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    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.
    2020(5):103-112 , DOI: 10.15940/j.cnki.0001-5245.2020.05.010
    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.
    2020(5):113-121 , DOI: 10.15940/j.cnki.0001-5245.2020.05.011
    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.
    2020(5):122-129 , DOI: 10.15940/j.cnki.0001-5245.2020.05.012
    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.
    2020(5):130-132 , DOI: 10.15940/j.cnki.0001-5245.2020.05.013
    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.
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    [摘要] (184) [HTML] (0) [PDF 2.48 M] (892)
    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.
    2020(1):113-125, DOI: 10.15940/j.cnki.0001-5245.2020.01.010
    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] (137) [HTML] (0) [PDF 1.07 M] (822)
    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
    2019,60(6):1-16, DOI: 10.15940/j.cnki.0001-5245.2019.06.001
    [摘要] (289) [HTML] (0) [PDF 1.79 M] (807)
    摘要:
    天体搜索是天文数据处理流程的一个重要环节, 也是以平方公里阵列射电望远镜(Square Kilometre Array, SKA)为代表的下一代射电望远镜在面向海量数据处理中的挑战之一. 现今天体自动搜索算法、软件已日趋成熟并投入应用, 不过在自动化、兼容性等方面仍具有提升空间. 以更自动化、更适应海量数据需求的天体搜索算法研究为宗旨, 以现有算法为研究基础, 天体自动搜索软件系统得到设计和开发. 该系统包含友好的交互式用户操作界面, 具备可视化输出数据显示、兼容不同数据输入和输出并包含为实际应用服务的文件管理功能. 该系统对于大天区图以及图像集, 均能够很好地进行自动化处理. 测试结果显示, 上述方法对于天体搜索的改进有一定成效. 后续将在此基础上对该集成系统做进一步的改进开发, 以适应更多的需求.
    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$10^{-14
    2019,60(5):63-84, DOI: 10.15940/j.cnki.0001-5245.2019.05.007
    [摘要] (144) [HTML] (0) [PDF 1.38 M] (770)
    摘要:
    宇宙线的起源是高能天体物理的核心问题之一. 一直以来, 超新星爆发被认为是能谱膝区以下宇宙线的主要来源. 多波段观测表明, 超新星遗迹有能力加速带电粒子至亚PeV ($ 10^{15} $ eV)能量. 扩散激波加速被认为是最有效的天体高能粒子加速机制之一, 而超新星遗迹的大尺度激波正好为这一机制提供平台. 近年来, 一系列较高精度的地面和空间实验极大地推动了对宇宙线以及超新星遗迹的研究. 新的观测事实挑战着传统的扩散激波加速模型以及其在银河系宇宙线超新星遗迹起源学说上的应用, 深化了人们对宇宙高能现象的认识.结合超新星遗迹辐射能谱的时间演化特性, 构建的时间依赖的超新星遗迹粒子加速模型, 不仅能够解释200 GV附近宇宙线的能谱反常, 还自然地形成能谱膝区, 甚至可以将超新星遗迹粒子加速对宇宙线能谱的贡献延伸至踝区. 该模型预期超新星遗迹中粒子的输运行为表现为湍流扩散, 这需要未来的观测以及与粒子输运相关的等离子体数值模拟工作来进一步验证.
    2019,60(5):1-14, DOI: 10.15940/j.cnki.0001-5245.2019.05.001
    [摘要] (154) [HTML] (0) [PDF 27.63 M] (767)
    摘要:
    曼桂陨石是新近(2018年6月1日)陨落在云南西双版纳地区的目击球粒陨石, 其中的主要矿物为橄榄石(Fa$_{24.3\pm 0.6
    2020(1):126-128, DOI: 10.15940/j.cnki.0001-5245.2020.01.011
    摘要:
    宇宙再电离是宇宙从黑暗时期到完全电离过渡的重要阶段, 也是宇宙学研究的一个非常重要的课题, 但是目前为止人们对宇宙再电离仍然缺乏足够精确的观测, 其中最大的问题是微弱的有效信号往往淹没于巨大的前景噪声中因而很难提取出来. 本工作中研究了宇宙再电离时代的动力学苏尼阿耶夫-泽尔多维奇效应(Kinetic Sunyaev-Zel'dovich, kSZ)、X射线背景以及与中性氢的21 cm信息的互相关. 由于不同观测途径之间的互相关能够有效去除不相干噪声的干扰, 这些研究成果有助于从未来的观测结果中提取出有用的宇宙再电离信号. 由于kSZ效应和21 cm信息(kSZ-21 cm)的互相关在小尺度上可以完全忽略, 因此重点研究了kSZ平方(kSZ2)和21 cm信息(kSZ2-21 cm)的互相关. 首先利用半解析数值模拟(21CMFAST)构建了宇宙再电离时代的kSZ效应的2维分布以及随红移演化的21 cm信息, 在此基础上计算了kSZ2-21 cm互相关及其随红移的演化. 研究表明, 当宇宙的平均电离率$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$\sim 5$.
    [摘要] (107) [HTML] (0) [PDF 1.17 M] (758)
    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] (117) [HTML] (0) [PDF 2.22 M] (758)
    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 $10\ keV)和转换因子相对稳定, 但是和高能定标给出的结果相比有显著差异, 并且不同闪烁体棒显示出的差异没有明显的规律性.
    摘要:
    赋形旋转抛物面天线母线拟合常用的方法包括多项式整体拟合和等间隔分段拟合, 多项式整体拟合结果阶次高、计算量大, 且高阶多项式在边缘处拟合的结果容易振荡; 而等间隔分段拟合则是对母线数据按等间隔分段, 分段方式具有一定的盲目性, 容易造成拟合参数多、光滑性差等问题. 针对上述问题, 提出了一种基于母线拟合残差分布的自适应分段拟合方法, 该方法包括初始整体拟合和分段拟合两步, 初始整体拟合用以确定各离散点的拟合残差分布, 分段拟合先参照残差分布情况对离散点数据分段, 然后采用低阶多项式对各段数据进行拟合. 经过实例拟合对比, 该方法可避免高阶拟合的不稳定性, 减少了分段数, 更适用于赋形旋转抛物面天线母线的拟合.
    2019,60(5):44-54, DOI: 10.15940/j.cnki.0001-5245.2019.05.005
    [摘要] (141) [HTML] (0) [PDF 1.55 M] (744)
    摘要:
    按照目前的国际规范, 高精度GNSS (Global Navigation Satellite System)轨道产品一般以天为周期进行发布, 提供给用户使用. 连续使用多天的产品存在不同天间的跳变问题. 利用德国地学研究中心(GFZ)、欧洲定轨中心(COD)、欧空局(ESA)、美国喷气试验室(JPL)以及上海天文台(SHA)共5个GNSS分析中心2013---2017年的轨道产品, 分析了轨道跳变的特性. 计算结果表明: GFZ、COD、ESA、SHA和JPL的3维轨道跳变平均分别为7.79cm、1.51cm、7.77cm、11.75cm和2.51cm. 轨道跳变序列的周期特性分析表明: 序列存在90d、120d、340d左右的显著周期项, 对应于海潮对地球自转的影响, 其振幅为数毫米至1cm左右. 表明精密轨道确定需要进一步精化该项模型; GPS的跳变序列还存在与卫星星座相关的175d和352d左右的交点年显著周期项. 此外, 针对COD产品外推轨道的分析, 验证了地球反照辐射压和太阳光压模型等动力学模型对轨道的差异.
    摘要:
    伴随着引力波事件GW170817的短暴GRB (Gamma-Ray Burst) 170817A首次提供了双中子星并合与短暴相联系的直接证据. 但是短暴GRB 170817A具有非常弱的光度, 意味着观测的视线方向可能偏离喷流轴方向. 根据短暴静止系的峰值能量$E_{p, i
    2019,60(4):14-25, DOI: 10.15940/j.cnki.0001-5245.2019.04.002
    [摘要] (146) [HTML] (0) [PDF 4.76 M] (736)
    摘要:
    明代中期兴起的地方志和私人著作, 记载了许多天象事件, 日食记录是其中重要内容. 地方性日食记录的精华集中在对日全食现象的生动描述, 地方志记录的最大价值是一次日全食的多个见全食点. 明代中国东部地区发生了15次中心日食. 明后期的10次中, 8次都有大量的地方性记录. 讨论了明代地方性日食记录的各种特点, 并重点展示了这8次日全食在全国各地的观测地点分布以及对日全食景象的生动描述.
    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:
    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.
    2019,60(6):105-115, DOI: 10.15940/j.cnki.0001-5245.2019.06.010
    [摘要] (147) [HTML] (0) [PDF 8.44 M] (719)
    摘要:
    详细分析了一次太阳低层大气磁场重联触发的喷流事件. 这次喷流发生在2014年8月1日, 爆发自美国国家海洋和大气管理局(National Oceanic and Atmospheric Administration, NOAA)活动区12127边缘的一个卫星黑子处. 该喷流爆发包括日浪、紫外喷流、极紫外高温和低温喷流. 大熊湖太阳天文台(Big Bear Solar Observatory, BBSO)的Goode Solar Telescope (GST)高分辨率氧化钛(TiO)谱线的光球观测显示, 喷流爆发过程中, 卫星黑子一直衰减. 到喷流结束, 卫星黑子面积共减少了80%. 在此过程中, 太阳动力学天文台(Solar Dynamics Observatory, SDO)日球磁场成像仪(Helioseismic and Magnetic Imager, HMI)的视向磁场观测表明, 该卫星黑子对应的负极磁场与相邻的正极磁场发生明显对消, 产生喷流足部亮点. 根据SDO卫星太阳大气成像仪(Atmospheric Imaging Assembly, AIA)的多波段观测, 该足部亮点首先出现在紫外1600{\AA
    2019,60(4):57-66, DOI: 10.15940/j.cnki.0001-5245.2019.04.005
    摘要:
    全球卫星导航系统(Global Navigation Satellite System, GNSS)通过播发卫星钟差和精密轨道信息实现时间和空间基准信息向导航用户的传递. 随着高精度原子钟等导航卫星载荷、星间链路等天基/地基监测手段以及数据处理方法等技术的不断更新, 卫星轨道和钟差产品的精度和实时性也逐步提升. 2018年12月, 北斗三号卫星导航系统正式开通, 为``一带一路'国家提供实时高精度、高可靠的基本导航定位服务. 综述了北斗导航系统从北斗二号区域系统到北斗三号全球系统精密定轨与时间同步处理面临的困难和挑战, 针对上述问题, 阐述了北斗运行控制系统的解决途径和实现指标. 与GPS等其他GNSS系统进行比较, 分析了不同导航系统技术特点. 最后展望了精密定轨与时间同步技术未来的发展路线图, 为更高精度的GNSS导航定位授时服务提供参考.
    2019,60(6):17-25, DOI: 10.15940/j.cnki.0001-5245.2019.06.002
    摘要:
    大型光纤陀螺仪可以精确测量地球自转角速率, 进而可以运用于世界时(UT1)的解算工作中. 光纤陀螺仪包含的噪声会影响测量的精确度以及稳定性, 运用Allan方差可以对光纤陀螺仪的输出数据进行噪声分析, 同时对陀螺仪测量数据进行功率谱分析, 分析测量数据中存在的高频振动变化影响, 并结合分析结果, 从数据处理方法上提出改进措施. 分析结果可以对光纤陀螺仪的改进以及数据处理方法的建立提供参考.
    2019,60(3):33-43, DOI: 10.15940/j.cnki.0001-5245.2019.03.021
    摘要:
    基于最小二乘法原理的速度因子方法是保流形结构算法中效率最高、稳定性最好、应用最广的方法. 利用速度因子方法讨论了主星为辐射源, 伴星为扁球的平面圆型限制性三体问题的稳定性问题. 数值研究表明: (1)仅考虑扁状摄动项时, 系统混沌运动的轨道数量会增多; (2)仅考虑辐射项时, 系统有序运动的轨道数量会增多; (3)同时存在辐射和扁状摄动时, 辐射占主导作用, 系统有序运动的几率会增加.

杂志简介

《天文学报》创刊于1953年,由中国天文学会主办,中国科学院紫金山天文台承办。《天文学报》是新中国建立后我国创办最早的天文学术期刊。专门发表天体物理、天体力学、天体测量等天文各大分支学科以及天文 更多+
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