摘要:HD 140283是一颗近邻极贫金属亚巨星, 形成于宇宙大爆炸初期, 被认为是迄今为止最古老的恒星之一, 同时它也是一颗典型的弱r-过程星, 对它的研究有助于深入理解宇宙早期演化、丰富元素核合成理论. 将HD 140283从C到Zn的观测丰度与单个超新星(SN)事件元素理论产量进行拟合, 得出HD 140283可能诞生于前身星质量为22.5\;$M_ (下标`⊙'代表太阳)的超新星爆发污染的星云. 基于同样的方法, 研究了另外5颗典型弱r-过程星, 分别得出了污染产生这些恒星的气体云的超新星前身星质量, 进一步推测了弱r-过程可能发生的天体物理环境.

摘要:同步+同步自康普顿(Synchrotron+Synchrotron Self Compton (SSC))模型用于拟合蝎虎天体(BL Lac object, BL Lac)准同时性多波段观测数据, 可以获得相关的喷流物理参数, 从而能对BL Lac天体喷流的物理性质进行解释. 在同步自康普顿模型中, 较多的自由参数给计算结果带来很大的不确定性, 同时, 由于这些模型参数范围太大降低了能谱拟合效率. 利用多波段观测数据获得的物理量值, 对双幂律电子分布情况下的单区、均匀SSC模型中涉及到的8个模型参数进行限定. 另外, 还利用模型计算两个典型的BL Lac天体多波段能谱对参数限定的结果进行检验. 结果表明: 在8个模型参数限定的范围内, 选取的模型参数值计算出的理论光子谱与两个BL Lac天体的多波段准同时性观测数据符合较好.

摘要:主并合星系对是研究星系同时受到本身与外部环境影响的绝佳实验对象, 而星系恒星形成率的变化可以示踪这些影响产生的作用. 星系的恒星质量、星系对之间的投影距离与相对倾角都是影响恒星形成率的几个重要因素. 研究结果表明, 更大恒星质量星系倾向于有更大的恒星形成率增幅, 相对倾角接近平行的星系同样趋于有更大的恒星形成率增幅, 而投影距离在研究范围内与恒星形成率没有相关性.

摘要:分子云团块是恒星的诞生地. 分子团块的普查和其性质的全面研究将有助于了解恒星的形成乃至星系和宇宙的演化过程. 随着银河画卷计划(MWISP)项目的深入进行, 这类研究方案变得切实可行. 但是项目产生的分子云观测数据是海量的, 因此迫切需要一种能够自动识别和证认分子团块的方法. 目前应用广泛的3维分子云数据处理方法有很多, 典型的包括GaussClumps、ClumpFind、FellWalker、Reinhold等, 但都需要输入多个参数来控制它们的性能, 并且进行反复的参数优化和目测才能得到比较满意的结果. 对于大规模的观测数据, 利用现有方法进行分子团块的证认将是一项耗时耗力的任务. 为了克服传统分子云团块检测算法的局限性, 人工智能(AI)的方法将提供一个很好的解决方案. 提出了一种3D CNN (Convolutional Neural Network)方法, 它可以自动处理3D分子谱线数据, 整个过程分为检出和验证两个步骤. 首先, 通过设置较低阈值使用ClumpFind以检出候选对象, 然后通过训练好的3D CNN模型进行验证. 利用仿真数据所做的一系列的实验结果表明, 该方法的综合表现优于4种传统方法. 将该方法应用于实际的MWISP数据表明, 3D CNN方法的性能也令人满意.

摘要:随着双反射面天线口径的增大、工作频段的升高, 天线对副反射面的精度要求也越来越高. 当天线受到自重以及风荷、温度等外界因素的影响时, 为了更好地保证满足天线的高指向精度等电性能要求, 基于应变传感器和模态叠加原理, 分别利用天线变形后副反射面支撑腿与副反射面自身结构的应变值来快速重构副反射面的位姿、形貌, 便于副反射面调整机构对其进行实时修正, 以实现更加精准的主副反射面位置匹配, 降低因天线结构变形造成的波束指向误差和增益损失.

摘要:Kepler 卫星提供的长时序、高精度的光度观测和郭守敬望远镜(LAMOST)提供的大规模光谱观测为研究恒星表面转动周期与富锂巨星锂丰度关系提供了良好的数据. 将LAMOST搜寻到的富锂巨星与Kepler 观测交叉, 获得了619颗共同源, 研究了其 中295颗有良好观测数据的富锂巨星的表面转动. 在205颗有星震学参数的恒星中提取出14颗恒星的转动周期, 其中氦核燃烧星(HeB) 11颗, 红巨星支(RGB) 2颗, 1颗演化阶段未确定. 本样本中的极富锂巨星(A(Li) > 3:3 dex)皆为HeB; 对于90颗没有星震学参数的样本因而没有依靠星震学手段确定演化阶段的恒星中, 有22颗提取出了自转周期. 前者的自转探测率为6.8%, 显著高于之前工作中大样本巨星2.08%的探测率. 同时, 此研究首次从自转周期的角度确认了恒星转动与巨星锂增丰存在相关性, 在增丰程度较弱时, 自转周期分布比较弥散; 强锂增丰的星倾向于快速转动. 富锂巨星与极富锂巨星在转动速度随锂丰度的演化上展现了两个序列, 在转动-锂丰度图上的A(Li)  3:3 dex处产生第2个下降序列, 或许暗示了两者在形成机制上的不同. 极富锂巨星的样本中, 随巨星锂增丰程度增强, 恒星转速加快. 这种相关性为由转动引起的额外混合作为富锂巨星形成的机制提供了支持.

摘要:Neupert效应的定性描述是耀斑中脉冲分量(硬X射线、微波暴)与渐变分量(软X射线发射)之间存在的因果关系, 即耀斑最初的能量是以加速粒子的形式释放, 加 速的电子在大气传输过程中产生非热硬X射线轫致辐射, 并加热大气, 耀斑软X射线发射是 高能粒子注入大气的响应. 根据经典Neupert效应的定量描述, 硬X射线发射(表征非热 电子注入)结束时软X射线应该立刻达到极大, 但以往的观测发现一些耀斑软X射线峰值时 间($t_2$)明显晚于硬X射线结束时间($t_1$) (tau = $t_2$--$t_1, \tau > 0$), 热与非热辐射之间存在明显的偏离 经典Neupert效应的情况. 为了研究偏离经典Neupert效应的事件, 在2002---2015年 间的RHESSI (Reuven Ramaty High Energy Solar Spectroscopic Imager)和GOES (Geostationary Operational Environmental Satellites)耀斑列表中, 按照在25--50keV范围内光变较简单、软X射线有对应发射峰等判据, 共选择276个耀斑样本, 统计了这些耀斑的tau分布、环长d (用双足点源之间的距 离来表征)与tau的关系. 结果显示: (1)有227个耀斑$\tau > 0$, 即有约82%的耀斑偏离经 典Neupert效应; (2) tau$与d$之间存在一定的线性相关, 即环越长, 软X射线极大的时间越延 后; (3)似乎存在一个临界距离, 当环长小于临界距离时, 经典Neupert效应成立. 这些 结果印证了修正Neupert效应的必要性, 并对其物理意义进行了讨论.

摘要:通过结合理论分析和数值模拟方法, 可以对热海王星系统HD 106315轨道迁移中的近$2:1$平运动共振捕获机制以及潮汐作用下的演化过程进行研究. 在轨道迁移阶段, 初始轨道半长径、初始偏心率以及行星c的偏心率衰减系数K会对系统轨道构型产生影响. 数值模拟结果显示当初始轨道半长径分别为$a_b\sim 0.4$au、$a_c\sim 0.8$au, 偏心率$e_b$和$e_c$均小于0.03时, HD 106315b和HD 106315c在中央恒星的引力作用以及原行星盘粘滞作用下向内迁移, 65000 yr左右两颗行星均可迁移至当前观测位置附近并形成近$2:1$平运动共振捕获. 此外, 中央恒星的潮汐效应也可能会对行星系统共振构型产生影响, 理论分析表明当行星潮汐耗散系数$Q=100$时, 潮汐效应造成的轨道半长径衰减使系统轨道周期比发生的变化可能是系统脱离共振构型的原因. 数值模拟结果显示, HD 106315系统内两颗行星 $Q\geqslant 10^3$时, 来自中央恒星的潮汐效应并不会使行星系统产生明显的偏心率和轨道半长径衰减, 不足以使HD 106315行星系统在剩余寿命内脱离$2:1$平运动共振轨道构型.

摘要:云南-香港宽视场巡天新发现了一个磁活动双星系统, 其轨道周期为0.60286d. 利用云南天文台1m光学望远镜附加CCD (Charge-Coupled Device)相机, 观测得到了这个双星系统的V、Rc双色光变曲线, 结果表明该系统食外存在明显的测光畸变. 借助云南天文台丽江2.4m望远镜附加云南暗弱天体光谱成像仪(Yunnan Faint Object Spectrograph and Camera, YFOSC)对该双星系统的分光观测, 测定了该双星系统主星的视向速度曲线并发现该系统的主星表面存在着强烈的色球活动, 从而证明系统的光变曲线畸变源自主星的黑子活动. 使用W-D (Wilson-Devinney)程序分析上述观测得到的光变曲线和视向速度曲线, 得到了该双星系统的轨道参数以及黑子参数. 最后, 对该系统的特性进行了讨论并对未来的工作进行了展望.

摘要:探讨了认为中心致密天体(CCO)起源于双星的可能性. 首先, CCO与正常遗迹脉冲星有着相似的平均自旋周期, 但CCO的平均表面磁场强度(B ～ 5:4×1010 Gs)低于正常遗迹脉冲星(B ～ 7:7×1012 Gs)～ 2个量级. 同时, 几乎所有的正常遗迹脉冲星均 分布在爱丁顿吸积加速线以上, 而CCO全部分布在自旋加速线以下. 因此怀疑CCO可能起源于双星吸积加速过程. 其次, 基于中子星再加速理论, 分析了CCO可能的双星演化过程: 双星系统中, CCO以˙M ～ 1017 g · s?1的吸积率, 经过～ 106 yr的时间共吸积ΔM ～ 10?2M⊙的物质, 其自旋周期将会从P ～ 10 s降低至P ～ 0:1 s, 表面磁场强度将会从B ～ 1012 Gs降低至B ～ 1010 Gs. 考虑到～ 106 yr的演化时标远大于CCO遗迹的年龄(～ 0.3–7 kyr), 猜想CCO可能是双星系统中第1颗恒星超新星爆发的产物, 而第2颗恒星超新星爆发后双星解体, 留下CCO和第2颗恒星的超新星遗迹. 该模型预言在CCO附近可能存在一颗年轻的正常脉冲星(P ～ 0:02 s, B ～ 1012 Gs), 并期望未来的射电望远镜和高能探测器能够进行搜寻.

摘要:射电望远镜天线结构设计和观测任务的正常进行都需要台址风场信息. 随着望远镜性能要求的提高, 天线结构设计越来越复杂, 风载荷对天线观测时造成的指向影响也越发明显, 如何在设计时保证结构刚度和强度, 在观测时提高有效观测时间, 都需要准确的风场数据. 由于传统台址测风塔布置方法无法对测风塔拟设点的可靠性做出定量化评估, 因此提出一种基于数值模拟优化测风塔位置的方法. 数值模拟基于规范参数设置边界条件, 与实测数据比较, 整体趋势吻合, 满足精度需求. 对试验台址设置了4个测风塔位置, 经分析P2点与天线位置的风速均方根误差值(root-mean-square error, RMSE)最小, 测得的数据更能表征天线区域的风场特性.

摘要:对地月系统而言, 在很大程度上角动量守恒是正确的. 地月距离的变化主要是受到月球引起的潮汐能量耗散的影响. 根据月球的平均运动和它的长期加速度, 就可以计算出月潮能量耗散的数值. 海洋是潮汐能量耗散的主要区域. 由于潮汐的高度正比于月球对潮汐隆起的万有引力, 由此可导出总的月球潮汐摩擦力正比于月球平均运动的平方. 如果采用月球平均加速度数值-20.72$'\cdot$cy^-2, 就可以推算出35亿年来地月之间的距离以及回归年日数和朔望月日数的演化. 此理论结果与古生物钟的数据进行比对, 两者符合较好.

摘要:宇宙线的观测研究和暗物质粒子的间接探测是高能天体物理领域两个重大研究课题. 自1912年V. Hess发现宇宙线开始, 人类对宇宙线的观测历史已经超过了一个世纪, 传统理论模型预言``膝'区以下能段的宇宙线能谱应服从单一幂率分布, 而近些年的空间和高空气球实验表明10 GeV--100 TeV的宇宙线质子能谱可能存在偏离单一幂律谱分布的重要结构, 这对研究银河系内宇宙线的起源、传播和加速机制具有重要意义. 另一方面, 得益于宇宙线和伽马射线观测精度的提高和观测能段的拓宽, 暗物质粒子的间接探测在国际上受到越来越多的关注, 暗物质粒子可能会发生湮灭或衰变产生稳定的普通高能粒子, 包括正负电子对、正反质子对、伽马射线和中微子等, 进而在宇宙线或伽马射线留下可探测的信号.