一、确定恒星表面有效温度的曲面拟合方法（论文文献综述）
查子真[1]（2021）在《恒星光谱模板库构建及其在恒星大气参数测量中的应用研究》文中研究说明LAMOST项目是我国天文学史上一个重要的里程碑,每年LAMOST的巡天计划都会产生海量的天体光谱数据,这些天体光谱数据中蕴含着重要的天体物理信息,通过测量研究可以对天体有一个很深的了解。通过对恒星大气物理参数的研究,可以有效的从光谱中挖掘出有价值的信息,对天体光谱数据的研究意义深远。本文基于此背景,以LAMOST-DR7天体光谱数据为基础,主要研究恒星光谱模板库的构建及其在恒星大气参数自动测量的应用问题。本文的主要研究工作如下:（1）恒星光谱模板库的构建研究。恒星大气物理参数,作为天体光谱数据的重要信息,主要包括有效温度（Teff）、表面重力加速度（Log g）、金属丰度（[Fe/H]）等参数,是对天体光谱研究的基础,而恒星光谱模板库的构建是恒星大气物理参数测量的一个重要手段。本文基于光谱的分辨率、信噪比、视向速度误差和恒星大气参数等条件,通过对波长进行插值、流量去噪以及目视检查等手段构建了一个恒星光谱模板库。该模板库对应的恒星大气参数覆盖范围为有效温度:3500K-8500K,步长为50K;表面重力:0.30dex-5.00dex,步长为0.20dex;金属丰度:-2.50dex-0.60dex,步长为0.10dex。（2）基于模板库的恒星大气参数测量算法研究。本文选择20000、40000和60000的待测天体光谱数据分别进行预处理,在此之前,使用PCA对恒星参数模板库进行降维,将预处理之后的待测天体光谱映射到恒星参数模板库数据上,最后分别使用Gradient boosting和Random Forests算法对20000、40000和60000的待测天体光谱数据的有效温度（Teff）、表面重力加速度（Log g）和金属丰度（[Fe/H]）三大物理参数进行恒星大气参数测量,并与支持向量回归（SVR）算法进行对比。实验结果表明:该恒星参数模板库和Gradient boosting、Random Forests算法可以很好的用于恒星大气参数自动测量且预测效果良好。
应蓓丽[2]（2020）在《日冕物质抛射及其驱动激波的多波段和多视角研究》文中认为日冕物质抛射（coronal mass ejection,简称CME）是太阳大气中剧烈的爆发现象之一。其爆发通常能释放大量的能量并抛射大量磁化等离子体。当CME的运动速度超过当地快磁声速时,CME能够驱动激波形成。而CME所驱动的激波则能进一步导致太阳高能粒子事件（solar energetic particle,简称SEP）的发生。CME是引发地磁暴主要原因之一,而由其驱动激波产生的太阳质子事件可能影响航天器和宇航员的安全。因此,研究CME及其驱动激波的形成机制和性质有利于我们更加清晰的了解及监测它们的运动过程,降低它们带来的灾害性空间天气影响。本文主要以分析观测数据为主,对不同CME事件及其驱动激波进行了多方面研究。利用不同仪器的观测,我们分析了不同尺度的CME事件。观测数据主要来自SOHO、SDO和STEREO三个卫星。首先,我们分析了一个小尺度短时标的太阳爆发事件（第2章）,该事件的CME在低日冕中首先以热通道结构的形式存在和演化,其快速运动驱动了一个快模激波的形成。结合多波段观测,我们分析了它们的运动学和热学性质,并讨论了 CME热通道和激波的相互关系。其次,我们分析一个与喷流相关的CME（第3章）,该CME鼻端驱动了一个弓激波。对于这个CME及其驱动激波,我们对它们进行三维重构以此研究其演化过程并且讨论了 CME前沿的两个主曲率半径的关系。然后,利用磁流体动力学（magnetohydrodynamics,简称MHD）数值模拟的结果,我们合成得到白光图像,利用互相关方法计算了 CME的二维速度分布,并将该方法应用到实际观测事件中,以此首次获得了 CME的动能分布（第4章）。最后,结合SOHO/LASCO白光日冕仪数据和SOHO/UVCS O VI通道光谱数据和白光通道数据,我们分析了一个伴随激波的快速CME事件,并估算了 CME的密度、速度及温度分布等信息（第5章）。多年来,人们已经广泛研究了太阳大气中大尺度爆发事件的性质,但是,关于伴随激波的小尺度CME爆发研究,人们的认知却很有限。通过研究2015年11月4日的爆发事件,我们发现该事件源区较小,与其相关的M1.9级耀斑脉冲相持续时间短（<4分钟）。与大尺度的CME爆发事件相比,这个CME热通道结构主加速相持续时间短（<2分钟）、最大加速度大（～50km s-2,是目前所知加速度最大的一个CME）以及峰值速度高（～1800 km s-1）的特性十分突出。CME的快速脉冲式运动驱动了一个活塞型的快模激波。CME的膨胀速度和传播速度都小于激波运动速度,并且CME和激波间的间距随着时间不断增加。与该激波相关的Ⅱ型射电暴的起始基频高达～320 MHz,其源区的形成高度低于1.1 R☉,且形成时间不晚于CME热通道主加速相的2分钟以内。通过分析Ⅱ型射电暴的频带分裂,我们发现在1.1 R☉到2.3 R☉范围内激波的压缩比从2.2下降到1.3,激波上游的磁场强度从13 G降至0.5 G。此外,CME消耗的磁能（～4 × 1030 erg）与耀斑消耗的磁能（～1.6 × 1030 erg）量级相同,这个结果和大尺度爆发事件相同。这表明小尺度和大尺度爆发事件的CME和耀斑可能具有相同的耗能机制。依据爆发磁通量绳模型的预测,该CME事件的运动学特征可能与相关磁通量绳的足点间距小有关。许多研究发现利用CME和激波的间距（Δ）与CME鼻端曲率半径（Rc）之间的比值（δ）可推测激波上游的日冕信息,比如阿尔芬马赫数。但这些研究都仅考虑了 CME的一个曲率半径,而在真实空间中,CME具有三维结构,在其鼻端存在最大、最小两个主曲率半径。这里我们分析了 2010年8月31日的一个CME事件,该CME与喷流相关,并驱动了一个快模激波。结合SOHO和STEREO卫星数据,我们对喷流、CME及激波进行三维重构,并研究了这几个结构在三维空间中的真实运动学性质。考虑到激波顶点的运动速度与CME顶点的速度基本一致,以及激波鼻端具有弓激波形状,我们推测该激波鼻端遵循弓激波的形成机制。通过“区域拟合（mask-fitting）”方法,我们可获得非对称CME顶点的最大、最小主曲率半径及其曲率半径的演化。由CME的两个主曲率半径推导得到的比值δ之间相差四倍左右,这表明仅假设CME具有一个曲率半径将会导致日冕参量的估算产生很大误差。依据阿尔芬马赫数与比值δ的关系,我们还估算了日冕的阿尔芬马赫数、阿尔芬速度及磁场强度等参量。对于大多数CME的研究,研究人员一般通过追踪白光日冕图像中较亮的特征（如CME核心或前沿）计算CME的平均速度,并将CME的平均运动速度直接作为CME整体的运动速度。但实际上,CME通常存在明显的密度不均匀性,CME内部等离子体会以不同的投影速度向外传播,并导致CME自身复杂的演化,最终形成行星际CME。我们首次使用互相关方法分析了日冕白光图像序列,获得了 CME内部瞬时等离子体的二维速度分布图。该方法首先利用MHD数值模拟结果合成的白光图像进行测试,然后再被用于2010年10月28日的真实CME事件的速度测量。我们还研究了 CME内部的动能演化和分布,以及机械能（动能加势能）在CME核心和前沿不同部分的分配情况。将来,新一代的日冕仪将对CME提供白光和紫外（HI Lyα）波段的同时观测,比如搭载在ESA Solar Obiter卫星上的Metis日冕仪和搭载在中国先进天基太阳天文台（ASO-S）上的Lyα太阳望远镜（Lyα Solar Telescope,LST）。互相关方法可用于将来CME的速度测量,限制Lyα多普勒暗化效应,以便我们进一步分析CME相关物理参数。大量研究表明,CME在不同的波段中通常表现出不同的特征。许多工作讨论了未来多波段日冕仪（如Metis和LST）的观测结果的可能诊断方法。通过结合白光和紫外波段（HILyα121.6nm及其他波段）的观测,这些方法可以用来估算CME的密度和电子温度等物理性质。因此,我们也通过结合SOHO/LASCO的白光观测和 SOHO/UVCS 在 2.45R☉ 的紫外（O Ⅵ 103.2 nm 和 HILyα121.6 nm）和白光的观测分析了一个快速运动的CME,该CME同时驱动了一个激波。首次基于UVCS的白光数据,我们利用偏振度方法得到了 CME的传播位置角度。结合紫外和白光数据,我们分析得到了 UVCS视场中CME核心及暗腔处等离子体的电子温度和有效运动温度。CME核心的通过（可能还有嵌入的暗条中较冷等离子体的运动和膨胀冷却）导致电子温度下降至105K。CME前沿在Lyα强度图上出现明显的暗化现象。由于等离子体团视向方向运动,CME前沿的Lyα谱线轮廓致宽显着。我们利用LASCO白光图像推导的CME二维径向速度分布来限制Lyα谱线多普勒暗化效应,以此重构获得将来可能的Metis和LST的紫外观测图像。总的来说,我们利用不同的地面和空间观测仪器,对CME及其驱动激波进行了多角度多波段的观测分析。并结合已有的白光和Lyα波段观测,依据相对应的研究方法推导CME的速度、密度和温度等性质,为将来新的观测仪器（Metis和LST）提供必要的科学工具和准备。
梁恩思[3]（2020）在《恒星耀发的测光观测及系外行星的证认》文中提出太阳系外行星（简称系外行星）的探测与刻画是近三十年来最热门的天文学领域之一。自从1995年第一颗围绕类太阳恒星的系外行星被发现后,系外行星的形成、演化、宜居性等一直是天文学家们关注的研究课题。行星作为生命存在唯一已知的载体,其宜居性受其距宿主恒星的距离（是否位于主星宜居带）、行星类型与物理特性（是否为类地行星）等属性的影响。此外,行星所受宿主恒星的辐射也是对类地行星宜居性有重要影响的因素之一。因此,研究主星的长期辐射变化与瞬时爆发对行星宜居性研究具有重要意义。本文通过测光研究恒星爆发性瞬变现象,即恒星耀发现象（stellar flare,也称恒星耀斑）,探寻恒星耀发在光学波段的规律,为未来行星宜居性研究做准备。恒星耀发作为无法预测的天文现象,大视场、长基线测光观测是扩大观测样本并进行统计研究的重要手段。Kepler空间项目在发现了4000多颗系外行星的同时,也为恒星耀发研究提供了大量高精度时序观测的样本。但由于Kepler大部分数据观测间隔较长（30分钟）,并不利于耀发的精细刻画。自2015年起,本课题组参与南极天文观测,利用南极冰穹A优异观测条件和极夜优势,开展了中国南极系外行星观测项目（CHinese Exoplanet Survey Pro-gram from Antarctica,以下简称CHESPA）。本文利用CHESPA项目中CSTAR望远镜2008年的观测数据及AST3-II望远镜2016年观测数据,结合AAT望远镜2015年的视向速度数据,开展了恒星耀发探测与刻画、系外行星候选体证认的工作。取得的主要创新结果如下:在第二章中,根据CSTAR数据的特点,开发了一套可靠的耀发探测方法。使用该方法,在13个耀发源上探测到了15次恒星耀发现象,其中2个耀发源为已知的变星,包括1个已知的X射线活跃发射体。在恒星耀发属性方面,首次定义了用来描述恒星耀发能量注入与释放时间比的恒星耀发倾斜度参数κ,发现了耀发总持续时间和耀发的下降时间之间的一个线性关系,以此得到这15次耀发现象κ的典型值为3.67。对发生在2MASS J174728.65-884609.43上的复合耀发现象进行了细致地拟合,解析出了主耀发和两个次级耀发的具体参数。在第三章中,基于AST3-II望远镜数据开发了一套更全面、且具有自适应性的恒星耀发探测方法。使用该方法,在AST3-II望远镜2016年观测数据中探测到了20次可靠的恒星耀发现象。也将第二章所用耀发模型推广到所有探测到的恒星耀发上,通过细致拟合找出了恒星耀发时真实的峰值所在。利用拟合的结果,计算了所有耀发现象的持续时长、振幅、能量、倾斜度等参数。相比于第二章的工作,通过更精确地定义耀发起始时间、结束时间以及耀发峰值,将倾斜度参数κ更新为3.0。而结合Gaia望远镜所给出的准确距离参数,计算得出所有耀发事件的i波段能量,其最小值为1034尔格;最大值则达到1038尔格。同时,还发现巨星耀发平均能量显着大于矮星耀发,其中1例的能量足以永久性摧毁周围可能存在的系外行星的大气层。在第四章中,将CSTAR望远镜2008年测光数据与澳大利亚AAT望远镜2015年的视向速度数据结合,对CSTAR候选体中高置信度的CEC-8进行了视向速度——测光联合拟合。拟合结果显示,CEC-8 b很有可能为一颗膨胀的热木星,密度仅为木星的10%。通过与NASA系外行星数据库中超过500颗已知密度的系外行星比较,CEC-8 b的密度为最小的10颗之一。而通过与已知膨胀热木星比较,认为CEC-8 b也具有良好的大气透射谱研究价值。最后在第五章中,对博士期间进行的所有工作进行简要的总结,并对未来的研究课题进行展望。
张硕,罗阿理[4]（2020）在《红亚矮星研究进展》文中指出红亚矮星是甚小质量恒星中的贫金属成员,质量从约0.5M⊙（M⊙为太阳质量）到H燃烧的最小质量（0.075M⊙～0.085M⊙,取决于金属丰度）,其寿命长于哈勃年龄,是银河系结构和化学增丰史的重要示踪体。与银盘上数量最多的恒星成员红矮星不同,红亚矮星在太阳附近非常稀少,并且其运动学特征与盘矮星有较大差异,属于年老银河系星族,即为年老盘星族、厚盘星族或晕星族。观测上,红亚矮星可以根据其不同于红矮星的自行、测光和光谱特征被识别和证认。由于其恒星表面大气温度很低,并且颜色比同质量的矮星更蓝,因此红亚矮星在赫罗图上位于主序带末端的下方,介于矮星与白矮星之间。红亚矮星的光学波段光谱由金属氧化物（如TiO和VO）和氢化物（如CaH和H2O）的分子吸收带占主导。红亚矮星可按其光谱形态和分子带特征分成不同的光谱型和金属丰度等级,其中晚M型到早L型的亚矮星既可能是小质量的恒星,也可能是较大质量的年轻褐矮星。介绍了对红亚矮星研究的历史背景和前沿动态,详细阐述了光谱分析方法在研究亚矮星中的重要性,以及根据光谱特征对亚矮星进行分类的方法。最后,总结了甚小质量恒星大气模型的发展过程,并探讨了如何利用模型对亚矮星的大气参数进行估算等热点问题。
赵景昆,赵刚,范舟,谈克峰,宋轶晗,王奇勋,王炜[5]（2020）在《SAGE巡天介绍Ⅱ——恒星大气参数估计》文中进行了进一步梳理主要介绍SAGE巡天的恒星大气参数计算方法。首先回顾了前人利用恒星颜色确定恒星大气参数的工作;然后介绍了确定参数的多项式拟合和深度学习两种方法,并对每一种方法的原理、误差和特点进行了详细描述;最后对利用SAGE巡天恒星大气参数的前景进行展望。
张洪颖[6]（2020）在《基于集成树模型的A型恒星大气参数的测量》文中研究表明LAMOST目前作为天体光谱获取率最高的天文望远镜是进行大视场、大样本天文学研究的有力工具,其最新一期释放的数据集已经超过1000万条光谱,是世界上第一个获取光谱数据超过千万量级的望远镜设备。本文主要针对LAMOST所获取的海量天体光谱数据,进行天体光谱自动处理算法,特别是恒星大气参数的自动测量算法方面的研究。在恒星光谱中,线指数能够较好地保留恒星的物理特征信息,利用线指数这一物理特征对恒星进行参数测量能有效解决高维光谱数据运算复杂度较高的问题。本文即是基于LAMOST望远镜观测光谱数据,采取线指数作为主要输入特征,研究分析了极端随机树（Extremely Randomized Trees,Extra-Trees）、极端梯度提升树（Extreme Gradient Boosting,XGBoost）两种集成树模型在A型恒星大气物理参数自动测量方面的应用。工作内容主要包括:（1）设计并实现了基于极端随机树模型（Extra-Trees）的恒星光谱参数测量算法。利用LAMOST-DR6中A型恒星光谱数据集进行了一系列的实验测试,详细进行了基于该算法下26个线指数与恒星有效温度、表面重力及金属丰度三个参数的相关性分析,发现不同参数对26个线指数的依赖性有所不同,本文利用该结果分别采用了相关性较大的线指数来分别测量三个参数。同时,分析了三个物理参数与峰值波长的相互作用,发现峰值波长仅可以影响恒星有效温度和金属丰度的测量精度。最终的实验结果表明,参数测量精度优于随机森林（RF）和支持向量机回归（SVR）两种常用算法。（2）设计并实现了基于极端梯度提升树模型（XGBoost）的恒星光谱参数测量算法。XGBoost算法是对传统梯度提升决策树（GBDT）算法的一个重要的改进算法,该算法能够分布式处理高维稀疏特征,具有运行速度快、准确度高、不易过拟合的优点,本文通过引入网格搜索算法对XGBoost模型的主要参数进行了参数调优。同时本文亦考虑了输出三个大气参数之间的相关性,通过实验分析得到了在进行每个参数测量时输入特征加入了另外两个输出参数的次序,这一改进能够增加测量算法的输入特征信息量。一系列设计的实验结果表明,该算法相比于Extra-Trees和传统GBDT及SVR三种算法在三个参数取得的测量精度上都得到了有效提升。
余周毅[7]（2019）在《用天体测量方法探测宜居带系外行星》文中认为自从20世纪末人们发现的第一颗系外行星,系外行星科学已成为天文学研究的热点。目前,人们已经发现了数千颗系外行星。这些行星系统所带来的丰富信息已经使得我们对于行星系统的形成和演化有了越来越深刻的理解。系外行星研究领域中的热点问题之一就是寻找到宜居带行星,这不仅是在为我们寻找另外一个家园,也有助于回答“我们从哪儿来?”等重大科学问题。如今,人们已经在发现了数十颗宜居带行星。但是遗憾的是,这类行星大多数缺少完整的参数信息,特别是质量信息。例如,传统的视向速度方法只能测量行星的最小质量。这就为我们研究这些行星的性质以及以及行星宜居性的研究带来了困难。我们迫切需要一种能够精确获得行星参数的方法。天体测量法作为古老的天文方法,在确定天体轨道,天体质量方面发挥了重要作用。并且天体测量法可以同时获得行星质量以及行星轨道参数。天体测量法探测系外行星需要很高的探测精度。近几年来,天体测量方法的探测精度已经得到了很大的提高。2013年,ESA发射了 Gaia卫星,将天体测量的精度提升到了μas的量级,这就为我们探测行星系统带来了可能。为了利用好未来天体测量时序数据,我们研究了如何从天体位置信号中提取到行星的质量和轨道信息。我们建立了一套数据处理方法,用来拟合多行星系统中各个行星的轨道参数。经过验证,这一方法能够得到行星的轨道参数和质量信息。但是,我们在模拟过程中发现,就Gaia目前的精度,对于对500pc以内的类木行星能提供更完备的行星参数,但是对于类地行星,尤其是对于宜居带类地行星,探测精度仍然不够。因为天体测量法可以提供更完备的行星参数,我国也在计划着下一代更高精度的天体测量卫星-HEPS（Habitable ExoPlanets Survey）。HEPS卫星精度达到了亚微角秒量级,预计对距离我们30pc之内的类太阳恒星系统中探测到宜居带类地行星。因此,我们模拟了太阳系附近的已探测到行星的系统的天体测量信号,并且用我们的拟合方法对行星参数进行了反演。我们的模拟结果为HEPS未来的观测提供了观测候选体。同时,我们针对了不同的多行星系统,分析了影响宜居行星探测的因素。我们发现一颗行星的被探测到的概率和行星的信噪比,观测的时间间隔,观测持续的时间以及行星系统中其他行星都有关系。我们通过模拟给出了这些影响因素的近似表达式。这一近似结果不仅可以用在我们为HEPS提供的观测目标上,还可以拓展应用到其他的观测目标,以估计宜居带行星的探测概率,甚至可以拓展到其他天体测量项目上的分析,比如对Gaia卫星探测结果的分析上。本文基于HEPS的观测模式,对宜居带行星系统进行了天体测量信号的模拟和拟合,通过拟合结果的好坏,挑选最适合HEPS观测的源,并且分析了影响拟合结果的因素,根据这些因素我们就可以优化观测方法,对未来的天体测量计划和数据处理方法有重要的参考意义。在第一章中,我们回顾了探测宜居带系外行星的历史,特别是人们在研究宜居带行星方面做出的努力。通过对比分析目前探测宜居带类地行星的各种方法,强调了天体测量方法在探测宜居带系外行星方面的优势,并梳理天体测量法探测系外行星的现状,介绍未来更高精度的天体测量项目。在第二章中,我们介绍了行星引起的恒星的位移信号,天体测量方法探测系外行星的观测量,以及我们处理天体测量数据,反演行星轨道参数的流程。即我们首先建立了一个包括视差、自行的恒星空间运动模型来描述恒星的运动,结合HEPS的误差模型,模拟出恒星的天体测量实测信号,然后通过蒙特卡洛模拟和Levenberg-Marquardt方法建立了一套快速有效得到行星轨道参数的方法。在第三章中,我们将天体测量信号模拟和行星参数反演方法应用到类太阳恒星周围宜居带类地行星的探测中。我们首先提出了利用行星探测概率来作为衡量天体测量方法探测行星好坏的标准,然后研究了行星的信噪比和多行星系统中其他行星对宜居带行星探测概率的影响。在第四章中,我们将结合Gaia DR2的数据考察真实的行星系统,通过在这些系统中计算宜居带行星探测概率,我们为未来的天体测量项目（比如HEPS）提供观测目标候选体。同时,我们会研究数据采样间隔和观测持续时间对探测概率的影响。最终我们得到一个和行星信噪比、系统中其他行星的质量和半长径以及不同观测策略相关的对宜居带行星探测概率的估计公式。最后,在第五章中,我将总结前述的工作并讨论天体测量法除探测宜居带行星之外,还可以提供哪些关键信息,有助于解决目前系外行星领域中的哪些科学问题。通过这些科学问题的梳理,总结天体测量法在系外行星领域可能取得的重要突破,并对个人的后续研究计划进行展望。
陈淑鑫[8]（2019）在《LAMOST巡天光谱数据处理技术与分析应用》文中进行了进一步梳理大型巡天望远镜的出现为天文学界带来了海量的数据,数据驱动的天文学研究方兴未艾。以美国斯隆数字巡天（SDSS）和中国资助研发的郭守敬望远镜（大天区多目标光纤光谱望远镜,LAMOST）为代表的光谱巡天,使得天文光谱观测数据的信息量飞速扩容,分析所获取的天体光谱,可知其物理、化学和与运动学性质,限制天体的演化过程和宇宙分布等等。LAMOST望远镜是国际天文界中视场最大、光谱获取率最高的多目标光谱望远镜,率先实现同时观测数千个天体光谱的大规模巡天工作。自2011年以来LAMOST已完成6年的大规模巡天观测,获取了最大的恒星参数星表,存储的DR5数据集已达到900多万条光谱,LAMOST获取的天文大数据丰富了全球天文观测数据库。基于这一宝贵数据,我国的某些领域的天文学研究特别是银河系研究摆脱了依赖国外望远镜和数据的状况,增强了我国天文学研究的整体实力。同时,数据驱动的天文研究也逐渐成为天文学研究的重要领域。本文从巡天数据的获取、数据平台处理、统计分析等方面展开研究,提出光学系统中观测光纤存在焦比退化问题,并结合LAMOST实际观测的解决方案进行谱线拟合分析,从源头上分析数据的可靠性;文中引入R语言分析LAMOST观测A型恒星数万量级以上的海量光谱数据,利用现有统计学分析方法及计算程序,实现高效的数据处理,相关性分析巡天观测数据的分类结果与LAMOST模板之间的系统性差异,以及在LAMOST海量光谱数据集中,回归分析观测比例较低但极具研究价值的早期A型恒星光谱,重新构建LAMOST观测数据B型恒星分类模板。借助深度学习天文数据挖掘技术,实现高效处理海量的光谱数据,有效提取并正确解释数据信息所隐含的、未知的、有研究价值较的信息。本文开展了如下4个方面工作:首先,依据LAMOST望远镜调试阶段的大芯径光纤,由于焦比退化现象产生的出射环型斑貌,结合CCD光谱图像特点实施轮廓拟合的抽谱方法,把二维CCD光谱图像转换成一维光谱,模拟LAMOST的红端数据,选取采样点在5000?6000?波段范围,此波段包含铁元素Fe发射线的谱线与获得的环形斑轮廓卷积,分析焦比变化对Fe发射线峰值的影响,阐明正式巡天观测时,主镜Mb前悬挂平场漫反射屏消除环形斑引发偏差的正确性。其次,引入R语言平台应用国际天文界的数据标准格式FITS加载RFITSIO软件包,实现LAMOST巡天光谱数据读取、编译并运行图形化分析,较好地利用R语言挖掘和提取谱线样本的主要特征,为高效地获取挖掘天文光谱数据信息以及相应的未知天文学知识奠定基础。充分利用R语言应用统计学方法,完成天文光谱的模式识别与数据挖掘等工作,提高了数据分析效率。文中结合LAMOST数据读取、测试了R语言中的各类软件模块,涵盖数据拟合:数据建模、极值法、最小二乘法、最大似然法、非线性回归;数据插值:内插、样条法;数据平滑:移动平均、频谱分析;距离分类:欧氏距离、马氏距离;相关分析:自相关、交叉相关、图像平移;高维数据降维:PCA等。运用上述方法从天文数据中提取信息,为解释天文学光谱谱线特征和探求未知种类的海量稀有天体提供技术依托。针对LAMOST已发布F、G、K恒星光谱划分Kurucz模板光谱对应的参数空间网格,归一化处理20多万条LAMOST实测光谱,经距离计算比对Kurucz理论模板库实验数据后,结果显示LAMOST光谱测量物理参数质量较高,具备极好的可靠性,为后续恒星大气模型的优化提供相应的论证依据。再次,利用天文光谱中Lick线指数有效提取恒星特征。采用Astrostat软件聚类分析线指数,实现多元线性回归和随机森林算法分析来估计A型恒星的有效温度。解决随机森林训练集数据范围内,回归预测模型解决过度拟合问题。比较两种回归的结果,较好地分析解释了数据之间的强相关性。使用岭回归方法解决最小二乘回归法不稳定的问题,从而有效地利用线指数预测A型恒星的有效温度,得出LAMOST大样本的多维参数空间光谱线指数数据正确预测有效温度的方法。最后,依据LAMOST已发布的DR5所有实测的B型恒星光谱,实施有监督聚类方法,得到绝大多数谱线被标记为B6型（7662条）和B9型（3969条）,选取ELODIE已发布的实测光谱库B型光谱数据,经线性判别分析每个子类型的类内距离,成功构建出B型光谱子类型的新分类模板,完善LAMOST巡天数据的分类模板库。
张斌[9]（2018）在《短周期红矮星双星的观测与研究》文中认为通常,我们把由两颗极晚型主序星组成的密近双星系统叫作红矮星双星,它们的子星多为晚K型或者M型星,质量一般小于0.8 M⊙,表面有效温度则介于2500 K到5000 K之间。红矮星是宇宙中数目最多的恒星,表现出主序演化时标长,磁活动性强且由于较暗而不易观测等特点。红矮星的普遍存在和极强的活动性使得短周期红矮星双星的研究成为恒星物理研究领域的一个热点。它们的研究为解决恒星结构演化理论面临的红矮星质量-半径关系难题、相接双星的最短周期截止现象和极端条件下的恒星活动规律等提供了良好的机会。通过对红矮星双星的研究,我们还可探究短周期相接双星的形成和演化机制,并通过实测结果去很好的限制双星的角动量损失理论,探讨恒星形成早期的动力学相互作用等。近年来,随着多个巡天项目的发展,发现了一批红矮星双星样本候选体,作者对其中一些样本进行了详细的测光观测研究,获得研究结果如下:1、通过使用2013版本WD测光解轨程序对1SWASP J200503.05-343726.5的光变曲线进行了分析。分析结果表明1SWASP J200503.05-343726.5是一颗位于轨道周期截止附近的浅度相接双星（f=9%）,处于几何相接阶段,但是质量比接近于1。如此高的质量比可能意味着该系统在零龄主序阶段质量比不小于0.7,主星从零龄主序到主序阶段并未过多演化,所以其恒星密度基本保持一致。与此同时,作者发现,观测得到的光变曲线是不对称的,光变曲线的畸变可能是因为主星磁活动产生的黑子引起的。此外,为了研究1SWASP J200503.05-343726.5的轨道周期变化,我们收集了它的极小时刻,并首次对这些极小时刻进行了分析,研究结果表明它的轨道周期存在长期增加的趋势,这种变化可能是由于次星向主星转移物质引起的,计算得其周期变化率为:dP/dt=5.43×10-8days yr-1。该系统可能由于第三天体或者磁滞影响了双星的动力学相互作用阶段,从而使其前身星经分离系统轨道收缩演化而来。2、通过对短周期相接双星1SWASP J140533.33+114639.1的多波段光变曲线使用2013版本WD测光解轨程序的分析和研究,我们发现,该目标是一个质量比为1.55,相接度为7.9%的浅度相接的W次型相接双星。为了解释它不对称的光变曲线,我们尝试在次星上添加了一个黑子。这类双星可能由一个短周期的分离双星系统通过角动量损失逐渐演化而来,角动量的损失使得双星轨道收缩从而形成短周期相接双星。基于（O-C）分析方法,我们利用搜集到的所有测光极小数据,第一次分析了它的轨道周期变化。分析结果显示,双星系统的轨道周期在以dP/dt=+2.09×10-7days yr-1的变化率增加,这种变化可能由次星向主星的物质交流所引起。3、我们首次获得了短周期食双星1SWASP J224747.20-351849.3和1SWASP J034439.97+030425.5多波段的光变曲线,并且使用2013版本的W-D程序对其进行了分析。为了拟合1SWASP J034439.97+030425.5不对称的光变曲线,我们在它的主星上添加了一个黑子。研究中发现这两个源都有第三光存在,且第三光占总光度的比值分别是49.78%和67.89%,说明它们可能是三体系统。解轨结果表明,它们都是W次型相接双星,1SWASP J034439.97+030425.5的相接度和质量比为f=4.9%,q=2.456,而1SWASP J224747.20-351849.3的相接度和质量比为f=30.9%,q=1.204。根据O-C分析方法,我们利用收集到的极小时刻分析了它们的轨道周期变化。拟合结果表现出类似抛物线变化的趋势,这种结果可以用两子星之间的物质交流来解释。另一种解释就是,它们可能是伴星天体引起轨道周期长期变化的一部分。伴星天体在中心双星系统演化的过程中扮演了重要作用,主要是通过抽取双星系统的角动量来影响双星的形成和演化。4、本文采用2013版本的W-D程序研究了两个分离双星系统NSVS 11868841和GJ 3236的四色光变曲线,考虑到观测光变曲线的不对称性,我们在拟合过程中使用了黑子模型。我们比较了之前公布的黑子参数,讨论了黑子的演化。在我们长达20个小时的观测中,GJ 3236的光变曲线记录到5次耀斑事件,计算得其平均的耀斑爆发率为0.025次每小时。无论是恒星黑子还是耀斑,都会影响食双星的演化。我们利用收集到的极小时刻,采用O-C分析方法研究了这两颗星的轨道周期变化。研究结果表明,NSVS 11868841的轨道周期存在一个周期为1.76年的震荡,而GJ 3236的轨道周期则只有一个线性变化。结合我们自己的研究和已经公布的统计结果,我们认为;分离双星系统轨道周期小于等于7年的周期性震荡主要是由第三天体的光时轨道效应引起的,而Applegate机制则需要更长的时间。5、我们获得了NSVS 01286630两组新的四色光变曲线,并使用2013版的W-D程序对它们进行了解轨分析。研究结果表明,NSVS 01286630是一个高轨道倾角的,有较强活动性的分离双星系统。系统的质量比大于1,但是次星有效温度比主星低,说明次星上有大面积黑子覆盖。基于磁发电机原理,我们讨论了黑子的活动性。我们利用自己观测所得和已经公布的极小时刻,使用最小二乘法对NSVS01286630的轨道周期变化进行了分析。拟合结果表明,NSVS 01286630的轨道周期存在一个周期为3.61年的周期性变化成分,我们研究认为引起这种变化的原因是因为存在一个看不见的第三天体。根据拟合结果我们估算出第三天体的最小质量约为0.1M⊙,它可能在双星演化过程中通过转移双星系统的角动量而影响了双星的演化。6、通过使用2013版本的W-D程序对极短周期（小于0.2天）食双星2MASS J11553339+3544399多色光变曲线的分析,我们发现,它是一个罕见的M-M型分离食双星系统,其系统质量比为0.94,主次星与各自临界洛希瓣的充满度分别为90%和84.8%。它可能由其前身星在磁滞和自旋轨道同步的作用下,通过损失角动量演化而来。我们根据经验的质量半径关系,估算两子星的质量和半径分别为:M1=0.475±0.035 M⊙,M2=0.441±0.044 M⊙,R1=0.516±0.089 R⊙,R2=0.491±0.105 R⊙。然后,利用收集到的极小时刻,我们对它的轨道周期变化进行了首次分析。其O-C分析揭示了一个轨道周期为9.51年,振幅为0.00315天的周期性变化。我们经过分析认为,这种变化是由质量为M3sin（i′）～0.125 M⊙的伴星天体引起的,且第三天体距离三体质心的距离约为3.96个天文单位,它可能在双星早期演化的过程中抽取了双星系统的角动量,对双星的演化起了重要作用。这一发现是继BW03 V38和GSC 2314-0530之后,又一个处于关键演化阶段的双星样本,我们可以用它来研究M-M型食双星的形成,演化以及磁活动。
袁海龙,张彦霞,张昊彤,赵永恒[10]（2018）在《恒星大气参数测量》文中进行了进一步梳理从恒星的研究意义谈起,介绍了恒星大气参数的基本概念及研究意义;阐述了恒星参数测量方法的分类:直接测量和间接测量。着重评述了间接测量方法,包括测光方法、红外流量方法、巴尔默线轮廓拟合、谱线比例方法、线指数方法、金属线诊断法、光谱模板拟合和机器学习方法等。指出在大型巡天数据中光谱模板拟合与机器学习方法的优势及其广泛应用。对于高分辨率光谱,金属线诊断仍然备受天文学家青睐;红外流量方法的测量结果常用来定标。
二、确定恒星表面有效温度的曲面拟合方法（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、确定恒星表面有效温度的曲面拟合方法（论文提纲范文）
（1）恒星光谱模板库构建及其在恒星大气参数测量中的应用研究（论文提纲范文）
| 中文摘要 |
| ABSTRACT |
| 1.绪论 |
| 1.1 研究背景 |
| 1.2 国内外研究现状 |
| 1.3 本文主要工作 |
| 2.恒星光谱及模板库概述 |
| 2.1 引言 |
| 2.2 恒星及天体目标分类 |
| 2.3 光谱数据的存储 |
| 2.4 光谱数据的提取 |
| 2.5 恒星大气物理参数 |
| 2.6 恒星光谱模板库 |
| 2.6.1 恒星理论模板库 |
| 2.6.2 恒星实测模板库 |
| 2.7 本章小结 |
| 3.LAMOST恒星光谱模板库的构建研究 |
| 3.1 引言 |
| 3.2 LAMOST-DR7光谱数据 |
| 3.3 恒星光谱样本选择 |
| 3.4 恒星光谱模板数据的筛选 |
| 3.4.1 光谱的分辨率 |
| 3.4.2 信噪比和视向速度误差 |
| 3.4.3 恒星样本参数的选择 |
| 3.5 波长插值 |
| 3.6 流量去噪 |
| 3.7 光谱质量控制 |
| 3.8 结果分析 |
| 3.8.1 参数空间覆盖 |
| 3.8.2 光谱 |
| 3.9 本章小结 |
| 4.LAMOST恒星光谱模板库的参数验证 |
| 4.1 引言 |
| 4.2 恒星大气物理参数研究 |
| 4.3 方法介绍 |
| 4.3.1 Gradient boosting |
| 4.3.2 随机森林 |
| 4.4 基于恒星模板库的参数测量实验 |
| 4.4.1 天体光谱预处理 |
| 4.4.2 特征提取 |
| 4.5 参数测量实验过程与结果 |
| 4.5.1 实验设计 |
| 4.5.2 实验数据及评价指标 |
| 4.5.3 实验过程 |
| 4.5.4 实验结果对比分析 |
| 4.6 本章小结 |
| 5.总结与展望 |
| 参考文献 |
| 致谢 |
| 作者简介 |
（2）日冕物质抛射及其驱动激波的多波段和多视角研究（论文提纲范文）
| 摘要 |
| ABSTRACT |
| 第1章 CME及其驱动激波的研究及观测 |
| 1.1 日冕辐射 |
| 1.1.1 白光辐射 |
| 1.1.2 紫外辐射 |
| 1.2 CME观测研究 |
| 1.2.1 CME的空间及地面观测仪器 |
| 1.2.2 CME的多波段观测特征 |
| 1.2.3 CME的动力学特征 |
| 1.2.4 CME/耀斑标准模型及CME触发机制 |
| 1.3 日冕中的波动和激波 |
| 1.3.1 MHD波动模式 |
| 1.3.2 激波理论 |
| 1.3.3 激波的观测特征 |
| 第2章 小尺度短时标CME及其驱动激波 |
| 2.1 2015年11月4日爆发事件观测 |
| 2.2 分析和结果 |
| 2.2.1 CME热通道的传播和膨胀 |
| 2.2.2 活塞型驱动激波 |
| 2.2.3 CME热通道与激波的关系 |
| 2.2.4 爆发事件的热力学性质 |
| 2.2.5 LASCO视场中的CME |
| 2.3 讨论与小结 |
| 2.3.1 讨论 |
| 2.3.2 小结 |
| 第3章 与喷流相关的CME及其驱动激波 |
| 3.1 2010年8月31日爆发事件观测 |
| 3.2 喷流、CME和激波的三维重构 |
| 3.3 喷流、CME和激波的运动学性质 |
| 3.4 相关日冕物理参量的估测 |
| 3.5 CME的起始和激波形成机制 |
| 3.6 讨论与小结 |
| 第4章 利用互相关方法首次测量CME内部二维速度分布 |
| 4.1 利用合成白光图像测量CME径向速度分布 |
| 4.1.1 径向速度测量的互相关方法 |
| 4.1.2 CME径向速度不确定性 |
| 4.2 2010年10月28日CME事件分析 |
| 4.2.1 CME的观测 |
| 4.2.2 CME的二维径向速度分布 |
| 4.2.3 CME的多普勒暗化因子 |
| 4.2.4 CME的能量分布 |
| 4.3 讨论与小结 |
| 第5章 紫外和白光波段的CME研究 |
| 5.1 CME在LASCO和EUV波段的观测 |
| 5.2 CME在UVCS的观测 |
| 5.2.1 紫外通道观测 |
| 5.2.2 白光通道观测 |
| 5.2.3 白光与紫外的直接比较 |
| 5.3 结合紫外和白光观测的温度诊断 |
| 5.3.1 CME密度测量 |
| 5.3.2 CME内部径向速度测量 |
| 5.3.3 CME温度测量 |
| 5.4 讨论与小结 |
| 第6章 总结与展望 |
| 6.1 总结 |
| 6.2 展望 |
| 参考文献 |
| 附录A 三维曲面拟合及曲率半径计算 |
| A.1 CME尖角三维曲面拟合 |
| A.2 曲率半径计算 |
| 致谢 |
| 在读期间发表的学术论文与取得的研究成果 |
（3）恒星耀发的测光观测及系外行星的证认（论文提纲范文）
| 摘要 |
| 英文摘要 |
| 第一章 绪论 |
| 1.1 系外行星简史 |
| 1.2 系外行星探测方法 |
| 1.2.1 视向速度法 |
| 1.2.2 凌星法 |
| 1.2.3 视向速度法与凌星法结合 |
| 1.3 恒星耀发探测简史 |
| 1.3.1 恒星耀发定义 |
| 1.3.2 恒星耀发观测意义 |
| 1.3.3 恒星耀发观测历史 |
| 1.4 恒星耀发统计结果简介 |
| 1.5 本文立意 |
| 第二章 基于CSTAR望远镜2008年数据的恒星耀发探测 |
| 2.1 引言 |
| 2.2 设备、观测以及先前数据处理方法 |
| 2.2.1 CSTAR望远镜参数简介 |
| 2.2.2 2008年观测简介 |
| 2.2.3 先前数据处理综述 |
| 2.3 恒星耀发探测 |
| 2.3.1 测光精度 |
| 2.3.2 恒星耀发探测方法 |
| 2.3.3 候选体验证 |
| 2.4 结果与讨论 |
| 2.4.1 恒星耀发探测结果 |
| 2.4.2 恒星耀发属性 |
| 2.4.3 2MASSS J174728.65-884609.43耀发事件详解 |
| 2.5 本章小结 |
| 第三章 基于AST3-II望远镜(CHESPA)2016年观测数据的恒星耀发探测与刻画 |
| 3.1 引言 |
| 3.2 设备、观测以及先前数据处理方法 |
| 3.2.1 AST3望远镜简介 |
| 3.2.2 2016年观测与先前数据处理综述 |
| 3.3 耀发探测 |
| 3.3.1 测光精度综述 |
| 3.3.2 耀发探测方法 |
| 3.3.3 验证过程 |
| 3.4 耀发探测结果与讨论 |
| 3.4.1 耀发探测结果 |
| 3.4.2 恒星耀发拟合过程 |
| 3.4.3 耀发参数 |
| 3.4.4 恒星参数计算 |
| 3.4.5 耀发结果讨论 |
| 3.5 本章小结 |
| 第四章 利用AAT望远镜数据进行CSTAR系外行星候选体证认 |
| 4.1 引言 |
| 4.2 观测与数据处理 |
| 4.2.1 AAT望远镜简介 |
| 4.2.2 已有测光数据与视向速度数据简介 |
| 4.3 视向速度、凌星数据联合拟合 |
| 4.3.1 存在性初步证认 |
| 4.3.2 全局拟合 |
| 4.4 结果与讨论 |
| 4.4.1 全局拟合结果 |
| 4.4.2 CEC-8b讨论 |
| 4.5 本章小结 |
| 第五章 总结与展望 |
| 5.1 总结 |
| 5.2 展望 |
| 参考文献 |
| 发表文章目录 |
| 致谢 |
（4）红亚矮星研究进展（论文提纲范文）
| 1 引言 |
| 2 历史背景和前沿动态 |
| 2.1 赫罗图 |
| 2.2 约减自行图 |
| 2.3 运动学特征 |
| 2.4 金属丰度 |
| 2.5 年龄、质量和半径 |
| 2.6 活动性分析 |
| 2.7 多体比例 |
| 3 光谱分析 |
| 3.1 光谱特征 |
| 3.2 光谱分类 |
| 3.2.1 基于光谱指数的金属丰度分类 |
| 3.2.2 基于指数的光谱子型确定 |
| 3.2.3 基于理论模型分析的独立分类系统 |
| 3.2.4 光谱标准序列 |
| 3.3 恒星大气模型 |
| 3.4 恒星大气参数测量 |
| 4 总结与展望 |
（5）SAGE巡天介绍Ⅱ——恒星大气参数估计（论文提纲范文）
| 1 引言 |
| 2 样本 |
| 3 多项式拟合 |
| 4 深度学习 |
| 4.1 背景 |
| 4.2 参数测量 |
| 4.2.1 数据准备 |
| 4.2.2 网络结构 |
| 4.2.3 数据预处理 |
| 4.2.4 结果 |
| 4.2.5 讨论 |
| 5 总结与展望 |
（6）基于集成树模型的A型恒星大气参数的测量（论文提纲范文）
| 中文摘要 |
| ABSTRACT |
| 1.绪论 |
| 1.1 研究背景 |
| 1.2 国内外研究现状 |
| 1.3 本文研究内容及组织结构 |
| 2.天体光谱数据介绍 |
| 2.1 恒星的分类 |
| 2.2 LAMOST-DR6 数据集 |
| 2.3 光谱数据格式 |
| 2.4 恒星大气物理参数 |
| 2.5 本章小结 |
| 3.Extra-Trees算法在恒星参数测量中的应用研究 |
| 3.1 引言 |
| 3.2 Extra-Trees算法介绍 |
| 3.2.1 Extra-Trees算法概述 |
| 3.2.2 Extra-Trees算法的几何特征 |
| 3.3 实验及结果分析 |
| 3.3.1 运行环境 |
| 3.3.2 实验数据 |
| 3.3.3 模型参数 |
| 3.3.4 模型验证 |
| 3.3.5 实验过程 |
| 3.3.6 实验及结果分析 |
| 3.4 本章小结 |
| 4.XGBoost算法在恒星参数测量中的应用研究 |
| 4.1 引言 |
| 4.2 XGBoost算法介绍 |
| 4.2.1 XGBoost算法概述 |
| 4.2.2 XGBoost算法原理 |
| 4.3 实验及结果分析 |
| 4.3.1 运行环境 |
| 4.3.2 实验数据 |
| 4.3.3 模型参数 |
| 4.3.4 模型验证 |
| 4.3.5 实验过程 |
| 4.3.6 实验及结果分析 |
| 4.4 本章小结 |
| 5.总结与展望 |
| 参考文献 |
| 攻读硕士学位期间发表学术论文情况 |
| 致谢 |
| 作者简介 |
（7）用天体测量方法探测宜居带系外行星（论文提纲范文）
| 摘要 |
| Abstract |
| 第一章 绪论 |
| 1.1 宜居带行星简介 |
| 1.1.1 宜居带和行星的宜居性 |
| 1.1.2 恒星附近宜居带的计算 |
| 1.1.3 已发现的宜居带行星 |
| 1.2 天体测量法探测宜居带类地行星的优势 |
| 1.2.1 目前主流方法存在的挑战 |
| 1.2.2 天体测量法的优势 |
| 1.3 天体测量法的现状和未来的系外行星探测项目 |
| 1.3.1 天体测量方法的现有的应用 |
| 1.3.2 天体测量法未来探测系外行星项目 |
| 1.4 小结 |
| 第二章 天体测量信号模拟和行星参数反演 |
| 2.1 恒星在天球上的运动 |
| 2.2 反演行星参数的方法 |
| 2.3 一个实例: HD 192310 |
| 2.4 小结 |
| 第三章 多行星系统中宜居带类地行星的探测 |
| 3.1 宜居带类地行星的探测概率P_(HP) |
| 3.2 探测概率与信噪比的关系 |
| 3.3 探测概率受其他行星的影响 |
| 3.4 小结 |
| 第四章 在已知系外行星系统中搜寻宜居带类地行星 |
| 4.1 已知行星系统的筛选和参数设置 |
| 4.2 宜居带类地行星的模拟 |
| 4.3 探测概率的统计和分析 |
| 4.3.1 不同系统中的探测概率 |
| 4.3.2 影响探测概率的因素 |
| 4.4 小结 |
| 第五章 总结与展望 |
| 5.1 总结 |
| 5.2 未来展望 |
| 参考文献 |
| 致谢 |
| 作者简介及攻读期成果 |
（8）LAMOST巡天光谱数据处理技术与分析应用（论文提纲范文）
| 摘要 |
| abstract |
| 第1章 绪论 |
| 1.1 课题背景和研究意义 |
| 1.1.1 天文光学光谱技术 |
| 1.1.2 天文光谱数据分析应用 |
| 1.1.3 虚拟天文实验数据运行环境 |
| 1.2 国内外研究现状 |
| 1.2.1 光学巡天观测系统 |
| 1.2.2 天文光学成像技术 |
| 1.2.3 LAMOST技术与实现 |
| 1.3 天文光学光谱信息数据 |
| 1.3.1 探究恒星物理数据信息 |
| 1.3.2 获取天文光谱特征信息 |
| 1.4 本文主要工作 |
| 1.4.1 主要研究内容 |
| 1.4.2 论文组织结构 |
| 第2章 LAMOST光纤出射斑谱线数据分析 |
| 2.1 引言 |
| 2.2 获取多目标光纤光谱 |
| 2.2.1 光纤焦比退化 |
| 2.2.2 抽取二维CCD天文光谱 |
| 2.2.3 光纤光谱抽谱优化方法 |
| 2.3 处理天文光纤光谱数据 |
| 2.3.1 RFITSIO软件包读取光谱数据FITS格式 |
| 2.3.2 连续谱拟合法处理光谱缺失值 |
| 2.4 拟合分析光纤环形斑数据 |
| 2.4.1 实验偏心入射环形斑 |
| 2.4.2 LAMOST光纤光谱仪光斑变形 |
| 2.4.3 采集远场出射斑图像 |
| 2.4.4 消除LAMOST数据环形斑 |
| 2.5 本章小结 |
| 第3章 LAMOST大样本恒星光谱处理技术 |
| 3.1 引言 |
| 3.2 天文光谱数据降维处理 |
| 3.2.1 LAMOST光谱观测数据 |
| 3.2.2 光谱离群数据检测模型 |
| 3.2.3 R语言光谱数据挖掘降维应用 |
| 3.3 天文光谱数据聚类分析 |
| 3.3.1 分组数据分析方法 |
| 3.3.2 数据标准化与归一化 |
| 3.3.3 K-MEANS最临近距离算法 |
| 3.4 恒星光谱样本数据距离分类 |
| 3.4.1 欧氏距离计算方法 |
| 3.4.2 马氏距离计算方法 |
| 3.4.3 计算LOF密度算法 |
| 3.4.4 ASTROSTAT线指数离群数据分析 |
| 3.5 LAMOST恒星光谱模板间距离分析 |
| 3.5.1 聚类中心网格 |
| 3.5.2 网格聚类恒星参数 |
| 3.5.3 距离法统计分析 |
| 3.6 本章小结 |
| 第4章 LAMOST恒星光谱数据分析应用 |
| 4.1 引言 |
| 4.2 恒星光谱相似度数据分析 |
| 4.2.1 R程序数据分析计算性能 |
| 4.2.2 光谱归一化处理 |
| 4.2.3 模板匹配 |
| 4.3 LAMOST恒星光谱模板相关性分析 |
| 4.3.1 LAMOST模板库分类 |
| 4.3.2 度量数据相关性距离 |
| 4.3.3 相关性计算结果分析 |
| 4.4 重构LAMOST恒星模板B型星分类 |
| 4.4.1 ELODIE实测模板 |
| 4.4.2 线性插值模板波长 |
| 4.4.3 计算ELODIE模板B型恒星相关性 |
| 4.4.4 马氏距离度量B型恒星光谱模板分析 |
| 4.5 多元线性回归分析光谱线指数 |
| 4.5.1 天文光谱线指数 |
| 4.5.2 线性回归分析 |
| 4.5.3 探索模型优化拟合 |
| 4.5.4 拟合数据残差分析 |
| 4.5.5 随机森林预测A型恒星有效温度 |
| 4.5.6 比较预测效果 |
| 4.6 A型光谱线指数岭回归预测分析有效温度 |
| 4.6.1 A型恒星线指数信息 |
| 4.6.2 构造数据模型 |
| 4.6.3 线指数共线性 |
| 4.6.4 岭回归分析 |
| 4.7 本章小结 |
| 结论 |
| 参考文献 |
| 攻读博士学位期间发表的论文和取得的科研成果 |
| 致谢 |
| 个人简历 |
| 附录A：LAMOST发布DR5 实测数据分类信息 |
| 附录B：处理光谱数据部分源代码 |
（9）短周期红矮星双星的观测与研究（论文提纲范文）
| 摘要 |
| Abstract |
| 第1章 引言 |
| 第2章 红矮星双星的研究概况 |
| 2.1 分离红矮星双星的基本特征 |
| 2.2 相接红矮星双星的基本特征 |
| 2.3 红矮星双星的研究现状 |
| 2.4 观测与理论的差异 |
| 2.5 周期截止现象 |
| 第3章 短周期相接双星样本的研究 |
| 3.1 1SWASP J200503.05-343726.5 的测光研究 |
| 3.2 1SWASP J140533.33+114639.1 的测光研究 |
| 3.3 1SWASP J224747.20-351849.3 和 1SWASP J034439.97+030425.5 的测光研究 |
| 3.4 章小结 |
| 第4章 分离红矮星双星轨道周期震荡与磁活动周 |
| 4.1 引言 |
| 4.2 样本星介绍 |
| 4.3 样本星光变曲线分析 |
| 4.4 轨道周期变化研究 |
| 4.5 讨论与结果 |
| 第5章 短周期分离红矮星双星的观测与研究 |
| 5.1 NSVS 01286630 的测光研究 |
| 5.2 J11553339+3544399 的测光研究 |
| 第6章 结论与展望 |
| 附录 巡天发现的红矮星双星候选体 |
| 参考文献 |
| 作者简历及攻读学位期间发表的学术论文与研究成果 |
| 作者简历 |
| A.1 学术论文 |
| A.2 申请或已获得的专利 |
| A.3 参加的研究项目及获奖情况: |
| 致谢 |
（10）恒星大气参数测量（论文提纲范文）
| 1 恒星大气参数 |
| 2 直接测量 |
| 3 间接测量 |
| 3.1 测光方法 |
| 3.2 红外流量方法 |
| 3.3 巴尔默线轮廓拟合 |
| 3.4 谱线比例方法 |
| 3.5 线指数方法 |
| 3.6 金属线诊断法 |
| 3.7 光谱模板拟合 |
| 3.8 机器学习方法 |
| 4 总结 |
四、确定恒星表面有效温度的曲面拟合方法（论文参考文献）
- [1]恒星光谱模板库构建及其在恒星大气参数测量中的应用研究[D]. 查子真. 辽宁科技大学, 2021
- [2]日冕物质抛射及其驱动激波的多波段和多视角研究[D]. 应蓓丽. 中国科学技术大学, 2020(01)
- [3]恒星耀发的测光观测及系外行星的证认[D]. 梁恩思. 南京大学, 2020(04)
- [4]红亚矮星研究进展[J]. 张硕,罗阿理. 天文学进展, 2020(01)
- [5]SAGE巡天介绍Ⅱ——恒星大气参数估计[J]. 赵景昆,赵刚,范舟,谈克峰,宋轶晗,王奇勋,王炜. 天文学进展, 2020(01)
- [6]基于集成树模型的A型恒星大气参数的测量[D]. 张洪颖. 辽宁科技大学, 2020(02)
- [7]用天体测量方法探测宜居带系外行星[D]. 余周毅. 南京大学, 2019(01)
- [8]LAMOST巡天光谱数据处理技术与分析应用[D]. 陈淑鑫. 哈尔滨工程大学, 2019(08)
- [9]短周期红矮星双星的观测与研究[D]. 张斌. 中国科学院大学(中国科学院云南天文台), 2018(03)
- [10]恒星大气参数测量[J]. 袁海龙,张彦霞,张昊彤,赵永恒. 天文研究与技术, 2018(03)