摘要:推导给出了两个新的Hansen系数X ?〖/k (n+1)〗 m?的递推关系: \begin{aligned} \begin{cases} 2k\sqrt {1 - e^2 } X_k^{ - n,m} = (m - n)eX_k^{ - (n + 1),m - 1} + 2mX_k^{ - (n + 1),m}+ (m + n)eX_k^{ - (n + 1),m + 1}, \end{cases} \end{aligned} (R5) \begin{aligned} \begin{cases} (m + 1)(m - n - 1)(n - m)e^2 X_k^{ - (n + 1),m - 2}- (m + 1)(m + n - 1)(2m - n - 1)e^2 X_k^{ - (n + 1),m}- (m - 1)(m - n + 1)(n + 2m + 1)e^2 X_k^{ - (n + 1),m}+ (m + 1)(m - 1)\left[4m + 2me^2 - 4k(1 - e^2 )^{3/2} \right]X_k^{ - (n + 1),m}+ 2k(m - 1)(n + 2m + 1)e\sqrt {1 - e^2 } X_k^{ - n,m + 1}+ 2k(m + 1)(2m - n - 1)e\sqrt {1 - e^2 } X_k^{ - n,m - 1}- (m - 1)(n + m + 1)(n + m)e^2 X_k^{ - (n + 1),m + 2} = 0, \end{cases} \end{aligned} (R6) 其中, $n$、$m$和$k$是Hansen系数$X_k^{ - (n + 1), m}$的3个指标, $e$为轨道偏心率. 递推公式(R5)可以执行普通Hansen系数的向后递推, 需要一行初值, 公式简单. 递推公式(R6)可以执行偏心率函数的向前递推, 需要两行初值, 比Vakhidov给出的递推公式明显简单. 算例说明, 这两种递推是有效的.

摘要:黑洞X射线暂现源的迷你爆发是一类峰值光度较低、持续时间较短的爆发. 由于观测数据较少, 其物理机制仍不清楚. 利用RXTE (Rossi X-ray Timing Explorer)卫星从2001年1月28日到3月14日的数据, 研究了黑洞X射线暂现源XTE J1550--564 2001年迷你爆发的X射线能谱特性. 发现在本次迷你爆发中, XTE J1550--564的X射线能谱可以用幂律谱很好地拟合. 整个爆发的硬度强度图不是标准的q型, 而是一直保持在最右侧. 此外,还分析了此次爆发谱指数T与未吸收的2-10keV能段的X射线流量F2-10kev的相关性，发现F-F2 10kev呈反相关关系，且谱指数F∈[1.35, 1.72]. 上述结果表明2001年这次爆发一直处于低/硬态，它的X射线辐射主要来自于辐射低效的吸积模式，如ADAF(Advection-Dominated Accretion Flow).

摘要:利用新疆天文台25m射电望远镜2003-2009年对PSR B0329+54长达453h的观测数据, 研究了这颗源在1540MHz上正常模式和反常模式的轮廓稳定性时标. 通过不同时间的积分脉冲轮廓与参考轮廓交叉相关系数分析, 发现随积分时间的增加, 两种模式的轮廓先是以较快的速度趋于稳定, 在积分时间增加到约(4±1)min时, 轮廓趋稳速率放缓, 当积分时间达到(140±60)min (正常模式)或达到(65±15)min (反常模式)时, 轮廓趋稳速度再次变快. 相关系数的结果显示两种模式的轮廓在绝大多数积分时标上都不是完全随机的涨落. 如果以发生轮廓趋稳速率从快到慢转变所需的积分时间作为轮廓稳定时标的判据, 两种模式的稳定时标均大约为5min. 轮廓中不同成分强度比例的涨落随积分时间的变化关系各不相同, 由此可以推断3个成分强度涨落性质有差异. 造成轮廓趋稳行为在不同时标上有明显差异的原因有观测噪声和星际闪烁等.

摘要:CS30301--015和HE1045+0226是两颗C元素和s-过程元素均超丰的贫金属\lk (CEMP-s)星. 视向速度观测发现这两颗星可能为单星. 采用叠加与分解的方法探究这两颗星化学元素的天体物理来源能够为更好地理解银河系早期化学演化提供线索. 计算结果表明: 这两颗星的轻元素和Fe族元素主要产生于大质量星的primary过程. 对于CS30301--015, 中子俘获元素主要来自AGB (Asymptotic Giant Branch)星中的主要s-过程. Pb的显著超丰主要归因于主要s-过程的贡献(约占Pb观测丰度的99.8%). 需要更多的视向速度观测来确定这两颗星的轨道特征. 对于HE1045+0226, 56≤Z(质子数) ≤62的重中子俘获元素主要来源于主要s-过程; Eu主要来源于主要r-过程. 而轻中子俘获元素Y和Zr主要来自快速自转大质量星的primary弱s-过程, 这一核合成过程对HE1045+0226的Y和Zr丰度的贡献分别约为69.8%和67.6%. 这从观测的角度证明弱s-过程能够在贫金属环境下发生.

摘要:M型恒星(M dwarf)是主序星中质量较小的恒星, 也是银河系中数量最多的恒星类型, 在其周围形成的行星通常距离主星较近, 宜居带也比F、G、K型恒星更靠近主星, 更有利于发现系外宜居行星.研究表明, M型恒星周围平均存在2.5颗小质量行星, 约为\lk F、G、K型恒星的3.5倍, 但M型恒星周围巨行星的出现率(occurrence rate)则比F、G、K型小一个量级.基于M型恒星周围发现的401颗行星的参数开展了统计研究, 发现质量越大的行星平均轨道半长径越大.类地行星约占行星总数的74%, 且轨道半长径均小于1 au, 其中28颗行星具有潜在宜居性.根据行星质量-半径关系, 在质量等于4倍地球质量(M⊕)处存在一拐点，除少数几颗行星外，大部分小于该质量的行星可能都是由约65%的硅酸盐和约35%的铁组成，大于该质量的行星半径则随质量增加而迅速增大.约60%的M型恒星周围的行星位于多行星系统且轨道分布紧密，相邻行星轨道在3: 2、5: 3及2 : 1等平运动共振位置处存在峰值.M型恒星的多行星系统形成与演化等问题对现今的行星形成理论提出了新挑战.

摘要:TESS (Transiting Exoplanet Survey Satellite)空间卫星提供的短曝光、高精度光度测量为寻找并区分变星与搜寻行星提供了良好的数据. 利用变星源的光变曲线, 使用周期频谱分析与光变折叠等一系列方法分析了TESS空间卫星21扇区19995颗拥有高质量光变数据的目标源, 并对这些源进行了分类, 共获得4624 颗变星, 其中食双星322颗、脉动变星470颗、行星凌星37颗. 所得变星结果与VSX (The International Variable Star Index)变星表进行了交叉比较, 共交叉匹配了625颗变星源, 这些交叉源中共有131颗为食双星系统、31颗为脉动变星, 并通过周期频谱分析获取了双星绕转以及脉动周期. 另外在59颗变星中发现明显耀发现象, 交叉源中有8颗变星为行星凌星并同样通过周期频谱分析获取了行星绕转周期, 从而验证了TESS空间卫星数据对变星分析的可行性. 通过利用TESS空间卫星21扇区获得的变星周期结果与VSX变星表中提供的变星周期对比, 发现与VSX变星表中绝大部分变星的周期一致, 有一部分结果与VSX变星表中的结果差别较大, 对这些变星周期结果做了进一步修正, 并给出了变星表未列出的变星周期结果.

摘要:VLBI (Very Long Baseline Interferometry)技术观测卫星需要对干涉测量数据进行相关和后处理, 通过相关、时延校准、条纹搜索, 最终得到卫星的基线几何时延. 基于天文开源软件建立起一套卫星干涉测量数据处理系统. 该系统可工作在实时和事后两种状态, 实现相关、中性大气、电离层、钟模型以及仪器硬件的时延校准、条纹搜索、生成基线时延和时延率序列. 使用该系统处理北斗GEO (Geosynchronous Earth Orbit)卫星的干涉测量试验数据, 得到了精度在1--2ns量级的卫星基线时延序列.

摘要:随着"环日轨道器" (Solar Orbiter, SO)的在轨运行, 太阳磁场观测进入了双视角遥测的时代. 对利用太阳磁场的双视角观测改正矢量磁图中存在的横场(垂直于视线方向的磁场分量) 180°不确定性进行了模拟, 首先模拟了对解析解得到磁图的双视角观测, 然后利用"日震学和磁学成像仪" (Helioseismic and Magnetic Imager, HMI)在不同时间观测到的一个老化黑子的磁图模拟了双视角观测. 发现要改正一个磁图中横场方向的180°不确定性, 在观测上只需要另外一个平行于视线方向的磁场即纵向磁场观测的协助. 利用HMI的磁场观测模拟, 估算显示30°的张角能够改正50 Gs磁场中的180°不确定性. 更大的张角虽然更有利于更弱磁场的改正, 但是考虑到投影效应的不利影响, 30°左右的张角应该是未来空间设备进行多视角观测太阳磁场的最佳张角.

摘要:4C 38.41是一颗红移为1.813、可分类为平谱射电类星体的耀变体, 使用一台85cm望远镜在2018年2月22日至26日期间对其进行了光学V和R波段测光观测, 得到两个波段的准同时数据. 基于这些数据分析了该源在不同光变时标下的光变特性. 结果表明: 这颗源在观测期间处于较弱的活动状态, V和R波段星等(V, R)总变化均约为0.20等. 在天内时标下, 其中3晚探测到了该源的天内光变, 另有一晚可能存在天内光变. 此外, 通过色指数和时延分析发现4C 38.41在不同时标下都展现越亮越红行为, 与大多数平谱射电类星体类似, 但在最后一晚4C 38.41在颜色-星等图上呈现出v字形, 即首先展现越亮越红行为, 然后转变为越亮越蓝行为, 这可能是由该源的辐射在吸积盘主导和喷流主导之间的转换造成的. 此外在第2晚探测到了V、R波段之间的时延, 这是首次在高红移耀变体中探测到不同光学波段光变之间的时延, 可以用随机同步辐射小结构模型来解释.

摘要:大倾角地球同步轨道(GEO)卫星相对地面并非完全静止, 其星下点做南北方向的``8''字周期运动, 倾角越大运动范围越大. 这会降低地面望远镜对其进行凝视观测时的有效曝光时间, 无法获得较高的信噪比. 对地球同步轨道的监测中, 在硬件条件不变的前提下, 提出亚像素图像平移叠加方法. 根据目标的运动速度和相邻帧图像的时间间隔, 在亚像素尺度平移并对齐多幅图像, 使GEO目标星象在图像序列中的位置重合, 通过叠加多幅序列图像来提高目标信噪比, 从而达到提升整个系统探测能力的目的. 实测图像叠加结果表明, 该方法可以显著提高该类目标的信噪比. 叠加5幅图像时, 整数像素叠加图像的信噪比约为原图像的1.7倍, 而亚像素叠加图像的信噪比是原图像的2倍左右.

摘要:近日, 我国的重大科技基础设施``高海拔宇宙线观测站'(Large High Altitulde Air Shower Observatory, LHAASO)在《Nature》期刊上发表了首批科学结果\upcite{lhaaso21}. LHAASO利用其1/2阵列在2020年1月至11月这段时期的数据, 共发现了12个显著性大于7倍标准偏差的超高能伽马射线(指能量大于100TeV的光子, 1TeV=10¹²eV) 源. LHAASO坐落于四川省稻城县的海子山上, 海拔4410 m, 由平方公里阵列(Kilometers Square Array, KM2A)、水切伦科夫探测器阵列(Water Cherenkov Detector Array, WCDA)以及广角切伦科夫望远镜阵列(Wide Field Cherenkov Telescope Array, WFCTA)组成. 此次发现使用的是KM2A的数据, 该阵列由5195个电磁粒子探测器和1188个缪子探测器组成, 占地面积约1km2. 超高能伽马射线进入大气层后会与大气中的原子核发生反应, 自身被吸收, 并产生一代又一代的大量次级正负电子对, 这个现象被称为广延大气簇射. KM2A阵列主要通过电磁粒子探测器测量这些正负电子对来还原初级光子的能量与方向. 同时, 高能宇宙线在进入大气层后同样会引发广延大气簇射现象, 产生大量的次级粒子, 因此对于探测超高能伽马射线来说是一种噪音. 但宇宙线所引发的级联中除了正负电子对之外, 也包含大量的缪子, 可以被KM2A的缪子探测器捕捉到, 因此KM2A可以通过一个簇射事件中缪子与正负电子的比例将超高能伽马射线事件准确地挑选出. 1km²的大探测面积以及对超高能伽马射线事件的准确挑选能力, 使得LHAASO成为当今世界最灵敏的超高能伽马射线探测器. LHAASO本次发现的12个源集中分布在银道面上, 同时考虑到超高能伽马射线的平均自由程在几个Mpc之内, 基本可以确定这些超高能伽马射线源是银河系内的天体所产生. 对于银河系内的天体, 产生超高能伽马射线的机制一般有两种: 一种是高能质子与气体产生的质子-质子碰撞, 这种方式产生的伽马射线能量约为高能质子能量的10%, 因此产生超高能伽马射线需要能量大于1PeV (=10¹⁵eV)的质子. 另一种是高能电子散射宇宙微波背景辐射(即逆康普顿散射), 产生超高能伽马射线需要的电子能量在0.3PeV之上. 由此可见, 超高能伽马射线源与宇宙中PeV宇宙线加速器有直接的关联, 而后者则是高能天理物理与粒子天体物理领域长期寻找的一个重要目标. 通过把12个超高能伽马射线源的位置与一些已知的候选天体源进行对照, 可以在大多数源的位置或附近找到脉冲星、超新星遗迹或者年轻的大质量恒星星团等天体. 脉冲星产生于Ib/Ic/II型超新星爆发, 是快速自转的磁化中子星. 它向四周发射由正负电子对组成的脉冲星风, 这些极端相对论性的脉冲星风云冲击在超新星抛射物上形成一道终止激波, 而脉冲星风中的正负电子对会在终止激波附近进一步被加速, 并产生多波段的辐射, 形成脉冲星风云. 最著名的脉冲星风云---蟹状星云---也在此次观测到的12个源之中. 从蟹状星云而来的最高光子能量为0.88PeV, 证明了它是一个极端的电子加速器, 对现有的粒子加速理论提出了一定的挑战. 超新星遗迹是超新星爆发产生的爆震波. 这些爆震波的速度在早期可达一两万公里每秒, 随着爆震波在星际介质中扫过越来越多的物质, 它的速度会逐渐衰减. 一般认为要把质子加速到PeV, 爆震波的速度至少需要几千公里每秒, 对应的超新星遗迹年龄只有几百年. 此前的观测表明超新星遗迹确实可以加速质子\upcite{Fermi13}, 但是还没有证据表明其能把质子加速到PeV. 年轻大质量星团中的粒子加速来自于O型星与B型星的高速星风. O、B星巨大的辐射压驱动了速度高达上千公里每秒的高速星风\upcite{Abbott82}, 在整个恒星形成区产生了很多激波, 由于星团内恒星之间的距离较近, 激波之间的相互碰撞可以使粒子加速效率进一步提高. LHAASO探测到的最高能量光子便是从天鹅座的恒星形成区而来, 该光子能量高达1.4PeV, 刷新了人类从宇宙中探测到的光子能量纪录. 值得一提的是, 除了蟹状星云被确定为是超高能伽马射线源, 其他10个源的范围内或附近都存在着不止一个候选天体源, LHAASO的空间分辨率不足以清晰地区分区域内具体哪一个天体是超高能伽马射线的源或每个天体各自贡献了多少超高能伽马射线辐射. 此外还有一个源(LHAASO J2108+5157)的附近暂时还没有发现候选天体. 我们需要结合其他波段的观测以及中微子的观测来进一步确定这些超高能伽马射线的确切起源. LHAASO的此项成果对银河系宇宙线起源的研究是一个里程碑, 对理解天体中的粒子加速机制、宇宙线的输运机制有重要的意义. 不仅如此, LHAASO也开启了超高能伽马射线天文观测的新时代. 超高能伽马射线作为宇宙中极端物理过程与天文现象的探针, 使我们得以窥见宇宙汹涌澎湃的一面. 可以期待未来LHAASO全阵列的观测将让我们对宇宙有更加全面的认识.

摘要:电磁离子回旋波是指频率低于或者接近离子回旋频率的电磁波, 其存在左旋和右旋两种偏振状态. 通过回旋共振相互作用, 电磁离子回旋波能直接与粒子发生能量交换, 对太阳风等离子体加热和加速等 能化现象起着重要作用. 然而, 太阳风中电磁离子回旋波的激发机制及其波粒相互作用尚未完全清 楚. 本学位论文深入、系统地研究了太阳风等离子体环境下离子束流对电磁离子回旋波激发机制的 影响及其波粒相互作用, 为进一步理解与解释太阳风中微观等离子体物理过程、扰动的物理本质以 及粒子能化现象等物理问题提供良好的理论依据. 首先, 介绍电磁离子回旋波的双流体和动力论的理论模型、波动特性、太阳风中电磁离子回旋波的 观测特征、离子束流的观测特征、电磁离子回旋波的激发机制及其波粒相互作用. 其次, 研究在质子和电子束流激发离子回旋波情形下, 比较了反应和动力学不稳定性的相对重要性, 并讨论这两种不稳定性对太阳风回旋波激发机制的影响. 对于质子束流激发离子回旋波的情形, 结果显示: 动力学不稳定性存在较低的速度阈值$v_bi\sim v_A$ (其中$v_bi$和$v_A$分别表 示质子束流的漂移速度和当地阿尔芬速度), 当$v_bi> 2v_A$时, 反应不稳定性将变得更加重要.当质子束流速度满足1 <$v_bi/v_A\sim 2.5$时动力学不稳定性生长率最大, 这意味着在太阳风中即使质子束流的漂移速度很低, 动力学不稳定性依然能有效激发离子回旋波. 对于电子束流激发离子回旋波的情形, 结果显示: 动力学不稳定性的生长率小于或等于零, 意味着电子束流不能激发动力学不稳定性. 当电子束流的漂移速度远大于当地阿尔芬速度时（$v_be>70v_A$), 反应不稳定性能有效激发离子回旋波.
       再次, 鉴于太阳风中α粒子的普遍性和重要性, 我们研究α粒子对电磁离子回旋波激 发机制的影响. 结果表明: 电磁离子回旋波的实频、 生长率和不稳定性阈值敏感依赖于α粒子的漂移速度和密度. 随着α粒子的漂移速度增加, 离子回旋波和磁声波的生长率先减少后增加, 且对离子回旋波影响更显著. 对比太阳风观测, 质子束流的漂移速度通常小于或者接近理论预测的回旋波速度阈值, 这暗示着太阳风中离子回旋和磁声不稳定性可以有效束缚质子束流的漂移速度.
       最后, 为了进一步研究太阳风中质子束流的减速机制与演化过程, 我们研究斜离子回旋波和平行磁 声波对质子束流演化的影响, 并考虑非线性波粒相互作用对束流减速的影响, 从而建立太阳风质子 束流演化的物理模型. 结果表明: 斜离子回旋波和平行磁声波存在不同的不稳定性激发区间. 当电子等离子体热压磁压比满足$\beta_e<\beta_e^c\sim 0.5$时, 斜离子回旋波能有效地激发, 而当$\beta_e>\beta_e^c$时, 平行磁声波变得更加重要, 其中$\beta_e^c$为临界电子等离子体热压磁压比. 当太阳风从太阳往外传播时, 质子束流能有效激发斜离子回旋波, 波的激发导致质子束流的漂移速度下降, 使其低于斜离子回旋波的速度阈值; 当太阳风传播至0.55 au以外时, 平行磁声波被有效激发, 导致 质子束流的漂移速度低于平行磁声波的速度阈值. 此外, 非线性波粒相互作用导致束流漂移 速度进一步降低至$v_bi/v_A\sim 1.2$. 因此, 非线性波粒相互作用能解释太阳风中部分质子 束流的漂移速度接近或稍大于当地阿尔芬速度的观测结果, 这可能对理解太阳风中质子束流的减速机制和 演化过程有重要作用.

摘要:电磁兼容性是设备或系统的重要性能指标, 也是保障系统的工作效能和提高系统可靠性的重要因素. 大口径射电望远镜运行阶段, 台址周围无线电业务及内部潜在的电磁干扰会降低观测系统灵敏度、影响天文观测的质量. 本论文针对拟建的新疆110 m全向可动射电望远镜(Qi Tai raido Telescope, QTT)开展了系统电磁兼容评估技术及控制方法研究, 具有重要的工程应用价值. 首先, 依据现有电波环境测量方法的不足, 深入分析了仪器设备的关键参数配置方法及测量时间计算方法, 采用Y因子法校准测量数据, 提出一种准实时电波环境测量方法. 面向高重复性宽带频谱, 分析了宽带频谱信号和噪声特征, 结合标准差理论, 提出一种基于邻值比较的信噪分离方法, 并采用邻值统计方法优化关键参数, 提高信噪分离精度. 针对QTT台址, 开发了自动化电波环境监测系统, 该系统6 GHz以下频段系统增益大于40 dB, 系统噪声系数小于2 dB, 测量不确定度小于1.49 dB, 具有极高的系统灵敏度和测量精度; 分析了频谱监测数据流, 设计了基于HDF5 (Hierarchical Data Format version 5)的数据存储格式, 开发了自动化电波环境测量和监控软件及数据处理软件. 依据QTT台址长期监测数据, 评估分析了台址电磁环境、主要干扰源特征及其影响. 其次, 提出大口径射电望远镜馈源口面干扰电平限值量化方法, 建立了基于台址地形的电波传播模型, 分析了现有电波传播模型的优缺点及适应性, 结合QTT台址实际地形及地质特征, 采用Longley-Rice和Two-Ray电波传播模型, 预测分析了QTT台址潜在干扰区域电磁干扰达到射电望远镜的电波路径衰减, 结合大口径射电望远镜天线增益量化方法, 提出设备所在位置干扰电平限值量化方法, 运用该方法对QTT台址潜在干扰区域的干扰电平限值进行量化. 依据设备所在位置干扰电平限值, 调研分析了国内外军用、民用电磁兼容测量标准, 结合电磁干扰对射电天文观测的影响, 提出一种大口径射电望远镜电磁兼容控制方法, 解决了现有电波暗室测量系统无法直接测量评估电子设备电磁兼容的问题, 该电磁兼容控制方法计划应用于QTT建设及运行阶段, 确保系统拥有良好的电磁兼容性. 最后, 依据QTT台址潜在干扰区域干扰电平限值, 结合典型电子设备电磁辐射频谱, 分析了QTT电磁兼容设计需求, 提出电磁兼容设计初步方案. 另外, 针对台址建筑设施内的中低电磁辐射干扰源, 提出一种低成本建筑屏蔽方法, 应用于QTT台址现有建筑.