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    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$_{24.3\pm 0.6
    摘要:
    恒星的Al元素丰度可以为探索星团和星系的化学演化提供重要线索. 通过系统分析银河系薄盘、厚盘、核球、银晕以及M4、M5等球状星团中恒星的[Al/Fe]随恒星金属丰度[Fe/H]的变化趋势, 得出银河系薄盘、厚盘和核球恒星的[Al/Fe]随着[Fe/H]的增加而缓慢下降, 而球状星团M4和M5恒星的[Al/Fe]随[Fe/H]增加没有下降趋势, 这暗示Ia超新星对M4和M5恒星元素丰度的贡献比较小. 详细研究了银河系恒星[Al/Fe]与[Mg/Fe]、[Na/Fe]的相关性, 结果表明银河系场星的[Al/Fe]与[Mg/Fe]正相关, 但在球状星团M4和 M5恒星中未见此相关性; 银河系盘星及M4和M5等球状星团恒星的[Al/Fe]与[Na/Fe]都存在正相关.
    摘要:
    正向传播朗缪尔波被离子声波散射是太阳射电III型暴基波和谐波激发的重要过程. 使用粒子模拟方法对电子束流激发朗缪尔波的过程进行了模拟,同时对产生的反向朗缪尔波、朗缪尔波2次谐波和朗缪尔波通过非线性过程产生的离子声波的性质进行了分析研究. 为了更好地研究离子声波, 模拟时单独计算了由离子扰动引起的电场. 模拟计算了不同初始参数下产生的离子声波强度, 发现离子的温度和质量对离子声波的产生有重要作用, 验证了反向朗缪尔波与离子声波的相关性. 同时在模拟中验证了朗缪尔波的衰变过程, 确认了离子声波对反向朗缪尔波的放大作用.
    摘要:
    随着科学技术的不断进步, 射电天文台站趋于自动化, 各类电子设备的广泛使用使得射电天文台站的电磁环境变得尤为复杂, 如何有效识别和统计复杂频谱中的干扰信号是当前射电天文台站亟需解决的问题, 故提出一种宽带频谱序列干扰信号识别与统计方法. 首先, 对每组宽带频谱进行信噪分离、识别频谱中的干扰信号; 然后, 对第1组宽带频谱信号识别结果及信号特征建立模板库, 后续每组频谱的信号识别结果与模板库中对应频率的信号进行相似性分析, 根据相似性分析结果, 统计信号次数, 更新模板库; 实现宽带频谱序列干扰信号的识别与统计. 针对QTT (QiTai Radio Telescope)台站实测频谱, 运用该方法进行干扰信号识别与统计, 能够有效识别并标记频谱中的干扰信号, 并统计干扰信号随时间、方向的变化趋势.
    摘要:
    按照目前的国际规范, 高精度GNSS (Global Navigation Satellite System)轨道产品一般以天为周期进行发布, 提供给用户使用. 连续使用多天的产品存在不同天间的跳变问题. 利用德国地学研究中心(GFZ)、欧洲定轨中心(COD)、欧空局(ESA)、美国喷气试验室(JPL)以及上海天文台(SHA)共5个GNSS分析中心2013---2017年的轨道产品, 分析了轨道跳变的特性. 计算结果表明: GFZ、COD、ESA、SHA和JPL的3维轨道跳变平均分别为7.79cm、1.51cm、7.77cm、11.75cm和2.51cm. 轨道跳变序列的周期特性分析表明: 序列存在90d、120d、340d左右的显著周期项, 对应于海潮对地球自转的影响, 其振幅为数毫米至1cm左右. 表明精密轨道确定需要进一步精化该项模型; GPS的跳变序列还存在与卫星星座相关的175d和352d左右的交点年显著周期项. 此外, 针对COD产品外推轨道的分析, 验证了地球反照辐射压和太阳光压模型等动力学模型对轨道的差异.
    摘要:
    贫金属富碳恒星(Carbon-Enhanced Metal-Poor, CEMP)是研究宇宙早期恒星性质和化学演化的极佳样本,通常认为来自双星. 目前发现的贫金属富碳星中有9颗天琴RR变星(RR Lyrae star, RRL), 其中至少7颗未表现出任何双星特征. 传统双星物质转移模型不足以充分解释贫金属富碳天琴RR变星(CEMP-RR Lyrae)单星的形成. 之前研究表明氦白矮星和赫氏空隙星(HG)的并合模型可以解释部分富碳红巨星单星的碳增丰现象, 因此贫金属富碳星单星也可能来自氦白矮星和赫氏空隙星的并合模型渠道. 通过详细计算的氦白矮星和赫氏空隙星并合模型来检验这一演化渠道, 结果表明: 该并合模型在后续的演化过程中, 其重力加速度、温度、表面碳丰度均能与观测符合较好. 由此, 氦白矮星和赫氏空隙星并合模型极有可能是贫金属富碳天琴RR变星的形成渠道之一.
    摘要:
    宇宙线的起源是高能天体物理的核心问题之一. 一直以来, 超新星爆发被认为是能谱膝区以下宇宙线的主要来源. 多波段观测表明, 超新星遗迹有能力加速带电粒子至亚PeV ($ 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:
    先进天基太阳天文台(ASO-S)是中国科学院空间科学先导专项2期规划的太阳观测卫星, 其针对第25个太阳活动峰年, 同时观测太阳磁场、日冕物质抛射和太阳耀斑爆发. 硬X射线成像仪(HXI)作为该卫星3个科学载荷之一, 实现了高时间分辨率和空间分辨率的太阳硬X射线成像观测, 其量能器由99套溴化镧闪烁晶体-光电倍增管探测单元和读出电子学板构成, 实现了30--200keV的硬X射线光子能谱测量. 针对HXI量能器的观测需求, 设计了一套空间高事例率读出电子学系统, 并通过实验室测试, 证明了该系统单事例读出死时间小于2μs, 同时验证了该系统电子学噪声小于120fC, 积分非线性小于2%, 满足HXI仪器要求.
    摘要:
    AST3-2 (Antarctic Survey Telescopes)光学巡天望远镜位于南极大陆最高点冰穹A, 其产生的大量观测数据对数据处理的效率提出了较高要求. 同时南极通信不便, 数据回传有诸多困难, 有必要在南极本地实现自动处理AST3-2观测数据, 进行变源和暂现源观测的数据处理, 但是受到低功耗计算机的限制, 数据的快速自动处理的实现存在诸多困难. 将已有的图像相减方案同机器学习算法相结合, 并利用AST3-2 2016年观测数据作为测试样本, 发展一套的暂现源及变源的筛选方法成为可行的选择. 该筛选方法使用图像相减法初步筛选出可能的变源, 再用主成分分析法抽取候选源的特征, 并选择随机森林作为机器学习分类器, 在测试中对正样本的召回率达到了97%, 验证了这种方法的可行性, 并最终在2016年观测数据中探测出一批变星候选体.
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    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.
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    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
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    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.
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    先进天基太阳天文台(ASO-S)是中国科学院空间科学先导专项2期规划的太阳观测卫星, 其针对第25个太阳活动峰年, 同时观测太阳磁场、日冕物质抛射和太阳耀斑爆发. 硬X射线成像仪(HXI)作为该卫星3个科学载荷之一, 实现了高时间分辨率和空间分辨率的太阳硬X射线成像观测, 其量能器由99套溴化镧闪烁晶体-光电倍增管探测单元和读出电子学板构成, 实现了30--200keV的硬X射线光子能谱测量. 针对HXI量能器的观测需求, 设计了一套空间高事例率读出电子学系统, 并通过实验室测试, 证明了该系统单事例读出死时间小于2μs, 同时验证了该系统电子学噪声小于120fC, 积分非线性小于2%, 满足HXI仪器要求.
    摘要:
    在天文观测中, 射频干扰会造成假谱, 降低数据的可靠性和有效性. 射频干扰消减旨在减少干扰信号对射电天文观测的影响, 包含器件方面的技术革新和数据处理领域的方法研究. 针对德令哈13.7m望远镜接收机中频部分引入的射频干扰, 通过优化中频器件的抗射频干扰能力, 提高了接收机的整体抗射频干扰能力, 以主动消除方法来减少射频干扰耦合到接收机内部. 分析了接收机干扰的传输路径, 提出了器件射频干扰的直接耦合系数和器件射频干扰的系统耦合系数的概念, 为定位干扰敏感器件并量化干扰引入比重提供了基础. 经过抗射频干扰优化后, 接收机抗干扰能力改善30dB左右, 望远镜的天文观测效率提高10%以上.
    摘要:
    随着科学技术的不断进步, 射电天文台站趋于自动化, 各类电子设备的广泛使用使得射电天文台站的电磁环境变得尤为复杂, 如何有效识别和统计复杂频谱中的干扰信号是当前射电天文台站亟需解决的问题, 故提出一种宽带频谱序列干扰信号识别与统计方法. 首先, 对每组宽带频谱进行信噪分离、识别频谱中的干扰信号; 然后, 对第1组宽带频谱信号识别结果及信号特征建立模板库, 后续每组频谱的信号识别结果与模板库中对应频率的信号进行相似性分析, 根据相似性分析结果, 统计信号次数, 更新模板库; 实现宽带频谱序列干扰信号的识别与统计. 针对QTT (QiTai Radio Telescope)台站实测频谱, 运用该方法进行干扰信号识别与统计, 能够有效识别并标记频谱中的干扰信号, 并统计干扰信号随时间、方向的变化趋势.
    摘要:
    正向传播朗缪尔波被离子声波散射是太阳射电III型暴基波和谐波激发的重要过程. 使用粒子模拟方法对电子束流激发朗缪尔波的过程进行了模拟,同时对产生的反向朗缪尔波、朗缪尔波2次谐波和朗缪尔波通过非线性过程产生的离子声波的性质进行了分析研究. 为了更好地研究离子声波, 模拟时单独计算了由离子扰动引起的电场. 模拟计算了不同初始参数下产生的离子声波强度, 发现离子的温度和质量对离子声波的产生有重要作用, 验证了反向朗缪尔波与离子声波的相关性. 同时在模拟中验证了朗缪尔波的衰变过程, 确认了离子声波对反向朗缪尔波的放大作用.
    摘要:
    AST3-2 (Antarctic Survey Telescopes)光学巡天望远镜位于南极大陆最高点冰穹A, 其产生的大量观测数据对数据处理的效率提出了较高要求. 同时南极通信不便, 数据回传有诸多困难, 有必要在南极本地实现自动处理AST3-2观测数据, 进行变源和暂现源观测的数据处理, 但是受到低功耗计算机的限制, 数据的快速自动处理的实现存在诸多困难. 将已有的图像相减方案同机器学习算法相结合, 并利用AST3-2 2016年观测数据作为测试样本, 发展一套的暂现源及变源的筛选方法成为可行的选择. 该筛选方法使用图像相减法初步筛选出可能的变源, 再用主成分分析法抽取候选源的特征, 并选择随机森林作为机器学习分类器, 在测试中对正样本的召回率达到了97%, 验证了这种方法的可行性, 并最终在2016年观测数据中探测出一批变星候选体.
    摘要:
    利用SDO (Solar Dynamics Observatory)/HMI (Helioseismic and Magnetic Imager)观测到的矢量磁图, 研究了与活动区AR12673上爆发的一个X9.3级耀斑(2017年9月6日)的相关电流分布和演化. 结果显示, 在该活动区的磁中性线两边存在一对方向相反的电流密度约为0.4A/m2的长电流带, 可称其为一对共轭电流带. 这对共轭电流带在耀斑发生之前、期间以及之后一直存在; 并且观测到, 该耀斑的两个亮带的位置几乎刚好与两个电流带重叠, 它们的形状也极其相似. 9月6日电流总强度演化曲线表明, 电流强度在X9.3级强耀斑爆发期间出现快速增加的现象, 这种现象持续了几个小时. 这一研究结果有力支持了磁准分界面(Quasi-Separatrix Layer, QSL) 3维重联模型.
    2019(3):104-107, DOI: 10.15940/j.cnki.0001-5245.2019.03.027
    摘要:
    随着亚毫米波望远镜的发展, 利用这些新的探测设备, 人们在亚毫米波段发现了一类高红移且富含尘埃的 星系, 将其称为亚毫米星系. 这类星系的发现革新了我们对星系的演化以及极端条件下的恒星形成过程的认知. 这些亚毫米星系是宇宙中最强的星暴星系, 其中的恒星形成过程产生的能量接近爱丁顿极限. 人们普遍认为 这类星系正是近邻宇宙中那些大质量星系的前身天体. 但是,很难解释其在高红移 为何具有较高的数密度. 它们其中非常少的一部分会被处于视线方向上的大质量星系通过引力透镜作用放大变亮. 尽管这类处于引力透镜系统中的亚毫米星系十分稀少, 但近来人们通过大视场河外巡天, 发现了上百个此类天体, 这为我们研究高红移亚毫米星系中的星际介质提供了一个令人振奋的新途径. 我们从 Herschel-ATLAS巡天获得的源表中仔细地挑选出了一组受强引力透镜作用的亚毫米星系的样本. 我们利用IRAM (Institut de Radioastronomie Millim$\acutee$trique)的干涉阵NOEMA (NOrthern Extended Millimeter Array)和30 m单天线望远镜, 从16个亚毫米星系中探测到了水分子(H$_2$O)谱线. 我们发现水分子谱线的光度和星系的红外光度之间存在一个紧密的近似线性的相关性. 我们利用水分子的 远红外激泵激发模型, 从观测数据中求出了水分子气体和尘埃辐射的物理性质. 我们发现这些由水分子气体示踪的致 密热分子气体很可能跟剧烈的恒星形成活动紧密关联. 除了水分子气体谱线之外, 我们还在样本中的3个星系中探测 到了H$_2O^+$的若干条发射线. 我们发现从近邻的极亮红外星系到高红移的亚毫米星系, 它们的 H$_2$O和H$_2O^+$发射线的光度之间呈现出紧密的线性关系. 通过分析这两者的谱线强度比, 我们推测这些星系中星际介质的氧化学过程 很可能由其中剧烈的恒星形成活动所产生的宇宙射线主导. 除了水分子气体, 另外一个重要的分子气体探针为一氧化碳(CO)分子气体. 因此, 我们使用IRAM 30 m单天线 毫米波射电望远镜对亚毫米星系样本中的多能级CO谱线进行了观测. 通过分析CO发射线的谱线轮廓, 我们发现 引力透镜的非均匀放大效应会使观测到的谱线宽度被低估, 这个低估最大可以到2倍左右. 通过基于大速度梯度 (LVG)的CO谱线辐射转移模型, 并利用结合了贝叶斯思想的马尔可夫链蒙特卡洛方法, 我们得到了多能级CO谱线 所示踪的分子气体的物理性质, 包括: 分子气体的体密度、温度以及CO分子的柱密度. 通过对样本整体的统计分析, 我们发现星系整体的气体热压力与其恒星形成效率呈紧密的线性相关. 同时还研究了星系的分子气体 与其整体恒星形成之间的关系, 比如通过比较这些星系的气尘比以及气体耗散时标, 发现样本星系具有的这些性质与其他亚毫米星系并无差异. 最后, 我们对比了样本星系的CO谱线和H$_2$O谱线 的线宽, 发现这两者比较一致. 这意味着这两种分子气体辐射分布的空间区域较为类似. 为了更进一步了解高红移亚毫米星系中分子气体的性质、结构以及动力学的性质, 十分有必要利用 高空间分辨率的观测对其进行研究. 因此, 我们利用目前最强大的(亚)毫米波干涉阵ALMA (Atacama Large Millimeter/sub-millimeter Array)和北半球最先进 的毫米波干涉阵NOEMA对样本中最亮的两个星系进行了高空间分辨率的观测. 我们对CO谱线和H$_2$O谱线的 高分辨率成图进行了对比, 发现星系冷尘埃的辐射区域要小于CO和H$_2$O的区域, 但是后两者的分布比较一致. 通过构架其动力学模型我们发现这两个星系的运动学图像可以很好地用一个旋转盘模型来解释. 据此, 我们求出了其动力学质量以及有效半径. 随着未来NOEMA的发展以及ALMA的不断运行升级, 我们将不断地扩大受强引力透镜作用的高红移 亚毫米星系样本, 并在条件容许的情况下探测那些未经过引力透镜作用的星系. 通过观测这些星系中 不同种类的分子气体探针, 我们将对这些星系中的星际介质的物理化学状态以及其与恒星形成的关系有 更新的认识.
    摘要:
    北斗导航系统自2018年12月27日提供全球服务以来, 其服务性能受到了极大关注. 以上海天文台iGMAS (International GNSS Monitoring & Assessment System)分析中心发布的精密轨道、钟差产品作 为基准, 评估了2019年年积日3--12d的北斗二号、北斗三号以及GPS广播星历的轨道、钟差和空间信号用户测距误差(Signal in Space User Ranging Error, SISURE, 简称为URE), 并且对北斗卫星导航 系统结果进行了详细的分析. 结果表明: 在评估时间段内, 北斗三号广播星历轨道精度、URE均明显优于北斗二号, 且部分结果优于GPS. 北斗三号广播星历轨道 径向精度最高, 优于0.2m. 北斗三号全部卫星URE均值优于0.4m, URE RMS (root mean square)优于0.5m. 北斗二号每颗卫星URE均值、95%URE (置信度为95%的URE)、URE RMS小于2m, 北斗三号每 颗卫星URE均值、95%URE、URE RMS小于1m, 均达到了系统公开承诺的服务性能标准.
    摘要:
    为了研究空洞的演化以及暗物质空洞和星系空洞的差别, 使用一组高精度的N体模拟数据以及基于此给出的半解析模拟星系数据, 在红移2.03到红移0之间取了6个红移的数据, 并使用VIDE (Void Identification and Examination toolkit)算法来找空洞, 对星系空洞和暗物质空洞的统计性质比如丰度、数目、大小、形状、叠加密度轮廓等演化的比较的结果表明, 随着红移的减小, 空洞的数目逐渐减少、内部密度逐渐变小、体积逐渐增大、空洞的形状越来越扁. 暗物质空洞和星系空洞的数目、平均大小、平均椭率的比值与红移呈线性关系. 此外, 不论是暗物质空洞还是星系空洞, 小的空洞密度比在分布上比大空洞的低, 更容易贯通并合, 演化效应更明显. 另外由于星系总是形成于暗物质密度场的高密度区域, 使其不容易示踪暗物质空洞的一些薄弱的墙结构, 导致星系空洞提前贯通. 而对于已经形成的星系空洞而言, 即便是其墙上最薄弱的地方也往往堆积着显著的暗物质, 使得星系的位置保持稳定, 甚至形成新的星系, 从而抑制星系空洞的贯通. 整体上暗物质空洞的演化要比星系空洞的演化更加明显.
    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:
    高精度时频信号传递是现代物理学、天文学和计量科学所需要的重要技术. 要实现空间高精度时频传递必须考虑相对论效应的影响. 在IAU(国际天文学联合会)2000决议提出的相对论天文参考架下, 结合当今国内外微波和激光链路传递技术, 考察了在信号传递过程中涉及到的相对论效应, 在地心天球坐标系下提出了超高精度的相对论理论模型($1/c^4$量级), 可用于未来高精度频率传递试验. 并在该频率不确定度的前提下结合实例对定轨精度、信号转发间隔等技术指标给出了约束条件, 对于国内未来空间超高精度时频传递以及开展相关的科研任务具有较重要的参考和应用价值.
    摘要:
    随着空间目标活动和卫星导航系统的增多, 观测电离层数据的途径越来越多, 探测精度也越来越高. 在Kalman 滤波的基础上, 利用2016年的国际参考电离层(IRI-2016)模型中电离层垂直电子含量(Vertical Total Electron Content, VTEC), 结合地基反演得到的VTEC值, 利用数据融合算法提高电离层VTEC的近实时反演精度. 针对加拿大附近高纬度区域(${130^ \circ
    摘要:
    基于最小二乘法原理的速度因子方法是保流形结构算法中效率最高、稳定性最好、应用最广的方法. 利用速度因子方法讨论了主星为辐射源, 伴星为扁球的平面圆型限制性三体问题的稳定性问题. 数值研究表明: (1)仅考虑扁状摄动项时, 系统混沌运动的轨道数量会增多; (2)仅考虑辐射项时, 系统有序运动的轨道数量会增多; (3)同时存在辐射和扁状摄动时, 辐射占主导作用, 系统有序运动的几率会增加.
    摘要:
    全球卫星导航系统(Global Navigation Satellite System, GNSS)通过播发卫星钟差和精密轨道信息实现时间和空间基准信息向导航用户的传递. 随着高精度原子钟等导航卫星载荷、星间链路等天基/地基监测手段以及数据处理方法等技术的不断更新, 卫星轨道和钟差产品的精度和实时性也逐步提升. 2018年12月, 北斗三号卫星导航系统正式开通, 为``一带一路''国家提供实时高精度、高可靠的基本导航定位服务. 综述了北斗导航系统从北斗二号区域系统到北斗三号全球系统精密定轨与时间同步处理面临的困难和挑战, 针对上述问题, 阐述了北斗运行控制系统的解决途径和实现指标. 与GPS等其他GNSS系统进行比较, 分析了不同导航系统技术特点. 最后展望了精密定轨与时间同步技术未来的发展路线图, 为更高精度的GNSS导航定位授时服务提供参考.
    2019(4):120-132, DOI: 10.15940/j.cnki.0001-5245.2019.04.009
    摘要:
    火星陨石可以为研究火星岩浆演化过程提供直接证据并限制其源区特征. 通常认为含粗粒橄榄石斑晶辉玻无球粒陨石携带有火星原始地幔的信息, 因此选取该类样品NorthwestAfrica (NWA) 8716为研究对象, 进行岩相结构及矿物成分分析. NWA8716由橄榄石、辉石、填隙状熔长石以及其他次要矿物组成. 其中橄榄石颗粒有两种级别的粒径, 长轴分别约为0.5--1.8mm和50--400$\upmu $m. 较小橄榄石斑晶内部的熔体包裹体和NWA8716全岩成分(计算值)均显示明显的轻稀土元素亏损([La/Yb]$_\textCI$值为0.06--0.1), 说明NWA8716源于一个亏损的火星岩浆池. 粗粒橄榄石斑晶的来源对衡量该样品是否能够代表原始熔体成分非常重要. 对橄榄石晶体的粒径统计分析发现, 粗粒橄榄石斑晶应为堆晶. 进一步对铁-镁以及稀土元素分配特征的计算表明NWA8716并非形成于一个封闭系统, 但是计算所得原始熔体成分与全岩成分差异不大, 因此粗粒橄榄石斑晶应当来源于与母岩浆成分相似的熔体. 总的看来, NWA8716应当来源于亏损型火星幔源区且演化程度较低.
    摘要:
    贫金属富碳恒星(Carbon-Enhanced Metal-Poor, CEMP)是研究宇宙早期恒星性质和化学演化的极佳样本,通常认为来自双星. 目前发现的贫金属富碳星中有9颗天琴RR变星(RR Lyrae star, RRL), 其中至少7颗未表现出任何双星特征. 传统双星物质转移模型不足以充分解释贫金属富碳天琴RR变星(CEMP-RR Lyrae)单星的形成. 之前研究表明氦白矮星和赫氏空隙星(HG)的并合模型可以解释部分富碳红巨星单星的碳增丰现象, 因此贫金属富碳星单星也可能来自氦白矮星和赫氏空隙星的并合模型渠道. 通过详细计算的氦白矮星和赫氏空隙星并合模型来检验这一演化渠道, 结果表明: 该并合模型在后续的演化过程中, 其重力加速度、温度、表面碳丰度均能与观测符合较好. 由此, 氦白矮星和赫氏空隙星并合模型极有可能是贫金属富碳天琴RR变星的形成渠道之一.
    摘要:
    宇宙线的起源是高能天体物理的核心问题之一. 一直以来, 超新星爆发被认为是能谱膝区以下宇宙线的主要来源. 多波段观测表明, 超新星遗迹有能力加速带电粒子至亚PeV ($ 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.

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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