AGN分类 |
| 1.1.3 AGN统一模型 |
| 1.2 AGN中心引擎 |
| 1.2.1 中心引擎和磁场 |
| 1.2.2 喷流加速和能量耗散 |
| 1.2.3 喷流辐射过程 |
| 1.3 喷流磁场估算 |
| 1.3.1 能谱拟合法 |
| 1.3.2 core-shift测量 |
| 1.3.3 偏振测量 |
| 2 射电星系Hercules A的中心引擎研究 |
| 2.1 引言 |
| 2.2 数据处理 |
| 2.3 结果 |
| 2.4 讨论和总结 |
| 2.5 小结 |
| 3 耀变体喷流中伽马射线辐射区位置 |
| 3.1 引言 |
| 3.2 样本 |
| 3.3 模型和方法 |
| 3.4 结果 |
| 3.5 讨论和总结 |
| 3.6 小结 |
| 4 FRII射电源大尺度射电瓣研究 |
| 4.1 引言 |
| 4.2 数据处理 |
| 4.3 结果 |
| 4.4 讨论和总结 |
| 4.5 小结 |
| 5 总结与展望 |
| 5.1 总结 |
| 5.2 问题与展望 |
| 参考文献 |
| 附录 攻读博士学位期间发表的论文 |
| 致谢 |
（4）恒星形成星系的尘埃衰减与红外再辐射（论文提纲范文）
| 摘要 |
| ABSTRACT |
| 第1章 绪论 |
| 1.1 星际介质中的尘埃 |
| 1.1.1 尘埃性质概述 |
| 1.1.2 星际尘埃的产生与演化 |
| 1.1.3 尘埃消光/衰减 |
| 1.1.4 尘埃与恒星的相对空间分布 |
| 1.2 尘埃的红外再辐射 |
| 1.2.1 恒星形成星系的红外光度 |
| 1.2.2 PAH辐射 |
| 第2章 恒星形成区的尘埃衰减曲线 |
| 2.1 数据与样本选择 |
| 2.1.1 MaNGA巡天简介 |
| 2.1.2 数据处理 |
| 2.1.3 样本选择 |
| 2.2 尘埃衰减曲线推导方法 |
| 2.2.1 基本假设与推导 |
| 2.2.2 应用到IFU数据 |
| 2.3 结果 |
| 2.3.1 整个样本的尘埃衰减曲线 |
| 2.3.2 对H_Ⅱ区局域物理性质的依赖性 |
| 2.3.3 对星系整体性质的依赖性 |
| 2.4 相关讨论 |
| 2.4.1 恒星/尘埃几何结构的影响 |
| 2.4.2 弥漫电离气体的影响 |
| 2.5 小结与展望 |
| 第3章 恒星形成区的恒星/电离气体尘埃衰减比 |
| 3.1 MaNGA数据处理与样本选择 |
| 3.1.1 MaNGA巡天与Pipe3D数据 |
| 3.1.2 发射线的重新拟合 |
| 3.1.3 样本选择 |
| 3.2 A_(V,star)/A_(V,gas)与恒星形成区局域性质的关系 |
| 3.2.1 A_(V,star)/A_(V,gas)是否关联? |
| 3.2.2 A_(V,star)/A_(V,gas)与H_Ⅱ区局域性质的关联性分析 |
| 3.2.3 与电离气体物理状态的相关性 |
| 3.2.4 与BPT图上位置的关联性 |
| 3.2.5 N2S2-A_(V,star)/A_(V,gas)相关性 |
| 3.3 A_(V,star)/A_(V,gas)与星系整体物理性质的关系 |
| 3.3.1 计算星系整体的A_(V,star)/A_(V,gas) |
| 3.3.2 星系整体A_(V,star)/A_(V,gas)相关关系的观测证据 |
| 3.3.3 与标度关系的相关性 |
| 3.3.4 基于尘埃演化的可能图像 |
| 3.4 讨论 |
| 3.4.1 发射线信噪比判据改变的效应 |
| 3.4.2 所假设尘埃消光/衰减曲线的影响 |
| 3.4.3 有限空间分辨率的效应 |
| 3.4.4 A_(V,star)研在发射线线比图上的平滑分布 |
| 3.5 小结与展望 |
| 第4章 单色测光外推恒星形成星系红外总光度的研究 |
| 4.1 多波段数据 |
| 4.1.1 光学和NIR数据 |
| 4.1.2 MIR和FIR数据 |
| 4.1.3 亚毫米波段数据 |
| 4.2 星系红外总光度的计算方法 |
| 4.2.1 单色外推光度的计算 |
| 4.2.2 SED拟合 |
| 4.3 主要结果 |
| 4.3.1 红外SED模板之间的比较 |
| 4.3.2 SED拟合的结果 |
| 4.3.3 红外SED模板与星系的红外辐射的吻合程度 |
| 4.4 相关讨论 |
| 4.5 小结 |
| 第5章 年轻星团附近依赖于星族年龄的中红外辐射 |
| 5.1 样本选择 |
| 5.1.1 星系选择 |
| 5.1.2 YSC星表 |
| 5.2 图像处理与测光 |
| 5.2.1 IRAC图像处理 |
| 5.2.2 IRAC4测光 |
| 5.2.3 质量改正 |
| 5.3 结果 |
| 5.4 与理论模型的比较 |
| 5.4.1 改变SSP模型的影响 |
| 5.4.2 改变SFH的影响 |
| 5.4.3 改变尘埃模型的影响 |
| 5.4.4 改变尘埃吸收比例的影响 |
| 5.4.5 改变局域星际辐射场硬度的影响 |
| 5.4.6 YSC星表选择的影响 |
| 5.5 相关讨论 |
| 5.5.1 PAH辐射超出 |
| 5.5.2 丢失的8微米流量 |
| 5.5.3 IRAC4孔径内未探测到的恒星天体的影响 |
| 5.5.4 星团年龄-PAH辐射关系的上限 |
| 5.5.5 IRAC4测光的聚集指数检验 |
| 5.5.6 用IRAC4孔径内的光学波段流量进行SED拟合 |
| 5.5.7 来自贫金属星系的启示 |
| 5.6 小结与展望 |
| 第6章 总结与展望 |
| 6.1 总结 |
| 6.2 展望 |
| 参考文献 |
| 致谢 |
| 在读期间发表的学术论文与取得的研究成果 |
（6）对大质量恒星形成区猎户座星云“Orion KL”的高分辨率观测研究（论文提纲范文）
| 摘要 |
| abstract |
| 第一章 引言 |
| 1.1 大质量恒星形成区的基本问题 |
| 1.1.1 大质量恒星的观测阶段 |
| 1.1.2 大质量恒星的形成模型 |
| 1.2 大质量恒星形成区的物理和化学 |
| 1.2.1 气相化学 |
| 1.2.2 尘埃-表面化学 |
| 1.2.3 星际分子数据库 |
| 1.3 Orion KL的基本简介 |
| 1.3.1 Orion KL区域的主要红外源 |
| 1.3.2 Orion KL区域毫米和亚毫米的尘埃连续谱源 |
| 1.3.3 Orion KL区域的外流和爆发 |
| 1.3.4 Orion KL区域的谱线巡天 |
| 第二章 Orion KL hot core的加热机制 |
| 2.1 引言 |
| 2.2 观测 |
| 2.2.1 ALMA观测 |
| 2.2.2 IRAM30m的单天线观测 |
| 2.3 结果与分析 |
| 2.3.1 谱线认证和LTE计算 |
| 2.3.2 碳同位素比 |
| 2.3.3 空间分布 |
| 2.3.4 谱线的运动学特征 |
| 2.4 讨论与结论 |
| 2.4.1 Hot Core,HC?North和IRc7的特征 |
| 2.4.2 热核区域的HC3N振动激发线 |
| 2.4.3 振动温度 |
| 2.4.4 加热机制：内部加热与外部加热 |
| 2.5 本章小结 |
| 第三章 Orion KL区域甲酸乙酯的化学形成路径 |
| 3.1 引言 |
| 3.2 结果 |
| 3.2.1 谱线认证结果 |
| 3.2.2 分子的空间分布 |
| 3.3 物理参数 |
| 3.3.1 温度和柱密度 |
| 3.3.2 分子丰度 |
| 3.4 讨论 |
| 3.5 本章小结 |
| 第四章 Orion KL运动学特征的简单讨论 |
| 4.1 引言 |
| 4.2 谱线轮廓与讨论 |
| 4.3 小结 |
| 第五章 总结与展望 |
| 第六章 附录 |
| 参考文献 |
| 攻读博士学位期间完成的文章列表 |
| 致谢 |
（8）高红移星系与极强发射线星系的研究（论文提纲范文）
| 摘要 |
| ABSTRACT |
| 第一章 绪论 |
| 1.1 宇宙早期的星系形成 |
| 1.2 高红移星系选择方法 |
| 1.2.1 Lyα仪发射线探测的方法 |
| 1.2.2 Lyman截断选择的方法 |
| 1.2.3 其他选择方法 |
| 1.3 高红移星系研究现状 |
| 1.4 极强发射线星系研究的研究现状 |
| 1.4.1 极强发射线星系的提出 |
| 1.4.2 高红移星系中的发射线的研究 |
| 1.4.3 发射线对测光的影响 |
| 1.5 总结 |
| 第二章 利用星系引力透镜搜寻高红移星系 |
| 2.1 引力透镜效应 |
| 2.2 CLASH天区 |
| 2.2.1 CLASH中高红移星系的研究 |
| 2.3 Frontier Fields天区 |
| 2.3.1 A2744星系团中高红移星系的研究 |
| 2.3.2 M0416星系团中高红移星系的研究 |
| 第三章 CLASH中的极强发射线星系 |
| 3.1 引言 |
| 3.2 样本 |
| 3.2.1 CLASH的图像处理 |
| 3.2.2 选择判据 |
| 3.2.3 样本红移 |
| 3.2.4 放大系数 |
| 3.3 等值宽度计算 |
| 3.3.1 方法 |
| 3.3.2 极高等值宽度的极强发射线星系 |
| 3.4 讨论 |
| 3.4.1 对CLASH天区红移6附近星系选择的影响 |
| 3.4.2 对红移10附近星系选择的影响 |
| 3.4.3 高红移候选者中的污染比例 |
| 3.5 总结 |
| 第四章 HST与Spitzer数据相关工作 |
| 4.1 HST的数据处理 |
| 4.1.1 源探测与测光 |
| 4.2 Spitzer/IRAC的测光 |
| 第五章 其它工作：IRAS F01475-0740星系的研究 |
| 5.1 引言 |
| 5.2 SUZAKU的观测数据处理 |
| 5.3 光谱拟合 |
| 5.4 物理解释 |
| 5.4.1 星系状态的变化 |
| 5.4.2 非常高的尘气比 |
| 第六章 展望 |
| 6.1 极强发射线星系的光度函数 |
| 6.2 极强发射线星系的光谱观测 |
| 6.3 CLASH的后续工作 |
| 6.4 Frontier Fields的后续工作 |
| 参考文献 |
| 致谢 |
| 在读期间发表的学术论文 |
（9）残盘与原行星盘的红外辐射研究（论文提纲范文）
| 摘要 |
| ABSTRACT |
| 目录 |
| 表格 |
| 插图 |
| 第一章 绪论 |
| 1.1 引言 |
| 1.2 恒星形成与演化 |
| 1.2.1 原恒星形成 |
| 1.2.2 恒星演化图像 |
| 1.2.3 YSO类型 |
| 1.3 行星形成与探测 |
| 1.3.1 行星形成理论 |
| 1.3.2 行星探测 |
| 1.4 原行星盘 |
| 1.4.1 原行星盘简介 |
| 1.4.2 原行星盘寿命 |
| 1.5 恒星残盘 |
| 1.5.1 简介 |
| 1.5.2 基本物理 |
| 1.5.3 观测手段 |
| 1.5.4 研究现状 |
| 1.5.5 研究意义 |
| 1.6 红外望远镜——AKARI |
| 1.7 小结 |
| 第二章 寻找AKARI/FIS中的恒星残盘 |
| 2.1 引言 |
| 2.2 选源 |
| 2.2.1 恒星样本 |
| 2.2.2 Hipparcos主序星与AKARIBSC匹配 |
| 2.3 排除源 |
| 2.3.1 污染源 |
| 2.3.2 早型OB星及Be星 |
| 2.3.3 YSO |
| 2.3.4 其它原因 |
| 2.4 红外超候选体 |
| 2.4.1 光球层辐射 |
| 2.4.2 中红外超 |
| 2.4.3 远红外超 |
| 2.5 小结 |
| 第三章 恒星残盘的性质 |
| 3.1 引言 |
| 3.2 寄主恒星性质 |
| 3.3 残盘的性质 |
| 3.3.1 尘埃温度 |
| 3.3.2 相对过剩 |
| 3.3.3 尘埃位置,尘埃质量 |
| 3.4 讨论 |
| 3.5 样本意义与小结 |
| 第四章 寻找AKARI/FIS中的长寿命原行星盘 |
| 4.1 引言 |
| 4.2 样本选择 |
| 4.3 样本分布 |
| 4.4 年龄估计 |
| 4.5 能谱拟合 |
| 4.6 小结 |
| 第五章 总结与展望 |
| 5.1 总结 |
| 5.2 展望 |
| 参考文献 |
| 致谢 |
| 在读期间发表的学术论文与取得的研究成果 |
（10）大质量恒星形成区中CO分子外向流的观测和研究（论文提纲范文）
| 引言 |
| 1 分子外向流 |
| 2 分子外向流研究方法 |
| 2.1 天体CO分子谱线的重要意义 |
| 2.2 分子谱线的轮廓 |
| 2.3 成图观测 |
| 2.4 P-V图 |
| 2.5 积分强度比 |
| 2.6 外向流的物理参数计算方法 |
| 2.6.1 LTE |
| 2.6.2 LVG |
| 3 小结 |
四、A submillimeter observation and study of star-forming regions（论文参考文献）
- [1]原初和主序星系在不同尺度下的恒星形成[D]. 高玉龙. 中国科学技术大学, 2020(01)
- [2]对河外星系中的尘埃和气体及其恒星形成过程的研究[D]. 周陆文嘉. 南京大学, 2020(10)
- [3]射电星系喷流研究[D]. 吴林辉. 华中科技大学, 2020
- [4]恒星形成星系的尘埃衰减与红外再辐射[D]. 林泽森. 中国科学技术大学, 2020(01)
- [5]高红移恒星形成星系的研究[J]. 安芳霞. 天文学报, 2019(06)
- [6]对大质量恒星形成区猎户座星云“Orion KL”的高分辨率观测研究[D]. 彭亚萍. 云南大学, 2018(01)
- [7]红移z≈2极亮红外星系的研究进展[J]. 方官文,林泽森,孔旭. 天文学进展, 2017(01)
- [8]高红移星系与极强发射线星系的研究[D]. 黄星星. 中国科学技术大学, 2015(10)
- [9]残盘与原行星盘的红外辐射研究[D]. 刘琼. 中国科学技术大学, 2014(02)
- [10]大质量恒星形成区中CO分子外向流的观测和研究[J]. 宁长春,张辉杰. 西藏大学学报(自然科学版), 2013(02)