摘要:Ia型超新星起源于碳氧白矮星在质量接近钱德拉塞卡极限时的热核爆炸, 并被广泛地用作宇宙学距离的标准烛光. 然而, Ia型超新星的前身星系统和爆炸机制还存在很多不明确的地方. 近几十年来, Ia型超新星的星周环境得到了越来越多的关注. 星周介质的空间分布性质为探究Ia型超新星的物理起源提供了重要线索. 同时星周尘埃的散射会在Ia型超新星晚期的光变曲线、光谱和偏振等方面产生可观测效应. 光谱上正常的Ia型超新星可以分成两类: 喷射物速度正常和高速Ia型超新星. 对比两者的光变曲线可以发现高速Ia型超新星在光极大后几个月内有明显颜色偏蓝的超出. 该蓝色超出可以通过星周介质中的尘埃散射拟合得到. 同时, Ia型超新星晚期光谱的拟合可以限制星周尘埃的颗粒大小等性质, 晚期的偏振信号可以有效地限制星周尘埃的空间分布. 拟合结果表明针对Ia型超新星晚期的多次图像偏振观测是揭示其星周尘埃环境特征的重要手段.

摘要:太阳成像光谱探测是诊断太阳大气磁场和热力学参数的主要手段. 傅里叶变换太阳光谱仪(Fourier Transform Solar Spectrometer, FTSS)具有宽波段的优势, 是当前中红外高分辨率太阳光谱探测的最佳选择. FTSS通过采集目标辐射等光程差干涉图, 反演获得光谱图, 等光程差采样的间隔决定了反演光谱波长范围. 因此从FTSS宽波段光谱观测对不同等光程差采样间隔需求出发, 基于现场可编程门阵列(Field Programmable Gate Array, FPGA)技术, 采用全数字分频、倍频方案, 设计了一套宽波段FTSS等光程差采样系统. 采用分布式余数补偿方法, 有效解决了在参考激光干涉信号倍频过程中, 输出采样信号在输出信号周期间误差累积问题, 并降低了输出采样信号的误差及非均匀性; 经功能仿真及实验测试, 系统在200Hz--50kHz频率范围内, 频率误差δ<0.04%, 可有效满足FTSS的300nm--25μm宽波段的光谱观测数据采集需求, 为后续可见和红外波段FTSS的研制奠定了技术基础.

摘要:GRS 1915+105是银河系内的低质量黑洞X射线双星, 其能谱和黑洞自旋已经得到了广泛的研究. 自\lk 2018年6月开始, 其X射线流量下降到了低流量水平, 其间偶尔会产生多波段的耀发. 利用Insight-HXMT (Insight-Hard X-ray Modulation Telescope, 简称为慧眼)卫星在2020年8月30日到2020年10月13日之间对GRS 1915+105 的观测数据, 研究了其能谱特性, 发现在此次爆发过程中, X射线能谱可以用一个康普顿化的多温黑体谱很好地拟合. 整个爆发的硬度强度图(Hardness-Intensity Diagram, HID)一直处于软态. 采用GRS 1915+105的最新动力学参数$M=12.4^{+2.0}_{-1.8}$ $M_{\odot}$, $i=60^{\circ}\pm5^{\circ}$, $D=8.6^{+2.0}_{-1.6}$kpc (M、$M_{\odot}$、i和D分别表示黑洞质量、太阳质量、盘倾角和距离), 得到其无量纲黑洞自旋$a_{*}$的一个下限$a_{*}>0.9990$, 确认了GRS 1915+105是一个具有极端自旋的黑洞. 考虑本地吸收体的作用, 在模型中加入了吸收成分``tbpcf' (表示一个被部分遮蔽的吸收成分模型), 其等效氢柱密度高达$10^{23}$cm<sup>-2</sup>, 与``康普顿厚"的特征一致.

摘要:引力透镜效应是探测星系团物质分布的有效方法之一. 目前, 利用引力透镜数据重构星系团质量分布的主流方法可以分为两大类, 即参数法和非参数法. 在实际研究工作中, 受限于质量模型假设和计算分辨率等方面的影响, 现有的重构算法仍有诸多亟需解决的问题. 基于Shapelets基函数的引力透镜质量重构方法通过基函数来实现引力透镜质量重构, 使用Shapelets基函数分解引力透镜势, 以引力透镜中多重像的位置和背景星系椭率畸变为限制条件来迭代求解基函数系数从而得到透镜体的质量分布. 通过拟合一个模拟的NFW (Navarro, Frenk and White)透镜系统测试了新方法的可行性, 结果表明新方法可以在整体上重构出透镜体的质量分布, 并拟合出接近真实的源位置, 能够为星系团质量测量提供一套灵活且高效的重构算法.

摘要:在光滑物质分布模型下, 临界曲线是强引力透镜系统中像平面上一条放大率为无穷的线, 而考虑少量离散质量的微透镜效应后, 源平面上的放大率分布会出现复杂的结构, 为暗物质成分的探测提供了一种有效途径. 模拟临界曲线附近微透镜效应存在临界曲线上放大率无穷大和计算量巨大的困难. 要达到所需的模拟精度, 直接使用传统的光线追踪算法需要巨大的计算资源. 为此发展了一个能实现海量计算的Graphics Processing Unit (GPU)并行方法来模拟临界曲线附近的微引力透镜效应. 在型号为NVIDIA Tesla V100S PCIe 32GB的GPU上, 对于需要处理13000多个微透镜天体、发射10¹³量级光线的模拟, 耗时在7000 s左右.在GPU并行的基础上, 与直接的光线追踪算法相比, 插值近似的引入使计算速度提升约两个数量级. 利用该方法生成80个放大率分布图, 并从中抽取800条光变曲线, 进行了微焦散线数密度和峰值放大率的统计.

摘要:利用ALMA干涉阵望远镜(Atacama Large Millimeter/submillimeter Array)的高分辨(sim 0.2^'--0.7^')的多谱线数据, 包括CO (1-0)、CO (2-1)、CO (3-2)、HCN (1-0)、HCO⁺ (1-0)、HCN (3-2)、HCO⁺ (3-2)、HCN (4-3)和HCO⁺ (4-3), 并结合连续谱数据对近邻星系NGC 1068核区的物理性质进行了研究. 速度积分强度图显示核周盘(CircumNuclear Disk, CND)呈现不对称的环状结构, 尺度sim 300pc. 各分子谱线均显示, CND上的东发射结(E-knot)比西发射结(W-knot)有着更强的发射, 且E-knot处表现出的分子气体的速度比W-knot更高. 致密分子气体含量占比(用HCN或HCO⁺不同转动跃迁线与CO (1-0)的积分强度比值表示), 以及致密分子气体比值(HCN/HCO⁺)均在CND的东部表现出更高的值, 意味着CND东部和西部有着不同的物理环境或化学组成. CO (3-2)/CO (1-0)的积分强度比值在E-knot很高, 意味着该处极端的物理环境导致分子激发增强. 通过与单镜望远镜JCMT (James Clerk Maxwell Telescope)比较HCN (4-3)和HCO⁺(4-3)的流量, 得到高分辨率ALMA成图测量的致密分子气体在1kpc尺度上的流量损失为10%--20%. 各分子谱线在E-knot和W-knot的流量比为1.8--3.9, CND中E-knot和W-knot的差异可能与活动星系核(Active Galactic Nucleus, AGN)的反馈有关. 此外, 在AGN位置处的CO (2-1)、CO (1-0)和HCO⁺ (1-0)的谱线发现了吸收特征. 这种吸收主要为其背景的强连续谱辐射导致, 同时AGN附近的气体下落也可能产生自吸收现象.

摘要:为解决常规射电望远镜归心测量工作耗时耗力的问题, 引入GNSS (Global Navigation Satellite System)同步监测技术实现了一种针对射电望远镜参考点的无人值守监测方法. 设计了针对GNSS靶标点观测数据的归算方法, 包括数据匹配、数据检核以及后续精度评估等步骤, 并对2018年佘山25-m射电VLBI (Very Long Baseline Interferometry)望远镜的GNSS靶标点实测数据开展了数据预处理、解析与归心解算等, 证明了该方法的可行性. 结果表明基于该方法, 采用单日内部分(5%)数据(约7600个靶标点), 所测定的VLBI望远镜参考点的点位形式精度可达3mm. 总结了针对射电望远镜采用GNSS开展无人值守归心测量先行试验中的一些经验教训, 明确了利用该方法测量过程中应该注意的问题, 为今后更高精度射电望远镜参考点无人值守归心监测提供重要参考.

摘要:利用星系解构软件\GALFIT通过面亮度轮廓拟合对近邻早型旋涡星系M81 (NGC 3031)进行形态学解构, 旨在探究M81星系的结构组成并对其进行形态学量化. 通过6种解构模式, 对M81进行了不同复杂程度的结构分解, 其中最复杂的解构模式包含核球、盘、外旋臂、内旋臂、星系核5个子结构. 研究结果显示, M81有一个Sérsic指数约为5.0的经典核球, 其形态和光度在不同解构模式中均保持稳定; M81星系盘的Sérsic指数约为1.2, 但它的形态参数和光度与是否分解内旋臂相关. 不同子结构的组合对作为混合体的星系整体的形态有不可忽视的影响. 星系解构的结果提供了不同解构模式适用性的建议: 其中核球+盘+星系核的三成分解构适用于大样本星系的核-盘研究; 而考虑旋臂的复杂解构则适合于对星系子结构的精确测量, 如小样本(或个源)研究. 基于Spitzer-The Infrared Array Camera (IRAC) 4.5μm的单波段图像的形态学解构研究是后续一系列研究的开始, 在此基础上未来将会对M81进行多波段解构, 同时研究不同子结构的光谱能量分布和星族性质, 并推断\lk M81各子结构的形成历史和演化过程.

摘要:针对当前利用大地水准面模型求解垂线偏差精度不高、稳健性差的问题, 设计了一种严密的垂线偏差抗差最小二乘解法. 首先, 基于大地水准面与垂线偏差的关系, 采用EGM2008 (Earth Gravity Model 2008)重力场模型计算参数初始解; 然后, 引入中位数抗差法, 并选用Huber权函数计算等价权, 迭代计算出稳健的垂线偏差最小二乘解; 最后, 结合两个实测算例对设计方法进行验证. 试验结果表明, 该方法计算的垂线偏差分量与约定真值最大偏差在0.5^"左右, 相较于对比方法精度更高; 同时, 该方法能有效抵抗粗差值的影响, 具有较强的稳健性.

摘要:为了研究低轨通信卫星多普勒定位性能, 首先分析了低轨卫星的对地覆盖特性、信号传输特性以及多普勒频移特性, 推导了多普勒定位原理和方法, 提出了适用于多普勒定位的精度因子. 基于已在轨的铱星和全球星系统, 解算了全球范围可见卫星数和定位精度因子, 并对相应测站进行了定位仿真实验和误差分析. 结果表明: 对于铱星和全球星系统, 随着纬度降低, 卫星可见数减小, 多普勒几何精度因子变大; 多普勒定位结果精度同时受到频率测量精度、卫星位置误差以及卫星速度误差影响, 当卫星位置误差小于10m、卫星速度误差小于0.1 km · s^-1时, 对定位结果影响不大, 此时频率测量精度成为影响定位精度的决定性因素, 且当频率测量精度为0.01 Hz时, 定位精度可达1.18 m.