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  • 1  基于图像的天体搜索研究与自动化集成软件开发
    陆扬 安涛 郭绍光 劳保强
    2019, 60(6):1-16. DOI: 10.15940/j.cnki.0001-5245.2019.06.001
    [摘要](248) [HTML](0) [PDF 1.79 M](610)
    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.
    2  高红移恒星形成星系的研究
    安芳霞
    2019, 60(6):116-119. DOI: 10.15940/j.cnki.0001-5245.2019.06.011
    [摘要](192) [HTML](0) [PDF 102.83 K](328)
    摘要:
    星系是组成宇宙的基石, 其形成与演化是天体物理研究的重要内容. 星系中的恒星形成活动是星系成长和演化的主要驱动力之一. 已有的星系巡天给出比较一致的宇宙恒星形成历史: 宇宙的恒星形成密度从高红移一直增加到红移$z\sim 2$,随后按指数率下降直到$z=0$. 系统地研究宇宙恒星形成峰值时期恒星形成星系的性质对我们理解并限制星系形成与演化的理论模型至关重要. 论文的第2章和第3章描述我们基于窄带观测技术研究高红移发射线星系的工作. 在第1个工作中我们应用``双窄带''巡天技术,探测同一红移($z=2.24$)、同一观测场(Extended Chandra Deep Field South)的Lyα和Hα发射体. 我们比较了Lyα光度/光度密度和修正了尘埃消光的Hα光度/光度密度,并据此估算了红移$z=2.24$处单个星系和宇宙整体的Lyα光子逃逸概率. 我们的研究发现: (1)高红移恒星形成星系中电离气体和恒星连续谱之间尘埃消光的差异随星系恒星形成率的增加而增大; (2) Lyα光子逃逸概率与星系的尘埃消光反相关; (3)红移$z=2.24$处宇宙总体的Lyα光子逃逸概率为(3.7pm1.4)%; 我们的工作首次指出不同的尘埃消光改正方法对高红移恒星形成星系的研究具有显著影响. 在第2部分工作中, 我们应用窄带巡天探测到的发射线星系来寻找高红移宇宙空间的``原星系团''以及其周围的大尺度结构. 我们的初步结果为: (1)对比平均场, 我们选定的两个红移$z=2.24$的致密区域BOSS (Baryon Oscillation Spectroscopic Survey) 1244和BOSS1542中Hα发射线候选体的数密度$\delta_g\geqslant 11$;(2) BOSS1542场中Hα发射体的分布展现出了明显的纤维状大尺度结构. 研究表明在宇宙恒星形成峰值时期, 极亮红外星系的恒星形成率占宇宙总量的一半. 我们在第4章和第5章描述了这类极端星系的物理性质. 我们首先利用高空间分辨率的干涉阵观测数据构建了训练样本,并发展了机器学习方法来证认单天线亚毫米波段探测源的多波段对应体. 我们的研究结果为: (1)我们机器学习方法的召回率为(77.2pm4.7)%, 精确度为(82.0pm4.9)%, 结合射电证认, 召回率可以提高至85%; (2)训练样本的自测试和一系列独立测试证实了我们方法的成功性; (3)我们的方法可以成功证认出那些亚毫米辐射比较弥散或者/以及比较暗弱的亚毫米星系的对应体, 即使它们的亚毫米辐射低于干涉阵观测的探测阈值. 这表明我们发展的方法有效解决了亚毫米研究中单天线亚毫米源的低空间分辨率对后续研究的限制. 我们的研究工作也是首次将机器学习的方法应用于亚毫米星系的研究, 提高了研究的效率. 我们将该机器学习方法应用于COSMOS (Cosmic Evolution Survey)场中最新的单天线亚毫米巡天(S2COSMOS)探测到的亚毫米源, 并成功证认出了约1200个单天线亚毫米源的光学/近红外/射电波段的对应体. 基于这个精确的亚毫米星系对应体样本, 我们研究了亚毫米星系的多波段性质. 我们证实了机器学习方法证认的亚毫米星系的对应体可以完备地反映亚毫米星系的物理性质, 比如它们趋向于在高红移宇宙空间, 星系中正在进行恒星形成率高达$10^{2}M_{\odot}$cdotyr-1的大质量星暴活动. 同时我们将该方法应用于整个COSMOS场, 并从中选出了约9000个没有被单天线亚毫米观测探测到但是被机器学习方法归类为亚毫米星系对应体的近红外源. 基于这个统计上足够大的样本, 我们研究了亚毫米星系的成团性. 通过比较亚毫米星系和同一宇宙时期以及低红移宇宙空间中其他类型天体的成团性的强度, 我们可以研究亚毫米星系和其他类型天体的演化关联. 我们的这些研究工作促进了对高红移恒星形成星系物理性质的认识, 为理解星系尤其是大质量星系的形成与演化提供了更为精确的限制.
    3  基于斩波轮技术的K波段接收机噪声校准研究
    王凯 王洋 陈卯蒸 段雪峰 闫浩 马军 陈晨雨 曹亮
    2020(1):1-9. DOI: 10.15940/j.cnki.0001-5245.2020.01.001
    [摘要](149) [HTML](0) [PDF 2.48 M](668)
    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.
    4  Kepler-9b、c的近2:1平运动共振分析
    陈媛媛 王雪枫 马月华
    2020(2):1-12. DOI: 10.15940/j.cnki.0001-5245.2020.02.001
    [摘要](136) [HTML](0) [PDF 1.83 M](242)
    摘要:
    对多行星系统中行星周期比的统计发现, 行星周期比在简单整数比2:1、3:2的右侧边缘处有明显聚集, 而在其紧邻的左边有明显空缺. 针对这一现象有各种不同的动力学解释. Kepler-9系统中已发现的3个行星中, 行星b、c周期比约为2.03, 是接近2:1共振的一个典型例子. 利用关于偏心率的二阶哈密顿方程, 针对只考虑长期作用和加入共振摄动两种情况, 通过研究当前状态下系统在能量等高线图与相空间截面图中的位置, 讨论了两行星可能的近共振状态.
    5  月球交会对接VLBI差分时延研究
    郑鑫,刘庆会,吴亚军,马俊武,邓涛
    2020(3):1-12. DOI: 10.15940/j.cnki.0001-5245.2020.03.001
    [摘要](124) [HTML](0) [PDF 2.19 M](242)
    摘要:
    中国探月3期任务中, 月球交会对接技术是任务成功的重要保障. 利用嫦娥3号(CE03)绕月飞行的VLBI (Very Long Baseline Interferometry)时延数据, 模拟仿真绕月交会对接过程中, 同波束VLBI观测模式下, 差分群时延的变化情况. 仿真结果显示, 在远程导引段, 轨道器和上升组合体轨道距离保持100km, 持续半小时, 差分群时延很好地反映了两者的轨道信息, 可以用于定轨定位; 自主控制段, 上升组合体靠近轨道器, 在轨道距离从5km减小到20m过程中, 上升组合体加速追赶轨道器时, 差分群时延快速趋近于0, 上升组合体减速远离轨道器时, 差分群时延绝对值快速变大. 最后, 利用嫦娥3号奔月段同时发射两个DOR (Differential One-Ranging)信号的VLBI时延数据, 计算差分相时延, 初步展示了月球交会对接过程中同波束VLBI差分相时延的误差情况.
    6  卫星黑子衰减触发的喷流事件
    左子豪 李易 沙峻辉 周团辉
    2019, 60(6):105-115. DOI: 10.15940/j.cnki.0001-5245.2019.06.010
    [摘要](116) [HTML](0) [PDF 8.44 M](519)
    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
    7  云南西双版纳(曼桂)目击陨石的热变质和冲击变质研究
    罗业鑫 陈景有 梁伯健 廖世勇 李晔 李少林 吴蕴华 王英 邓志培 梅苞 徐伟彪
    2019, 60(5):1-14. DOI: 10.15940/j.cnki.0001-5245.2019.05.001
    [摘要](116) [HTML](0) [PDF 27.63 M](556)
    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$_{24.3\pm 0.6
    8  宇宙线的超新星遗迹起源
    张轶然 刘四明
    2019, 60(5):63-84. DOI: 10.15940/j.cnki.0001-5245.2019.05.007
    [摘要](111) [HTML](0) [PDF 1.38 M](569)
    摘要:
    宇宙线的起源是高能天体物理的核心问题之一. 一直以来, 超新星爆发被认为是能谱膝区以下宇宙线的主要来源. 多波段观测表明, 超新星遗迹有能力加速带电粒子至亚PeV ($ 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.
    9  银河系铝元素丰度研究
    马文娟 李宏杰 张波
    2019, 60(5):15-21. DOI: 10.15940/j.cnki.0001-5245.2019.05.002
    [摘要](109) [HTML](0) [PDF 254.08 K](336)
    摘要:
    恒星的Al元素丰度可以为探索星团和星系的化学演化提供重要线索. 通过系统分析银河系薄盘、厚盘、核球、银晕以及M4、M5等球状星团中恒星的[Al/Fe]随恒星金属丰度[Fe/H]的变化趋势, 得出银河系薄盘、厚盘和核球恒星的[Al/Fe]随着[Fe/H]的增加而缓慢下降, 而球状星团M4和M5恒星的[Al/Fe]随[Fe/H]增加没有下降趋势, 这暗示Ia超新星对M4和M5恒星元素丰度的贡献比较小. 详细研究了银河系恒星[Al/Fe]与[Mg/Fe]、[Na/Fe]的相关性, 结果表明银河系场星的[Al/Fe]与[Mg/Fe]正相关, 但在球状星团M4和 M5恒星中未见此相关性; 银河系盘星及M4和M5等球状星团恒星的[Al/Fe]与[Na/Fe]都存在正相关.
    10  GNSS精密轨道产品不连续性分析及评估
    董志华 陈俊平 周旭华
    2019, 60(5):44-54. DOI: 10.15940/j.cnki.0001-5245.2019.05.005
    [摘要](106) [HTML](0) [PDF 1.55 M](542)
    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.
    11  W51M分子云中H和He复合线的观测研究
    张燕坤 朱逢尧 唐孟尧 秦胜利 汪敏
    2020(2):13-29. DOI: 10.15940/j.cnki.0001-5245.2020.02.002
    [摘要](105) [HTML](0) [PDF 833.12 K](250)
    摘要:
    W51M (W51 Main)是一个和H$_II$区成协的大质量恒星形成区, 在其中可以探测到众多的分子谱线和H、He射电复合线. 中国科学院上海天文台基于天马65 m望远镜对W51M的观测数据, 证认了主量子数在74--117之间的H、He复合发射线, 其中主量子数在74--78之间的H和He的α复合线均被探测到. 结合H和He复合线的多普勒致宽, 算出该H$_II$区的电子温度约为7400K, He+/H+的离子丰度比约为0.09, 这与已有的研究基本吻合. 考虑高信噪比的复合线, 即H(\emphn)$\alpha (74\leqslant n \leqslant 78)$, 计算得出W51M的平均湍动速度是13.767kmcdots-1. 通过确定W51M或其他H$_II$区中的复合线, 获取电子温度、湍动速度以及其他物理参量, 在电子数密度、元素丰度、恒星形成率等方面进行了探讨, 对分子谱线以及其他波段的复合线研究具有借鉴意义.
    12  银河系光行差及其对天文参考架的影响
    刘佳成 刘牛
    2020(1):113-125. DOI: 10.15940/j.cnki.0001-5245.2020.01.010
    [摘要](105) [HTML](0) [PDF 309.41 K](629)
    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.
    13  L-band RFI Measurement and Mitigation at the NSRT Site
    LIU Qi LIU Ye CHEN Mao-zheng WANG Yue LIU Feng YAN Hao CAO Liang SU Xiao-ming
    2019, 60(6):82-94. DOI: 10.15940/j.cnki.0001-5245.2019.06.008
    [摘要](104) [HTML](0) [PDF 12.57 M](345)
    摘要:
    近些年,南山台址内部各类电子设备不断引入,此过程忽视了有效的设备管理及电磁防护,且台址周边无线电业务增多,以致电波环境恶化。为改善台址电波环境,采用一种准实时电波环境测量方法测量分析了台址周边瞬态信号的影响;另外,为提高微弱信号检测能力,采用便携式电磁干扰测量系统和26m射电望远镜对台址主要干扰信号特征及来源进行测量分析。依据测量和分析结果,采用屏蔽及滤波技术对望远镜观测室内部主要干扰源进行电磁防护,并针对屏蔽工程的有效性进行测量评估,结果表明,采用的电磁屏蔽措施有效。另外,提出了初步南山无线电宁静区保护办法缓解台址外部电磁干扰。
    14  氦白矮星与小质量主序星并合及脉动热亚矮星的形成
    马旭东 张先飞
    2020(2):85-92. DOI: 10.15940/j.cnki.0001-5245.2020.02.008
    [摘要](102) [HTML](0) [PDF 1.03 M](242)
    摘要:
    sdBV$_rs$型热亚矮星是一类特殊的热亚矮星, 观测显示它们同时具有p模和g模的脉动.目前这一类热亚矮星的演化起源仍然缺乏完备的解释.对氦白矮星与小质量主序星并合模型进行详细计算表明, 并合模型的结果符合sdBV$\rm _rs$型热亚矮星的表面有效温度、重力加速度等观测特征, 并且能够激发出稳定的p模和g模脉动. 因此, 氦白矮星与小质量主序星并合是形成sdBV$\rm _rs$型热亚矮星可能的渠道之一.
    15  宇宙再电离时期的kSZ效应和X射线背景与21 cm信号的互相关研究
    马清波
    2020(1):126-128. DOI: 10.15940/j.cnki.0001-5245.2020.01.011
    [摘要](92) [HTML](0) [PDF 118.01 K](559)
    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$\sim 5$.
    16  明代日食的地方记录
    马莉萍 刘次沅
    2019, 60(4):14-25. DOI: 10.15940/j.cnki.0001-5245.2019.04.002
    [摘要](92) [HTML](0) [PDF 4.76 M](557)
    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.
    17  Blazar多波段有效谱指数关系研究
    聂建军 陈怡 樊军辉 庹满先 汪胜辉 曲孝海 张月莲 杨江河
    2020(1):79-112. DOI: 10.15940/j.cnki.0001-5245.2020.01.009
    [摘要](90) [HTML](0) [PDF 1.07 M](605)
    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$\alpha_RO$、$\alpha_RX$、$\alpha_{\rm R\gamma
    18  用于测量世界时的大型光纤陀螺仪的噪声分析
    王惜康 高玉平 孙中苗
    2019, 60(6):17-25. DOI: 10.15940/j.cnki.0001-5245.2019.06.002
    [摘要](86) [HTML](0) [PDF 468.71 K](449)
    摘要:
    大型光纤陀螺仪可以精确测量地球自转角速率, 进而可以运用于世界时(UT1)的解算工作中. 光纤陀螺仪包含的噪声会影响测量的精确度以及稳定性, 运用Allan方差可以对光纤陀螺仪的输出数据进行噪声分析, 同时对陀螺仪测量数据进行功率谱分析, 分析测量数据中存在的高频振动变化影响, 并结合分析结果, 从数据处理方法上提出改进措施. 分析结果可以对光纤陀螺仪的改进以及数据处理方法的建立提供参考.
    19  部分遮蔽类星体 SDSS J151653.22+190048.2的紫外波段中等宽度发射线起源
    周俊彦 李臻臻 潘翔 孙鹿鸣 姜鹏 郝蕾 周宏岩
    2020(2):30-39. DOI: 10.15940/j.cnki.0001-5245.2020.02.003
    [摘要](85) [HTML](0) [PDF 991.85 K](224)
    摘要:
    类星体SDSS J151653.22+190048.2 (简称J1516+1900)在紫外-光学-近红外波段展现出奇特的光谱性质: 其光学Hα、Hβ和近红外的Paα、Paβ等发射线的半高全宽(full width at half maximum intensity, FWHM)均超过5000km/s, 等值宽度接近类星体平均值; 而紫外波段光谱的常见发射线Lyβ、OVI、Lyα、NV、SiIV和CIV等, 由FWHM \1700km/s的中等宽度成分主导. 这种现象很可能是由于紫外发射线的宽线成分经尘埃消光, 强度严重削弱, 从而使得中等宽度成分凸显出来; 在光学和近红外波段, 尘埃消光减弱, 发射线由宽线成分主导, 潜在的中等宽度成分不容易被看到. 根据中等宽度成分的线宽和J1516+1900中央超大质量黑洞的质量MBH~5:75×108M⊙, 在维里化假设下, 估计中等宽度发射区到中央黑洞的距离约为1.6 pc. 另一方面, 利用J1516+1900丰富的观测谱线, 结合光致电离模型计算, 可以限定J1516+1900的中等宽度发射线区气体密度~1012 cm-3、电离参数~ 10-0:65. 据此估计该发射线区到中心黑洞距离~ 0:016 pc,只有维里化距离的1%. 这一矛盾结果预示着中等宽度发射区可能具有较为复杂的物理结构, 未来需要观测更多类似J1516+1900的部分遮蔽类星体并进行系统的分类和研究.
    20  天宫2号POLAR探测器的低能X射线在轨定标
    张平 HAJDAS Wojtek 刘四明 苏杨 李友平 陈维
    2020(1):18-32. DOI: 10.15940/j.cnki.0001-5245.2020.01.003
    [摘要](82) [HTML](0) [PDF 2.22 M](560)
    摘要:
    伽马暴偏振探测仪(POLAR)是天宫2号实验室上搭载的一个gamma射线偏振仪, 于 2016年9月15日搭载在天宫2号进入低轨运行, 主要用于探测在50--500keV能区的硬X射线辐射的线偏振. POLAR由25个模块组成, 每个模块有64个塑料闪烁体棒, 总计有1600个塑料闪烁体棒, 具有较大的有效探测面积和视场. 在轨运行期间探测到多个小耀斑, 它们的硬X射线光子能量通常小于50\ keV, 无法直接使用在轨和地面的高能定标结果来进行能谱分析. 结合拉马第太阳高能光谱成像探测器(RHESSI)对耀斑SOL2016112907能谱的观测和蒙特卡洛模拟,对耀斑期间被激活的闪烁体棒进行能量低于50\ keV的低能相对定标. 虽然定标得到的能量阈值($\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.

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