大質量星（通常是指質量大于8M_⊙）是宇宙中元素增豐和再電離的主要原因,因此它們在其宿主星系的演化過程中扮演了重要的作用。OB星作為大質量恒星,主要通過紫外輻射、星風損失和最終的核塌縮超新星爆炸等方式,對宇宙中的星際介質、元素增豐、恒星形成和星系演化等產生重要的影響。另外,OB星具有短壽命的特點,也是研究恒星形區(qū)成、分子云分布的重要探針。目前,國際上已知的銀河系OB星樣本主要來自于太陽鄰域其數(shù)目有限,因而證認出更多的覆蓋空間范圍更廣的銀河系OB星樣本,對于研究銀河系的結構、恒星形成及與大質量星相關的恒星物理有著重要的意義。本工作基于LAMOST DR4的龐大恒星光譜數(shù)據(jù),研究了銀河系OB星的光譜特征和空間分布,發(fā)展了基于精確的光譜計算得到的譜指數(shù)方法,利用該方法成功挑選出了11,676顆OB星,其中包括59顆O型星和11,627顆B型星,并經(jīng)過了人眼的反復檢驗。事實證明,我們的譜指數(shù)方法可以有效地剔除大量的非OB星樣本,大大提高了工作效率。由于時間原因,我們無法用眼睛完成所有OB星的光譜型和光度型分類工作。我們只是從中挑選出了1,505顆OB星,并用眼睛進行了詳細的... 

【文章來源】：河北師范大學河北省

【文章頁數(shù)】：47 頁

【學位級別】：碩士

【部分圖文】：

LAMOST光譜中的典型的OB星光譜，紅色的代表O9V，藍色的代表B3V識別出HeI4009，40264121,4144,4387,4471,4713吸收線：HeII4200,4541,4686吸收譜線，氫的巴耳末線在4202(Hδ),4341(H),還有MgII4481，CII4267也識別出來

O2 和 O3 的區(qū)別在巴耳末線的強度（即譜線的等值情況下，O3 光譜中的巴耳末線強度要強于 O2。6：存在 He I 的譜線, He II4541 和 He I4471 的比值大于 1。線也是一個判斷標準。He II4541/He I4471 的比值小于 1，同時 He I4471 與 He II另外 O7 中還存在弱的 N III4634-4640-4642 發(fā)射線。- O9： He I 線開始出現(xiàn)并且逐漸增強， N III4634-4640-4I4686 與 He I4471 吸收線的比值，和 He II4686 與 O II465高低的標準。O9 光譜中的 Si IV4089 也要強于 O II 的 407

1.3 O2V-O9V 的主序星光譜，圖中標注的譜線是 He I+II4026、He I4144、4387、4471吸收譜線:He II4200、4541、4686 的吸收譜線。在 O2V 和 O3V 型星中 的是 N IV4058射譜線，N V4606-4620 的吸收譜線和 N III4634-4640-4642 發(fā)射譜線.（圖中均為 MK分類系統(tǒng)的標準星）

【參考文獻】：
期刊論文
[1]Spectral classification of stars based on LAMOST spectra[J]. Chao Liu,Wen-Yuan Cui,Bo Zhang,Jun-Chen Wan,Li-Cai Deng,Yong-Hui Hou,Yue-Fei Wang,Ming Yang,Yong Zhang.  Research in Astronomy and Astrophysics. 2015(08)
[2]The Large Sky Area Multi-Object Fiber Spectroscopic Telescope （LAMOST）[J]. Xiang-Qun Cui2, Yong-Heng Zhao1, Yao-Quan Chu3, Guo-Ping Li2, Qi Li1, Li-Ping Zhang2, Hong-Jun Su1, Zheng-Qiu Yao2, Ya-Nan Wang2, Xiao-Zheng Xing3, Xin-Nan Li2, Yong-Tian Zhu2, Gang Wang1, Bo-Zhong Gu2, A-Li Luo1, Xin-Qi Xu2, Zhen-Chao Zhang2, Gen-Rong Liu2, Hao-Tong Zhang1, De-Hua Yang2, Shu-Yun Cao1, Hai-Yuan Chen2, Jian-Jun Chen1, Kun-Xin Chen2, Ying Chen1, Jia-Ru Chu3, Lei Feng1, Xue-Fei Gong2, Yong-Hui Hou2, Hong-Zhuan Hu3, Ning-Sheng Hu2, Zhong-Wen Hu2, Lei Jia1, Fang-Hua Jiang2, Xiang Jiang2, Zi-Bo Jiang2, Ge Jin3, Ai-Hua Li2, Yan Li4, Ye-Ping Li2, Guan-Qun Liu2, Zhi-Gang Liu3, Wen-Zhi Lu2, Yin-Dun Mao4, Li Men1, Yong-Jun Qi2, Zhao-Xiang Qi4, Huo-Ming Shi1, Zheng-Hong Tang4, Qing-Sheng Tao2, Da-Qi Wang1, Dan Wang1, Guo-Min Wang2, Hai Wang2, Jia-Ning Wang2, Jian Wang3, Jian-Ling Wang1, Jian-Ping Wang3, Lei Wang2, Shu-Qing Wang1, You Wang2, Yue-Fei Wang2, Ling-Zhe Xu2, Yan Xu1, Shi-Hai Yang2, Yong Yu4, Hui Yuan1, Xiang-Yan Yuan2, Chao Zhai3, Jing Zhang5, Yan-Xia Zhang1, Yong Zhang2, Ming Zhao4, Fang Zhou2, Guo-Hua Zhou2, Jie Zhu2 and Si-Cheng Zou1 1 National Astronomical Observatories, Chinese Academy of Sciences, Beijing 100012, China; 2 Nanjing Institute of Astronomical Optics and Technology, National Astronomical Observatories, Chinese Academy of Sciences, Nanjing 210042, China 3 University of Science and Technology of China, Hefei 230026, China 4 Shanghai Astronomical Observatory, Chinese Academy of Sciences, Shanghai 200030, China 5 Institute of Architecture Design and Research, Chinese Academy of Sciences, Beijing 100190, China.  Research in Astronomy and Astrophysics. 2012(09)
[3]LAMOST spectral survey——An overview[J]. Gang Zhao 1 , Yong-Heng Zhao 1 , Yao-Quan Chu 1 , 2 , Yi-Peng Jing 3 and Li-Cai Deng 1 1 Key Laboratory for Optical Astronomy, National Astronomical Observatories, Chinese Academy of Sciences, Beijing 100012, China;2 University of Science and Technology of China, Hefei 230026, China 3 Shanghai Astronomical Observatory, Chinese Academy of Sciences, Shanghai 200030, China.  Research in Astronomy and Astrophysics. 2012(07)



本文編號：3460497