摘要:类地行星(月球)自转监测望远镜的科学目标是在行星(月球)表面现场测量行星(月球)自转并研究其内部结构和物理性质. 为了验证全新的观测原理和资料处理方法, 项目团队设计制造了一套原理样机, 在一台商用天文望远镜的光路前端增加3面反射镜组, 使其具有同时观测3个视场的能力. 自2017年起在地面上开展了观测实验, 获得了混合有3视场星象的图像. 通过计算星象在前后图像上的位移实现了归属视场识别, 使得观测效果与分视场独立观测等同, 证明了用一台设备同时观测多视场的可行性. 处理图像并通过3个视场中心的指向变化归算地球自转轴的空间指向, 与理论值比较偏差平均约1', 证明了观测原理和数据处理方法有效. 对各种观测误差来源进行了分析, 包含大气折射、仪器热稳定性和光学分辨能力的影响等, 指出采用更长焦距的望远镜可以提高空间分辨率, 优化形变控制可以提高观测稳定性. 改进多视场同时观测中的光学设计也有助于精度的提高.

摘要:EPIC 202060577是一个包含B型子星的食双星系统. 根据K2测光数据获得了45个次极小时刻, 确定其轨道周期为1.019648 d并给出了历元公式. 基于大天区面积多目标光纤光谱望远镜(Large Sky Area Multi-Object Fiber Spectroscopic Telescope, LAMOST 1 ,又称郭守敬望远镜)的光谱数据, 使用ROTFIT程序获得了目标系统的主星光谱型、有效温度、金属丰度与表面重力加速度, 并计算得到了视向速度曲线. 通过PHOEBE (PhysicsOf Eclipsing Binaries)建模程序和emcee (Affine Invariant Markov chain Monte CarloEnsemble Sampler)拟合程序, 对EPIC 202060577进行了轨道求解并分析了Rossiter-McLaughlin效应对视向速度曲线的影响. 最终结果表明EPIC 202060577是一个质量比q=0.11的分离结构食双星系统(q = M 2 /M 1 , M 1 、M 2 分别为主星和伴星质量), 主星的光谱型为B2/3, 主星和伴星的质量、半径和有效温度分别为M 1 =12.56M ⊙ 和M 2 =1.39M ⊙ ,R 1 =4.58R sun 和R 2 =1.85R sun , T 1 =18979 K和T 2 =8710 K, M ⊙ 和R sun 分别为太阳质量和半径. 根据所获得的物理参数, 对EPIC 202060577的演化阶段进行了讨论.

摘要:德令哈13.7m望远镜是中国最重要的射电望远镜之一. 望远镜自安装超导成像频谱仪以及采用飞行观测模式以来, 运行近10 yr. 在此期间, 望远镜开展并完成大量的天文观测, 累积了巨量的天文数据, 取得了一系列重要的科研成果. 介绍了超导成像频谱仪在天文观测中的运行状态, 运行中疑难问题、故障现象及解决方案. 详述了超导成像频谱仪各方面性能测试及多年来的性能分析, 包含接收机噪声温度及望远镜系统噪声温度、 镜像抑制比、接收机稳定性、波束性能等方面. 列举了超导成像频谱仪更新发展方面的工作, 包含本振功率自动化调整、边带分离型超导混频器预放大电路的更新、控制程序的优化等. 总结经验和规律, 承前启后, 将过去的超导成像频谱仪的维护运行经验应用到之后新一代大规模接收机系统中.

摘要:介绍了国际测地/天体测量学甚长基线干涉测量服务(International Very Long Baseline Interferometry (VLBI) Service for Geodesy and Astrometry, IVS)组织机构及下属分析中心概况. 系统归纳了目前IVS发布的地球定向参数(Earth Orientation Parameters, EOP)产品类型及不同观测类型的用途. 利用2010---2019年公开发布的观测资料,对IVS不同分析中心的EOP日常监测和服务能力进行了评估. 通过构造观测台站所构成的几何体积, 分析了EOP精度与测站数量、测站网分布的关系, 统计了IVS不同观测类型的EOP解算精度. 此外, 综合公开发布的美国、欧洲等区域网观测数据, 分析了不同地区区域网的常规及加强观测结果与IVS结果的差异. 结果表明: EOP的解算精度与观测台站的分布密切相关, IVS常规观测确定的极移分量的外符合精度优于\lk 0.2mas, 世界时(Universal Time, UT1)与协调世界时(Coordinated Universal Time, UTC)之差(UT1-UTC)的精度在0.015ms左右, 加强观测的UT1-UTC值与国际自转服务组织(International Earth Rotation Service, IERS)的C04之间存在0.02--0.03ms的差异. 区域观测网的精度受观测网形和基线长度制约, 总体劣于IVS观测精度, 其中, 美国甚长基线干涉阵列(Very Long Baseline Array, VLBA)的常规及加强观测结果与IVS全球观测结果最接近.

摘要:罗兰导航系统(Long range navigation)是全球卫星导航系统的有效备份和补充. 罗兰信号以地波形式沿地球表面传播, 随着传播距离的增加, 地波信号 受到地面电参数的影响会出现一定程度的传播延时, 信号的场强也会逐渐减弱. 为分析我国西部罗兰台站的定位性能, 从理论角度分析了不同介质类型中二次时延随距离的变化关系, 并结合电磁波传播规律计算了场强随距离的变化. 根据罗兰接收机最低性能标准, 分析了西部台站的覆盖区域以及定位范围, 计算了定位区域内的几何精度因子, 结果显示 定位范围内大部分区域的几何精度因子小于6. 在计算区域内仿真西部台站定位误差, 分析结果表明: 就定位而言, 西部台站几何布局较为合理, 但是由于二次时延的影响, 纬度和经度方向定位误差较大, 必须采用 差分等抑制观测误差的方法提高定位精度. 为扩大西部罗兰台站的定位覆盖区域, 接收机的接收能力有待提升.

摘要:利用小波变换对GOES (Geostationary Operational Environmental Satellites)系列卫星(GOES 10/11) 1999年3月至2010年12月和风云2号系列卫星(FY 2C/2D) 2004年\lk 10月至2012年5月记录的$\geqslant $ 2MeV高能电子通量变化情况进行了相关研究, 发现GOES卫星观测到的高能电子通量存在明显的13.9d、27.7d、187.0d和342.9d周期, FY卫星观测到的高能电子通量存在明显的13.9d、27.7d、222.3d和374.0d周期, 在某些年份\lk GOES和FY卫星均存在9d的周期, 与地磁Dst (赤道环电流指数)、 AE (极光电射流指数)指数周期高度相似. 将高能电子通量和Dst、AE指数进行交叉小波分析, 并利用该算法的多分辨率特点以及时域、频域局部化分析方法, 将数据按不同频率进行分解, 从低频系数重构图像和交叉小波谱图可以清楚看出高能电子通量和地磁指数的关系. 基于\lk FY和GOES卫星高能电子通量良好的相关性, 对多卫星高能电子通量变化短周期相同、中长周期不同进一步研究, 对比发现不同地磁扰动引起的GOES和FY卫星高能电子通量变化存在各向异性, 小磁暴也可以对高能电子通量造成和强磁暴一样的效果, 并且某些时候存在地方时一致的24h周期. 这一结果表明对地磁宁静期高能电子研究至关重要, 同时对理解太阳活动, 预报高能电子能谱和预警深层充电事件以及验证预测磁暴、亚暴等事件具有重要意义.

摘要:提出了关于地球生命起源的新模型---星云中继假说, 它是宇宙胚种论的修改版本. 在这个模型中, 作为宇宙``种子''的原始生命起源于太阳系的前身恒星系统中的生物化学过程, 并且在前身恒星死亡后充满整个原太阳星云. 地球生命的起源可以分为3个阶段: 太阳前身恒星的原始生命起源, 原太阳星云时期和太阳系形成与地球生命时期. 这个模型最主要的推论是原始生命(或其后裔)以及它们的化石存在于太阳系内各种天体之中.

摘要:在射电天文观测中, 射频干扰(Radio Frequency Interference, RFI)会以多种形式混入望远镜接收系统, 给观测带来误判或者降低观测信噪比. 近年来国内国际射电天文快速发展, 国内国际大型射电望远镜和阵列先后建设, 观测灵敏度大为提高, 射频干扰的影响尤为突出. 随着科技发展和人类活动的加剧, 射频干扰日益严重且不可逆转. 提出利用2维离散小波变换的方法分析射电天文观测的数据, 对望远镜系统输出的时间频率序列进行小波变换, 根据小波系数分离出原始信号中各分量, 每个分量统计得到相应的阈值, 将各分量与阈值相比较识别干扰成分并标记去除. 利用该方法对实际观测数据进行了处理, 结果表明该方法能够很好地标记并消减干扰信号, 且提高了观测的信噪比.

摘要:对著名老年疏散星团M67的成员星进行了两点相关函数分析, 讨论了团星的空间分布情况及质量分层现象. 结果表明: M67成员星的两点相关函数能很好地用幂律形式来描述, 其成员星在空间分布上具有显著的成团性和自相似性. 对M67不同光度成员星两点自相关函数的分析表明, 亮星相比暗星具有更强的相关强度和更大的相关指数, 说明在星团内部出现了明显的空间质量分层现象, 亮星比暗星具有更强的成团性和更大的中心聚度. 不同光度成员星间两点交叉相关函数的分析进一步表明, 不同光度成员星之间并没有表现出绝对的空间质量分层现象, 亮星和暗星在空间分布上相互交织、相互渗透.

摘要:500m球面射电望远镜(The Five-hundred-meter Aperture Spherical radio Telescope, FAST)馈源舱位置和姿态测量精度直接影响望远镜接收机的对准精度. 为了提高馈源舱位姿精度, 提出姿态卡尔曼滤波算法, 采用北斗导航系统的多天线技术解算馈源舱姿态, 将它与捷联惯导解算的馈源舱姿态对比, 两者的差值作为姿态卡尔曼滤波的量测量. 为了降低北斗导航系统解算姿态的复杂度, 采用了罗德里格矩阵解算方法. 以望远镜跟踪观测模式时, 北斗导航系统和捷联惯导解算的实际导航结果作为测试数据, 测试结果表明采用姿态卡尔曼滤波的组合导航结果精度优于传统卡尔曼滤波的组合导航结果, 尤其在航向角和y_f轴的位置精度上.

摘要:从SMARTS (The Small and Moderate Aperture Research Telescope System)数据库, 收集到了平谱射电类星体(FRSQ) 0208-512天体光学波段B、V、R的观测数据, 数据从2008年2月--2017年8月, 时间跨度近10 yr. 分别获得了光学B波段数据627组、V波段数据634组、R波段数据639组. 通过加权小波Z变换法(WWZ)和蒙特卡洛模拟的LombScargle periodogram (LSP)方法研究得出了如下结论: (1)在两种方法中都得到了光学B、V、R 3个波段有可能存在396 d左右约为1.08 yr的周期性光变; (2)得到了B波段星等B与光学波段色指数(B-V)呈正相关关系, 当B星等越小时色指数(B-V)越小, 即越亮越蓝; (3)通过光学3个波段的1.08 yr的长周期光变得到天体中心黑洞质量M约为0.12 × 10₆ M ⊙ , 辐射区半径R_M=1.052×10⁸ km, 其中M ⊙ 为太阳质量.

摘要: