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    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$170 v_A$), 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.
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    [摘要] (419) [HTML] (0) [PDF 309.41 K] (2039)
    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] (348) [HTML] (0) [PDF 1.07 M] (1673)
    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$\alpha_RO$、$\alpha_RX$、$\alpha_{\rm R\gamma
    [摘要] (390) [HTML] (0) [PDF 2.48 M] (1639)
    摘要:
    接收机是射电天文中用于探测微弱射电信号的重要接收设备. 接收机的强度校准就是将接收机对射电源的响应转换为天文意义上的流量密度. 常规方法就是使用经典的冷热负载法, 将接收机自身的强度响应转换为一个等效的温度值, 之后再据此对射电源做进一步标定. 通过搭建基于斩波轮技术的K波段接收机强度校准平台, 使用斩波轮法测试K波段常温接收机的噪声温度, 并与传统冷热负载法的测试结果进行比对. 结果显示, 在晴好天气条件下, 斩波轮法在30\circ、90\circ仰角下噪声温度的最大测试误差为7.5%和8.4%, 可以很好地应用于实际噪声温度测试中; 但在5\circ仰角测试中, 由于过低仰角引入了地面噪声, 使得斩波轮法的测试误差上升至20%--30%之间而无法使用. 希望在此基础上进一步开展K波段天空亮温度的理论计算与实测, 从而完善斩波轮技术的应用, 使之可以满足在不同气象条件下的噪声校准测试需求.
    2019,60(6):1-16, DOI: 10.15940/j.cnki.0001-5245.2019.06.001
    [摘要] (530) [HTML] (0) [PDF 1.79 M] (1627)
    摘要:
    天体搜索是天文数据处理流程的一个重要环节, 也是以平方公里阵列射电望远镜(Square Kilometre Array, SKA)为代表的下一代射电望远镜在面向海量数据处理中的挑战之一. 现今天体自动搜索算法、软件已日趋成熟并投入应用, 不过在自动化、兼容性等方面仍具有提升空间. 以更自动化、更适应海量数据需求的天体搜索算法研究为宗旨, 以现有算法为研究基础, 天体自动搜索软件系统得到设计和开发. 该系统包含友好的交互式用户操作界面, 具备可视化输出数据显示、兼容不同数据输入和输出并包含为实际应用服务的文件管理功能. 该系统对于大天区图以及图像集, 均能够很好地进行自动化处理. 测试结果显示, 上述方法对于天体搜索的改进有一定成效. 后续将在此基础上对该集成系统做进一步的改进开发, 以适应更多的需求.
    [摘要] (310) [HTML] (0) [PDF 233.77 K] (1571)
    摘要:
    伴随着引力波事件GW170817的短暴GRB (Gamma-Ray Burst) 170817A首次提供了双中子星并合与短暴相联系的直接证据. 但是短暴GRB 170817A具有非常弱的光度, 意味着观测的视线方向可能偏离喷流轴方向. 根据短暴静止系的峰值能量$E_{p, i
    [摘要] (402) [HTML] (0) [PDF 2.22 M] (1562)
    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 $10\ keV)和转换因子相对稳定, 但是和高能定标给出的结果相比有显著差异, 并且不同闪烁体棒显示出的差异没有明显的规律性.
    [摘要] (311) [HTML] (0) [PDF 118.01 K] (1556)
    摘要:
    宇宙再电离是宇宙从黑暗时期到完全电离过渡的重要阶段, 也是宇宙学研究的一个非常重要的课题, 但是目前为止人们对宇宙再电离仍然缺乏足够精确的观测, 其中最大的问题是微弱的有效信号往往淹没于巨大的前景噪声中因而很难提取出来. 本工作中研究了宇宙再电离时代的动力学苏尼阿耶夫-泽尔多维奇效应(Kinetic Sunyaev-Zel'dovich, kSZ)、X射线背景以及与中性氢的21 cm信息的互相关. 由于不同观测途径之间的互相关能够有效去除不相干噪声的干扰, 这些研究成果有助于从未来的观测结果中提取出有用的宇宙再电离信号. 由于kSZ效应和21 cm信息(kSZ-21 cm)的互相关在小尺度上可以完全忽略, 因此重点研究了kSZ平方(kSZ2)和21 cm信息(kSZ2-21 cm)的互相关. 首先利用半解析数值模拟(21CMFAST)构建了宇宙再电离时代的kSZ效应的2维分布以及随红移演化的21 cm信息, 在此基础上计算了kSZ2-21 cm互相关及其随红移的演化. 研究表明, 当宇宙的平均电离率$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$\sim 5$.
    2019,60(4):57-66, DOI: 10.15940/j.cnki.0001-5245.2019.04.005
    [摘要] (362) [HTML] (0) [PDF 2.31 M] (1555)
    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(5):63-84, DOI: 10.15940/j.cnki.0001-5245.2019.05.007
    [摘要] (426) [HTML] (0) [PDF 1.38 M] (1530)
    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.
    [摘要] (320) [HTML] (0) [PDF 1.17 M] (1521)
    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] (286) [HTML] (0) [PDF 377.33 K] (1520)
    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$10^{-14
    2019,60(5):1-14, DOI: 10.15940/j.cnki.0001-5245.2019.05.001
    [摘要] (412) [HTML] (0) [PDF 27.63 M] (1512)
    摘要:
    曼桂陨石是新近(2018年6月1日)陨落在云南西双版纳地区的目击球粒陨石, 其中的主要矿物为橄榄石(Fa$_{24.3\pm 0.6
    [摘要] (310) [HTML] (0) [PDF 446.90 K] (1507)
    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):17-25, DOI: 10.15940/j.cnki.0001-5245.2019.06.002
    [摘要] (296) [HTML] (0) [PDF 468.71 K] (1475)
    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.
    [摘要] (264) [HTML] (0) [PDF 473.60 K] (1460)
    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] (342) [HTML] (0) [PDF 1.55 M] (1457)
    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] (277) [HTML] (0) [PDF 335.78 K] (1440)
    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.
    2019,60(4):14-25, DOI: 10.15940/j.cnki.0001-5245.2019.04.002
    [摘要] (417) [HTML] (0) [PDF 4.76 M] (1382)
    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.
    2019,60(6):105-115, DOI: 10.15940/j.cnki.0001-5245.2019.06.010
    [摘要] (334) [HTML] (0) [PDF 8.44 M] (1365)
    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(3):33-43, DOI: 10.15940/j.cnki.0001-5245.2019.03.021
    [摘要] (308) [HTML] (0) [PDF 586.03 K] (1322)
    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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