- 当期目录
- 过刊浏览
- 下载排行
显示方式：
2023(5):49
, DOI: 10.15940/j.cnki.0001-5245.2023.05.001
摘要：
高能宇宙线的起源、加速和传播是重大的前沿科学问题, 回答该问题需要对宇宙线的能谱、各向异性以及各类高能天体电磁辐射进行精确观测. 通过空间粒子探测器对宇宙线各成分能谱的直接测量是研究宇宙线物理问题的重要手段. 中国于2015年底发射并持续运行至今的暗物质粒子探测卫星以其大接受度、高能量分辨率等特点, 在宇宙线直接探测方面取得了系列重要成果, 揭示出质子、氦核、硼碳和硼氧比例等宇宙线能谱的新结构, 为理解宇宙线起源等科学问题提供了新的依据. 介绍了暗物质粒子探测卫星的仪器设置、运行状况、科学成果及其物理意义.
高能宇宙线的起源、加速和传播是重大的前沿科学问题, 回答该问题需要对宇宙线的能谱、各向异性以及各类高能天体电磁辐射进行精确观测. 通过空间粒子探测器对宇宙线各成分能谱的直接测量是研究宇宙线物理问题的重要手段. 中国于2015年底发射并持续运行至今的暗物质粒子探测卫星以其大接受度、高能量分辨率等特点, 在宇宙线直接探测方面取得了系列重要成果, 揭示出质子、氦核、硼碳和硼氧比例等宇宙线能谱的新结构, 为理解宇宙线起源等科学问题提供了新的依据. 介绍了暗物质粒子探测卫星的仪器设置、运行状况、科学成果及其物理意义.
2023(5):50
, DOI: 10.15940/j.cnki.0001-5245.2023.05.002
摘要：
共轨运动天体与摄动天体的半长径相同, 处于1:1平运动共振中. 太阳系内多个行星的特洛伊天体即为处于蝌蚪形轨道的共轨运动天体, 其中一些高轨道倾角特洛伊天体的轨道运动与来源仍未被完全理解. 利用一个新发展的适用于处理1:1平运动共振的摄动函数展开方式, 对三维空间中的共轨运动进行考察, 计算不同初始轨道根数情况下共轨轨道的共振中心、共振宽度, 分析轨道类型与初始轨道根数的关系. 并将分析方法所得结果与数值方法的结果相互比较验证, 得到了广阔初始轨道根数空间内共轨运动的全局图景.
共轨运动天体与摄动天体的半长径相同, 处于1:1平运动共振中. 太阳系内多个行星的特洛伊天体即为处于蝌蚪形轨道的共轨运动天体, 其中一些高轨道倾角特洛伊天体的轨道运动与来源仍未被完全理解. 利用一个新发展的适用于处理1:1平运动共振的摄动函数展开方式, 对三维空间中的共轨运动进行考察, 计算不同初始轨道根数情况下共轨轨道的共振中心、共振宽度, 分析轨道类型与初始轨道根数的关系. 并将分析方法所得结果与数值方法的结果相互比较验证, 得到了广阔初始轨道根数空间内共轨运动的全局图景.
2023(5):51
, DOI: 10.15940/j.cnki.0001-5245.2023.05.003
摘要：
田谐项摄动是分析法轨道预报中的重要部分, 其中包含大量倾角函数及其偏导数的计算. 由于具有精度更高、速度更快的优点, 倾角函数一般通过递推方法计算. 以文献中提出的改进Gooding方法为基础, 将其给出的程序稍加改进, 在计算2--50阶倾角函数时缩短了约24%的计算时间. 考虑到分析法预报过程中轨道平倾角变化很小, 以泰勒展开式计算倾角函数, 可极大提高计算速度, 较大程度地减小分析法预报耗时, 且引力场阶次越高, 减小幅度越大, 取50阶时预报耗时缩短了48%. 另一方面, 以2阶展开式计算倾角函数时, 与改进Gooding法相比, 分析法预报星历偏差很小. 对于500km高度的低轨卫星, 分别以改进Gooding法和2阶泰勒展开式计算倾角函数, 预报3天, 当地球引力场阶次不高于50时, 二者预报星历偏差RMS (Root Mean Square)低于1mm, 且随着轨道高度的增加, 预报星历偏差RMS逐渐减小.
田谐项摄动是分析法轨道预报中的重要部分, 其中包含大量倾角函数及其偏导数的计算. 由于具有精度更高、速度更快的优点, 倾角函数一般通过递推方法计算. 以文献中提出的改进Gooding方法为基础, 将其给出的程序稍加改进, 在计算2--50阶倾角函数时缩短了约24%的计算时间. 考虑到分析法预报过程中轨道平倾角变化很小, 以泰勒展开式计算倾角函数, 可极大提高计算速度, 较大程度地减小分析法预报耗时, 且引力场阶次越高, 减小幅度越大, 取50阶时预报耗时缩短了48%. 另一方面, 以2阶展开式计算倾角函数时, 与改进Gooding法相比, 分析法预报星历偏差很小. 对于500km高度的低轨卫星, 分别以改进Gooding法和2阶泰勒展开式计算倾角函数, 预报3天, 当地球引力场阶次不高于50时, 二者预报星历偏差RMS (Root Mean Square)低于1mm, 且随着轨道高度的增加, 预报星历偏差RMS逐渐减小.
2023(5):52
, DOI: 10.15940/j.cnki.0001-5245.2023.05.004
摘要：
卫星星座对于通信、导航、对地观测等卫星系统中有比较广泛的应用, 可以提供较好的地面覆盖, 更好地满足系统的需求. 在各类卫星星座中, Walker星座的应用比较广泛. 这类星座设计相对简单, 地面平均覆盖性能较好, 可用于导航卫星、低轨通信卫星的星座设计. 虽然Walker星座的地面平均覆盖性能较好, 但卫星的星下点轨迹一般并不重合. 更重要的是, 当多个Walker星座协同工作时, 如果要保证星座间整体同步且轨道平面具有相同的进动速率$\Omega_1$, 那么即使稍稍改变其他星座的轨道倾角, 轨道半长径a也会出现相当大的变化. 据此, 美国太空探索(SpaceX)公司在其星链(Starlink)卫星星座中调整了设计思路, 以不同星座间具有相同的回归周期(Nday天内完成Norb个轨道周期)为依据, 实现了多层(shell)运动同步的星座设计, 并且在同层星座内所有卫星具有相同的星下点轨迹. 根据SpaceX公司公布的专利, Starlink星座第2期3层轨道的星座即采用这种设计方案. SpaceX在其专利文档中公布并主张了上述理念和特性, 但没有提供设计思路和技术细节. 以此为基础, 探讨可能的``类星链'星座设计思路, 并在此基础上分析这类星座中星间链路的选择策略及特性.
卫星星座对于通信、导航、对地观测等卫星系统中有比较广泛的应用, 可以提供较好的地面覆盖, 更好地满足系统的需求. 在各类卫星星座中, Walker星座的应用比较广泛. 这类星座设计相对简单, 地面平均覆盖性能较好, 可用于导航卫星、低轨通信卫星的星座设计. 虽然Walker星座的地面平均覆盖性能较好, 但卫星的星下点轨迹一般并不重合. 更重要的是, 当多个Walker星座协同工作时, 如果要保证星座间整体同步且轨道平面具有相同的进动速率$\Omega_1$, 那么即使稍稍改变其他星座的轨道倾角, 轨道半长径a也会出现相当大的变化. 据此, 美国太空探索(SpaceX)公司在其星链(Starlink)卫星星座中调整了设计思路, 以不同星座间具有相同的回归周期(Nday天内完成Norb个轨道周期)为依据, 实现了多层(shell)运动同步的星座设计, 并且在同层星座内所有卫星具有相同的星下点轨迹. 根据SpaceX公司公布的专利, Starlink星座第2期3层轨道的星座即采用这种设计方案. SpaceX在其专利文档中公布并主张了上述理念和特性, 但没有提供设计思路和技术细节. 以此为基础, 探讨可能的``类星链'星座设计思路, 并在此基础上分析这类星座中星间链路的选择策略及特性.
2023(5):53
, DOI: 10.15940/j.cnki.0001-5245.2023.05.005
摘要：
HE1005-1439是一颗金属丰度极低([Fe/H] ~ - 3.0)的碳增丰贫金属星(Carbon Enhanced Metal-Poor,CEMP), 该星的s-过程元素显著超丰([Ba/Fe] = 1.16±0.31, [Pb/Fe] = 1.98±0.19), 而r-过程元素温和超丰([Eu/Fe] = 0.46±0.22), 使用单一的s-过程模型和i-过程模型均不能拟合该星中子俘获丰度分布. 采用丰度分解的方法探究该星化学元素的天体物理来源可有助于理解CEMP星的形成和化学演化. 利用s-过程和r-过程的混合模型对其中子俘获元素的丰度分布进行拟合, 发现该星的中子俘获元素主要来源于低质量低金属丰度AGB伴星的s-过程核合成, 而r-过程核合成也有贡献.
HE1005-1439是一颗金属丰度极低([Fe/H] ~ - 3.0)的碳增丰贫金属星(Carbon Enhanced Metal-Poor,CEMP), 该星的s-过程元素显著超丰([Ba/Fe] = 1.16±0.31, [Pb/Fe] = 1.98±0.19), 而r-过程元素温和超丰([Eu/Fe] = 0.46±0.22), 使用单一的s-过程模型和i-过程模型均不能拟合该星中子俘获丰度分布. 采用丰度分解的方法探究该星化学元素的天体物理来源可有助于理解CEMP星的形成和化学演化. 利用s-过程和r-过程的混合模型对其中子俘获元素的丰度分布进行拟合, 发现该星的中子俘获元素主要来源于低质量低金属丰度AGB伴星的s-过程核合成, 而r-过程核合成也有贡献.
2023(5):54
, DOI: 10.15940/j.cnki.0001-5245.2023.05.006
摘要：
受大量射频干扰信号影响, 快速从海量观测数据中准确识别出单脉冲信号已成为天文数据处理的一项重要任务, 而设计和提取有效数据特征, 是利用机器学习进行单脉冲信号高效识别的决定因素. 针对如何选择最优特征, 进而提升单脉冲信号的分类精度这一关键问题, 设计了面向单脉冲信号分类的集成特征选择方法. 方法首先混合单脉冲信号的参数特征、统计特征和抽象特征, 然后分别利用5种单一特征选择方法选出各自的最优特征集, 最后利用贪心策略对5种单一方法获取的最优特征集进行集成筛选, 获取最优集成特征集. 实验表明, 最优特征集合既包含统计特征也包含抽象特征. 在相同特征数量下, 利用集成特征选择比单一特征选择能获得更高的模型精度, 可使F1值最高提升1.8%. 在海量数据背景下, 集成特征选择对减少特征数量、提升分类性能和加快数据处理速度具有重要作用.
受大量射频干扰信号影响, 快速从海量观测数据中准确识别出单脉冲信号已成为天文数据处理的一项重要任务, 而设计和提取有效数据特征, 是利用机器学习进行单脉冲信号高效识别的决定因素. 针对如何选择最优特征, 进而提升单脉冲信号的分类精度这一关键问题, 设计了面向单脉冲信号分类的集成特征选择方法. 方法首先混合单脉冲信号的参数特征、统计特征和抽象特征, 然后分别利用5种单一特征选择方法选出各自的最优特征集, 最后利用贪心策略对5种单一方法获取的最优特征集进行集成筛选, 获取最优集成特征集. 实验表明, 最优特征集合既包含统计特征也包含抽象特征. 在相同特征数量下, 利用集成特征选择比单一特征选择能获得更高的模型精度, 可使F1值最高提升1.8%. 在海量数据背景下, 集成特征选择对减少特征数量、提升分类性能和加快数据处理速度具有重要作用.
2023(5):55
, DOI: 10.15940/j.cnki.0001-5245.2023.05.007
摘要：
为了提升时间传递链路的可靠性, 国际权度局(Bureau International des Poids et Mesures, BIPM)自\lk2020年起将Galileo时间比对正式作为UTC (Coordinated Universal Time)计算的备份链路, 因此对接收机Ga-lileo信号时延校准是全球各守时实验室参与UTC链路的必要工作. 以德国物理技术研究院(Physikalisch-Tech-nische Bundesanstalt, PTB)和中国科学院国家授时中心(National Time Service Center, NTSC)已校准的GPS (Global Positioning System)链路为参考, 将PT09接收机设为参考站, 对NTSC的NT02和NT05两台不同型号接收机的Galileo E3 (Galileo E1&E5a)总时延进行校准并验证. 结果表明: NT02和NT05 Galileo E3总时延分别为74.6ns和46.5ns, 校准不确定度均为3.5ns, 且校准时延比较稳定; NT02和NT05校准后与其他守时实验室已校准接收机的GPS P3和Galileo E3链路的共视比对结果基本一致; 以NTP3与其他实验室接收机GPS P3链路的共视比对结果为参考, 其偏差均值均小于1.5ns, 在校准不确定度范围内.
为了提升时间传递链路的可靠性, 国际权度局(Bureau International des Poids et Mesures, BIPM)自\lk2020年起将Galileo时间比对正式作为UTC (Coordinated Universal Time)计算的备份链路, 因此对接收机Ga-lileo信号时延校准是全球各守时实验室参与UTC链路的必要工作. 以德国物理技术研究院(Physikalisch-Tech-nische Bundesanstalt, PTB)和中国科学院国家授时中心(National Time Service Center, NTSC)已校准的GPS (Global Positioning System)链路为参考, 将PT09接收机设为参考站, 对NTSC的NT02和NT05两台不同型号接收机的Galileo E3 (Galileo E1&E5a)总时延进行校准并验证. 结果表明: NT02和NT05 Galileo E3总时延分别为74.6ns和46.5ns, 校准不确定度均为3.5ns, 且校准时延比较稳定; NT02和NT05校准后与其他守时实验室已校准接收机的GPS P3和Galileo E3链路的共视比对结果基本一致; 以NTP3与其他实验室接收机GPS P3链路的共视比对结果为参考, 其偏差均值均小于1.5ns, 在校准不确定度范围内.
2023(5):56
, DOI: 10.15940/j.cnki.0001-5245.2023.05.008
摘要：
在基于目标轨道运动特征的预警信息推算中, 引入高程信息库的支持, 使对地球的假设从参考椭球体变为更真实的形态, 并探讨在此情况下提高发、落点位置和时刻的预报精度的方法. 采用数字高程模型进行的数值实验结果表明, 在原方法的基础上增加少量高程迭代计算的情况下即可提高预报精度, 发、落点位置高程越高的地区精度提高越明显.
在基于目标轨道运动特征的预警信息推算中, 引入高程信息库的支持, 使对地球的假设从参考椭球体变为更真实的形态, 并探讨在此情况下提高发、落点位置和时刻的预报精度的方法. 采用数字高程模型进行的数值实验结果表明, 在原方法的基础上增加少量高程迭代计算的情况下即可提高预报精度, 发、落点位置高程越高的地区精度提高越明显.
2023(5):57
, DOI: 10.15940/j.cnki.0001-5245.2023.05.009
摘要：
快速射电暴是近年来发展最快的天文学科之一. 理论上, 快速射电暴可能存在毫秒到小时时标的光学\lk对应体. 快速射电暴光学对应体有可能在中国未来大视场望远镜中探测到, 例如: 中国空间站工程巡天望远\lk镜(China Space Station Telescope, CSST)、中国科学技术大学和紫金山天文台合作的2.5m大视场巡天望远镜(Wide Field Survey Telescope, WFST)和地球2.0 (Earth 2.0, ET)等. 快速射电暴光学对应体通常分为毫秒时标光学对应体、小时时标光学对应体和光学余辉. 前两者可产生于快速射电暴的高能外延或是快速射电暴的射电辐射与高能电子的逆康普顿散射, 探测率与光学-射电流量比$\eta_\nu$关系密切. 对于毫秒时标光学对应体, 最理想情况下WFST、CSST和ET的探测率可以达到每年上百个. 当$\eta_\nu$~10-3时, WFST、CSST的年探测率仅 为1个的量级, ET的年探测率为19.5个. 对于小时时标光学对应体, 最理想情况下超新星遗迹的年龄为5年且$\eta_\nu$约为10-6时, 年探测率可到100以上. FRB 200428的X射线对应体表明, 快速射电暴可能产生相对论性外流并且与星际介质相互作用产生光学余辉. 结合快速射电暴的能量、在宇宙中的分布以及标准余辉模型, 可以对快速射电暴余辉的可探测性进行研究. 当总能量-射电能量比与FRB 200428类似(ζ = 105)时, CSST、WFST和ET的 年探测率分别为1.3、1.0和67个.
快速射电暴是近年来发展最快的天文学科之一. 理论上, 快速射电暴可能存在毫秒到小时时标的光学\lk对应体. 快速射电暴光学对应体有可能在中国未来大视场望远镜中探测到, 例如: 中国空间站工程巡天望远\lk镜(China Space Station Telescope, CSST)、中国科学技术大学和紫金山天文台合作的2.5m大视场巡天望远镜(Wide Field Survey Telescope, WFST)和地球2.0 (Earth 2.0, ET)等. 快速射电暴光学对应体通常分为毫秒时标光学对应体、小时时标光学对应体和光学余辉. 前两者可产生于快速射电暴的高能外延或是快速射电暴的射电辐射与高能电子的逆康普顿散射, 探测率与光学-射电流量比$\eta_\nu$关系密切. 对于毫秒时标光学对应体, 最理想情况下WFST、CSST和ET的探测率可以达到每年上百个. 当$\eta_\nu$~10-3时, WFST、CSST的年探测率仅 为1个的量级, ET的年探测率为19.5个. 对于小时时标光学对应体, 最理想情况下超新星遗迹的年龄为5年且$\eta_\nu$约为10-6时, 年探测率可到100以上. FRB 200428的X射线对应体表明, 快速射电暴可能产生相对论性外流并且与星际介质相互作用产生光学余辉. 结合快速射电暴的能量、在宇宙中的分布以及标准余辉模型, 可以对快速射电暴余辉的可探测性进行研究. 当总能量-射电能量比与FRB 200428类似(ζ = 105)时, CSST、WFST和ET的 年探测率分别为1.3、1.0和67个.
2023(5):58
, DOI: 10.15940/j.cnki.0001-5245.2023.05.010
摘要：
流星监测网是小尺寸近地小天体撞击监测、判断陨石落点的主要工具. 提出了一种基于多站布局的全天视频相机组网监测系统, 并在江苏及周边构建了一个区域级原型系统, 实现了火流星监测组网控制、视频数据采集、数据处理及流星体定轨的完整流程. 通过1yr的实测运行表明, 该系统可观测流星极限视星等为-1.0等, 可以实现绝对星等-2.5等流星的完备检测; 根据监测数据得到火流星通量为2.68×10-7km-2 ·h-1；群流星和偶发流星占比分别为46%和54%，偶发流星中类小行星轨道和类彗星轨道比例分别为27.1%和72.9，统计结果与国际主要流星监测网相接近，验证了监测网系统在实际组网使用中的监测能力.
流星监测网是小尺寸近地小天体撞击监测、判断陨石落点的主要工具. 提出了一种基于多站布局的全天视频相机组网监测系统, 并在江苏及周边构建了一个区域级原型系统, 实现了火流星监测组网控制、视频数据采集、数据处理及流星体定轨的完整流程. 通过1yr的实测运行表明, 该系统可观测流星极限视星等为-1.0等, 可以实现绝对星等-2.5等流星的完备检测; 根据监测数据得到火流星通量为2.68×10-7km-2 ·h-1；群流星和偶发流星占比分别为46%和54%，偶发流星中类小行星轨道和类彗星轨道比例分别为27.1%和72.9，统计结果与国际主要流星监测网相接近，验证了监测网系统在实际组网使用中的监测能力.
2023(5):59
, DOI: 10.15940/j.cnki.0001-5245.2023.05.011
摘要：
空间碎片多源数据融合定轨软件SPODFMD (Space debris Precise Orbit Determination Fusing Multi-source Data)是由紫金山天文台卫星精密定轨团组自主研发的一款数值法编目定轨软件, 目的是解决国内空间碎片监测网获取的多源数据融合问题. 软件设计初期, 充分调研了国内主流空间碎片监测设备. 考虑到空间碎片轨道和物理特征的复杂性、大量碎片轨道更新对计算效率的要求以及工程应用对稳健性的要求等现实因素, 在定轨算法中集成了具有自主知识产权的地球重力势及其偏导数无奇点快速算法、无奇点DTM94 (Drag Temperature Model)大气密度模型及其偏导数的解析表达方法、大偏心率轨道密集星历精密快速计算算法以及稳健的自适应加权方法等. 结合软件工程设计理论, 目前已实现了14种主流设备获取数据的任意融合, 并取得了典型场景下的秒级定轨速度, 适用于高、中、低轨和各种偏心率特点的全轨道碎片, 且不存在计算奇点和极性奇点, 经初步测试证实了SPODFMD软件的多源性、高效率、通用性和稳健性效果.
空间碎片多源数据融合定轨软件SPODFMD (Space debris Precise Orbit Determination Fusing Multi-source Data)是由紫金山天文台卫星精密定轨团组自主研发的一款数值法编目定轨软件, 目的是解决国内空间碎片监测网获取的多源数据融合问题. 软件设计初期, 充分调研了国内主流空间碎片监测设备. 考虑到空间碎片轨道和物理特征的复杂性、大量碎片轨道更新对计算效率的要求以及工程应用对稳健性的要求等现实因素, 在定轨算法中集成了具有自主知识产权的地球重力势及其偏导数无奇点快速算法、无奇点DTM94 (Drag Temperature Model)大气密度模型及其偏导数的解析表达方法、大偏心率轨道密集星历精密快速计算算法以及稳健的自适应加权方法等. 结合软件工程设计理论, 目前已实现了14种主流设备获取数据的任意融合, 并取得了典型场景下的秒级定轨速度, 适用于高、中、低轨和各种偏心率特点的全轨道碎片, 且不存在计算奇点和极性奇点, 经初步测试证实了SPODFMD软件的多源性、高效率、通用性和稳健性效果.
显示模式：
2020,61(1):10, 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.
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.
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.
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.
2020,61(1):9, DOI: 10.15940/j.cnki.0001-5245.2020.01.009
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$\alpha_RO$、$\alpha_RX$、$\alpha_{\rm R\gamma
从相关文献中获得Fermi耀变体(blazar)的射电(R) 1.4GHz、光学(O) 4.68 times 1014Hz、X-ray (X) 1keV和gamma-ray (gamma) 1GeV辐射流量密度, 计算了上述波段两两之间的6个有效谱指数$\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：
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.
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.
2020,61(1):1, DOI: 10.15940/j.cnki.0001-5245.2020.01.001
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.
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.
2020,61(1):2, DOI: 10.15940/j.cnki.0001-5245.2020.01.002
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
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
2020,61(1):6, DOI: 10.15940/j.cnki.0001-5245.2020.01.006
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$E_{p, i
伴随着引力波事件GW170817的短暴GRB (Gamma-Ray Burst) 170817A首次提供了双中子星并合与短暴相联系的直接证据. 但是短暴GRB 170817A具有非常弱的光度, 意味着观测的视线方向可能偏离喷流轴方向. 根据短暴静止系的峰值能量$E_{p, i
2019,60(5):63-84, DOI: 10.15940/j.cnki.0001-5245.2019.05.007
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.
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(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.
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.
2020,61(1):3, DOI: 10.15940/j.cnki.0001-5245.2020.01.003
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 $10\ keV)和转换因子相对稳定, 但是和高能定标给出的结果相比有显著差异, 并且不同闪烁体棒显示出的差异没有明显的规律性.
伽马暴偏振探测仪(POLAR)是天宫2号实验室上搭载的一个gamma射线偏振仪, 于 2016年9月15日搭载在天宫2号进入低轨运行, 主要用于探测在50--500keV能区的硬X射线辐射的线偏振. POLAR由25个模块组成, 每个模块有64个塑料闪烁体棒, 总计有1600个塑料闪烁体棒, 具有较大的有效探测面积和视场. 在轨运行期间探测到多个小耀斑, 它们的硬X射线光子能量通常小于50\ keV, 无法直接使用在轨和地面的高能定标结果来进行能谱分析. 结合拉马第太阳高能光谱成像探测器(RHESSI)对耀斑SOL2016112907能谱的观测和蒙特卡洛模拟,对耀斑期间被激活的闪烁体棒进行能量低于50\ keV的低能相对定标. 虽然定标得到的能量阈值($\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.
2020,61(1):4, DOI: 10.15940/j.cnki.0001-5245.2020.01.004
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
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$10^{-14
2020,61(1):11, DOI: 10.15940/j.cnki.0001-5245.2020.01.011
摘要：
宇宙再电离是宇宙从黑暗时期到完全电离过渡的重要阶段, 也是宇宙学研究的一个非常重要的课题, 但是目前为止人们对宇宙再电离仍然缺乏足够精确的观测, 其中最大的问题是微弱的有效信号往往淹没于巨大的前景噪声中因而很难提取出来. 本工作中研究了宇宙再电离时代的动力学苏尼阿耶夫-泽尔多维奇效应(Kinetic Sunyaev-Zel'dovich, kSZ)、X射线背景以及与中性氢的21 cm信息的互相关. 由于不同观测途径之间的互相关能够有效去除不相干噪声的干扰, 这些研究成果有助于从未来的观测结果中提取出有用的宇宙再电离信号. 由于kSZ效应和21 cm信息(kSZ-21 cm)的互相关在小尺度上可以完全忽略, 因此重点研究了kSZ平方(kSZ2)和21 cm信息(kSZ2-21 cm)的互相关. 首先利用半解析数值模拟(21CMFAST)构建了宇宙再电离时代的kSZ效应的2维分布以及随红移演化的21 cm信息, 在此基础上计算了kSZ2-21 cm互相关及其随红移的演化. 研究表明, 当宇宙的平均电离率$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$\sim 5$.
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$\sim 5$.
2020,61(1):7, DOI: 10.15940/j.cnki.0001-5245.2020.01.007
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.
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：
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
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
2020,61(1):5, DOI: 10.15940/j.cnki.0001-5245.2020.01.005
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.
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.
2019,60(4):14-25, DOI: 10.15940/j.cnki.0001-5245.2019.04.002
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.
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.
2019,60(5):44-54, DOI: 10.15940/j.cnki.0001-5245.2019.05.005
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.
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.
2020,61(1):8, DOI: 10.15940/j.cnki.0001-5245.2020.01.008
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.
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(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.
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.
期刊动态更多+
- ·关于《天文学报》论文关联数据汇交和发布的通知11-03
- ·声明08-03
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+版权信息
- 主办：
中国天文学会 中国科学院紫金山天文台
- 主编：
常进
- 编辑：
天文学报
- 出版：
科学出版社
- 地址：
江苏省南京市栖霞区元化路10号
- 印刷：
北京科信印刷有限公司
- 国内发行：
科学出版社
- 国外发行：
中国国际图书贸易总公司
- 国内统一连续出版物号：
CN 32-1113/P
- 国际刊号：
ISSN 0001-5245
微信公众号二维码
扫描关注微信公众号
