摘要:接收机是射电天文中用于探测微弱射电信号的重要接收设备. 接收机的强度校准就是将接收机对射电源的响应转换为天文意义上的流量密度. 常规方法就是使用经典的冷热负载法, 将接收机自身的强度响应转换为一个等效的温度值, 之后再据此对射电源做进一步标定. 通过搭建基于斩波轮技术的K波段接收机强度校准平台, 使用斩波轮法测试K波段常温接收机的噪声温度, 并与传统冷热负载法的测试结果进行比对. 结果显示, 在晴好天气条件下, 斩波轮法在30^\circ、90^\circ仰角下噪声温度的最大测试误差为7.5%和8.4%, 可以很好地应用于实际噪声温度测试中; 但在5^\circ仰角测试中, 由于过低仰角引入了地面噪声, 使得斩波轮法的测试误差上升至20%--30%之间而无法使用. 希望在此基础上进一步开展K波段天空亮温度的理论计算与实测, 从而完善斩波轮技术的应用, 使之可以满足在不同气象条件下的噪声校准测试需求.

摘要:2005年11月XMM-Newton望远镜对窄线赛弗特星系ESO 113-G010进行了长达 100ks的观测. 采用Lomb-Scargle周期图(LSP)法和 加权小波Z变换(Weighted Wavelet Z-transform, WWZ)两种方法对数据进行分析, 发现存在着sim2.24 h和sim4.09 h准周期振荡(Quasi-Periodic Oscillation, QPO), 其置信度分别为7.3sigma和4.8sigma. 这两个QPO信号的周期具有大约1:2 (1:1.83)的关系. 在该源的其他的观测中并没有发现QPO信号, 表明这是一种暂现现象. ESO 113-G010中心黑洞的质量$ M_{\rm BH

摘要:伽马暴偏振探测仪(POLAR)是天宫2号实验室上搭载的一个gamma射线偏振仪, 于 2016年9月15日搭载在天宫2号进入低轨运行, 主要用于探测在50--500keV能区的硬X射线辐射的线偏振. POLAR由25个模块组成, 每个模块有64个塑料闪烁体棒, 总计有1600个塑料闪烁体棒, 具有较大的有效探测面积和视场. 在轨运行期间探测到多个小耀斑, 它们的硬X射线光子能量通常小于50\ keV, 无法直接使用在轨和地面的高能定标结果来进行能谱分析. 结合拉马第太阳高能光谱成像探测器(RHESSI)对耀斑SOL2016112907能谱的观测和蒙特卡洛模拟,对耀斑期间被激活的闪烁体棒进行能量低于50\ keV的低能相对定标. 虽然定标得到的能量阈值($\sim $10\ keV)和转换因子相对稳定, 但是和高能定标给出的结果相比有显著差异, 并且不同闪烁体棒显示出的差异没有明显的规律性.

摘要:基于卫星导航双频时间传递型接收机的伪码观测量, 利用国际全球卫星导航系统服务组织(International Global Navigation Satellite System (GNSS) Service, IGS)提供的高精度卫星轨道和钟差产品, 实现了北斗全视法时间比对. 以IGS提供的时间尺度为两个待比对站的公共参考时间, 首先使用双频组合法消除电离层对伪距观测的影响, 然后将对流层和地球自转效应带来的时延利用理论模型在伪码观测量中进行扣除, 分别获得两个比对站时间与公共参考时间之差后, 将2者再做差, 便得到了北斗全视时间比对结果. 以中国科学院国家授时中心(NTSC)、德国物理技术研究院(PTB)和西班牙海军天文台(ROA)所保持的国家标准时间作为比对对象, 开展了长基线北斗全视时间比对试验, 获得北斗全视时间传递结果, 最后利用阿伦方差和时间方差两项关键性能指标以及卫星双向时间比对对其进行性能评估. 结果表明: 北斗全视时间比对的天稳为$10^{-14

摘要:利用地面中子监测器数据, 通过构建一个近似方程来进行拟合, 给出2017年9月的福布希型下降的时间结构和最大下降幅度, 并分析了中子监测器所处的海拔、地理经度、地理纬度和截止刚度等对福布希型下降的时间结构和下降幅度的影响.

摘要:伴随着引力波事件GW170817的短暴GRB (Gamma-Ray Burst) 170817A首次提供了双中子星并合与短暴相联系的直接证据. 但是短暴GRB 170817A具有非常弱的光度, 意味着观测的视线方向可能偏离喷流轴方向. 根据短暴静止系的峰值能量$E_{p, i

摘要:为解决海量空间目标光学特性数据入库与检索效率低、非结构化数据存储与管理困难、数据服务扩展性差和无法满足多用户获取实时请求数据的问题, 提出一种空间目标光学特性数据混合存储策略. 首先, 利用光学特性数据中光源与探测角度的规律性, 对数据进行处理并构建检索策略; 其次, 结合空间目标光学特性数据应用领域在数据存储、处理和访问方面的需求特点, 构建空间目标光学特性数据混合存储策略, 并设计了数据检索体系结构; 最后, 选取空间目标模拟光学特性数据入库和检索两个场景进行验证. 实验结果表明, 存储数值数据情况下, 混合存储策略数据入库效率较传统关系型数据库提高超过17倍; 存储数值数据和图像文件情况下, 提高超过34倍; 在多用户请求下混合存储策略数据检索效率较传统存储策略有较大提升. 提出的混合存储策略能够有效地满足空间目标光学特性相关的仿真、测试与实验对数据的实时请求需求.

摘要:赋形旋转抛物面天线母线拟合常用的方法包括多项式整体拟合和等间隔分段拟合, 多项式整体拟合结果阶次高、计算量大, 且高阶多项式在边缘处拟合的结果容易振荡; 而等间隔分段拟合则是对母线数据按等间隔分段, 分段方式具有一定的盲目性, 容易造成拟合参数多、光滑性差等问题. 针对上述问题, 提出了一种基于母线拟合残差分布的自适应分段拟合方法, 该方法包括初始整体拟合和分段拟合两步, 初始整体拟合用以确定各离散点的拟合残差分布, 分段拟合先参照残差分布情况对离散点数据分段, 然后采用低阶多项式对各段数据进行拟合. 经过实例拟合对比, 该方法可避免高阶拟合的不稳定性, 减少了分段数, 更适用于赋形旋转抛物面天线母线的拟合.

摘要:从相关文献中获得Fermi耀变体(blazar)的射电(R) 1.4GHz、光学(O) 4.68 times 10¹⁴Hz、X-ray (X) 1keV和gamma-ray (gamma) 1GeV辐射流量密度, 计算了上述波段两两之间的6个有效谱指数$\alpha_RO$、$\alpha_RX$、$\alpha_{\rm R\gamma

摘要:银河系光行差, 或称为长期光行差漂移,是由于太阳系质心绕着银河系中心做轨道运动的加速度引起的视自行效应,量级大约为5\uasyr.在21世纪之前, 由于观测精度尚未达到如此高的程度, 人们很少讨论银河系光行差效应.随着甚长基线干涉(Very Long Baseline Interferometer, VLBI)在基本天文学中的广泛应用和欧洲空间局(European Space Agency, ESA)的第2代微角秒天体测量卫星\gaia的问世,该效应显得逐渐重要.由于河外源的分布不均匀, 银河系光行差效应会使得河外源天球参考架缓慢旋转,进而需要修正地球岁差参数, 其中岁差速率的改正值大约为1\uasyr.对于微角秒精度的VLBI和\gaia参考架, 银河系光行差将会引起框架扭曲,在两者的连接过程中, 也是必须考虑的系统效应.

摘要:宇宙再电离是宇宙从黑暗时期到完全电离过渡的重要阶段, 也是宇宙学研究的一个非常重要的课题, 但是目前为止人们对宇宙再电离仍然缺乏足够精确的观测, 其中最大的问题是微弱的有效信号往往淹没于巨大的前景噪声中因而很难提取出来. 本工作中研究了宇宙再电离时代的动力学苏尼阿耶夫-泽尔多维奇效应(Kinetic Sunyaev-Zel'dovich, kSZ)、X射线背景以及与中性氢的21 cm信息的互相关. 由于不同观测途径之间的互相关能够有效去除不相干噪声的干扰, 这些研究成果有助于从未来的观测结果中提取出有用的宇宙再电离信号. 由于kSZ效应和21 cm信息(kSZ-21 cm)的互相关在小尺度上可以完全忽略, 因此重点研究了kSZ平方(kSZ²)和21 cm信息(kSZ²-21 cm)的互相关. 首先利用半解析数值模拟(21CMFAST)构建了宇宙再电离时代的kSZ效应的2维分布以及随红移演化的21 cm信息, 在此基础上计算了kSZ²-21 cm互相关及其随红移的演化. 研究表明, 当宇宙的平均电离率$x_e\lesssim 0.7$时, kSZ²的扰动主要由电离泡的分布主导, 因此kSZ²-21 cm互相关为负; 而当$0.8\lesssim x_e<1$时, kSZ²-21 cm互相关由中性氢的分布主导, 所以互相关为正. 不同的是在非常高的红移处, 当$x_e<0.15$, 21 cm信息的扰动由与物质密度扰动正相关的自旋温度主导, kSZ²-21 cm互相关为正. kSZ²-21 cm互相关信号的观测需要首先用维纳滤波滤除原初宇宙微波背景辐射(CMB)在大尺度上的各向异性污染. 研究发现, 平方公里阵列望远镜(SKA)和当前的地基CMB实验能够以很高的信噪比观测kSZ²-21 cm互相关, 如SKAsim10 h的积分和1.7$^\prime$分辨率以及3.4muK噪声水平的CMB实验在$x_e=0.2$、0.5、0.9时的信噪比分别能达到51、60、37. 宇宙再电离时代的X射线背景主要由X射线双星、中心吸积黑洞以及受激波加热的星际介质贡献. 利用宇宙学流体动力学和辐射转移数值模拟研究了这些高能辐射源对宇宙X射线背景的贡献以及与21 cm信息的互相关. 研究发现这些辐射源对宇宙X射线背景的贡献只占当前软频段0.5--2$\rm keV$的观测结果的sim5%以及硬频段2--8$\rm keV$的sim4%, 这些源对宇宙X射线背景分布的自相关功率谱的贡献小于当前观测结果的sim2%, 因此几乎无法直接用宇宙X射线背景的观测研究宇宙再电离. 借助于21 cm信息的红移信息, 宇宙X射线背景和21 cm信息的互相关(Xray-21 cm)能够研究高红移X射线源的许多性质. 研究表明, 在宇宙再电离的早期, Xray-21 cm互相关为正, 而当星系际介质被高度电离时, Xray-21 cm互相关则为负. Xray-21 cm互相关从正到负的过渡与高红移X射线源的模型以及研究的空间尺度的大小有关. 一般来说, X射线源的辐射越强过渡发生的越早, 同时在越小的空间尺度上过渡也越早. 以SKA望远镜作为21厘米实验的参考仪器, 并假设高精度X射线巡天实验能够分辨并移除辐射流量$> 10^{-15} \rm erg\cdot cm^{-2} \cdot s^{-1}$的X射线源, 2者的联合观测的信噪比$<1$, 而如果X射线巡天实验能够识别$>10^{-17}\rm erg\cdot cm^{-2} \cdot s^{-1}$的X射线源, 那么在$x_e=0.5$时累积的信噪比最高可以达到$\sim 5$.