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: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:卫星信道租赁费是目前卫星双向时间传递(Two-Way Satellite Time and Frequency Transfer, TWSTFT)的主要成本之一. 在2017年5月以前, 参与UTC (Coordinated Universal Time)计算的亚洲-欧洲实验室之间进行Ku波段卫星双向时间频率传递一直使用2.5Mcps/s码速率, 带宽为2.5MHz的伪随机码. 为了在不影响时间频率传递性能的前提下降低成本, 在欧亚间首次尝试采用1Mcps/s码速率, 带宽为1.7MHz的伪随机码, 进行亚欧卫星双向时间传递. 并使用已校准的GPS PPP (Global Position System Precise Point Positioning)链路为双向链路进行间接校准. 选择2018年12月的TWSTFT链路数据, 分析链路性能发现, 通过ABS-2A卫星, 使用1Mcps/s码速率构建的卫星双向时间比对链路的日频率稳定度达到$10^{-15

摘要:硅微条探测器具有位置分辨高、响应快、低噪声、低功耗等优点, 广泛应用在各大加速器试验中, 测量粒子径迹. 新世纪以来, 逐渐应用于空间探测领域. 计划中的``悟空'2号暗物质粒子探测卫星的硅微条探测器将至数十万计, 将产生海量的原始数据. 如何实现探测器快速实时的数据压缩, 是其需要解决的一大难题. 立足于面向空间应用的硅微条探测器在轨实时压缩算法, 算法采用FPGA (Field-programmable Gate Array)搭建流水线结构的方式实现, 在提高系统集成度、节省逻辑资源的同时, 批量数据处理时最高可将数据压缩率提升至38.4M通道/s. 算法结构具有通用性, 设计思想和方案将为``悟空'2号的径迹探测器的研制提供参考.

摘要:先进多孔径视宁度廓线仪(A-MASP)由两台小望远镜组成, 通过望远镜观测太阳表面的米粒结构进行日间湍流廓线测量. 两台望远镜之间的相对指向误差可以通过改进的湍流廓线测量公式消除. 数值仿真研究表明, 使用消除抖动的湍流廓线计算公式后, 发现A-MASP对地表附近的湍流不敏感. 当两台望远镜距离为0.4m时, 无法测量400m以下的湍流. 在A-MASP中, 采样高度的不均匀分布会造成测量结果的失真, 可通过等效采样高度的计算方法, 对该失真进行修正. 通过100层相位屏对大气湍流的仿真, 结果表明当望远镜距离不同时, 湍流廓线测量的结果各有侧重. 当距离较近时(0.4m), A-MASP对0.4--5km的湍流廓线测量精度较高. 当距离为1.2m和2.0m时, 对5km以上的湍流廓线测量较准确.

摘要:近地天体望远镜由SI600S (4ktimes4k) CCD升级为STA1600LN (10ktimes10k) CCD后, 观测视场由4deg^2增至9deg^2, 可用视场直径由望远镜原设计视场的3.14$^\circ$增至4.28$^\circ$, 超出原设计36%, 同时作为CCD密封窗的场镜增厚8.75mm; 两个因素导致10k CCD成像的轴外像差增大, 视场外围的像质变差. 依据望远镜原始设计光学参数, 借助光学设计软件ZEMAX进行像质改善尝试, 最终选择在10k CCD场镜前插入一个由两片球面透镜组成的场改正镜, 使10k CCD的轴外像差得到校正. 同时还提出了一个进一步拓展近地天体望远镜观测能力的设计方案, 将望远镜的可用视场从目前的14.38deg^2扩展至28.27deg^2.

摘要:闭合相位法是实现长基线恒星光干涉高分辨成像的重要技术手段之一, 获得精确的闭合相位信息是进行光干涉图像重构的先决条件. 提出一种基于精密光程差调制的时域干涉信号闭合相位检测方法, 在3路干涉臂上进行非冗余精密光程调制, 并通过多次干涉测量结合数据拟合的方法消除光程差调制中存在的正弦误差, 使得光程调制的精度达到20nm以内. 引入高速探测器件提升时域干涉信号的采样频率, 对探测器上获得的时域干涉信号进行傅立叶变换处理, 获得3路干涉臂精确的闭合相位信息. 室内实验结果表明, 基于精密光程调制的时域信号闭合相位计算精度可以达到1/50波长以内.

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。

摘要:指向精度是大型射电望远镜天线具有挑战性的关键技术指标. 在望远镜运行中, 方位俯仰角的变化、重力以及日照等对副面撑杆的综合影响会引起望远镜的副面位姿改变从而引起指向误差的增加和天线效率的降低. 基于天马65m射电望远镜, 使用位置传感器装置(PSD)法构建了副面位置偏移量测定系统, 可以实时采集副面的3维位移数据, 构建重力模型, 将测试结果与射电法构建的现有副面模型进行对比, 有较好的一致性. 此外, 该系统可以分析日照(引起撑腿局部温度效应)引起的副面位移情况, 也可以监视风载和瞬时启停对副面位姿的影响.

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

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.