摘要:像木星和土星这样的冷巨行星对类地行星的形成和宜居性起到了关键作用, 因此, 对像太阳系这样具有多个冷巨行星的系统的搜寻具有重要意义. Kepler以及TESS (Transiting Exoplanet Survey Satellite)太空望远镜成功地通过凌星的方法发现了大量短周期行星, 然而这些巡天项目的观测基线不足以发现更长周期的行星. 为此, 天语计划将部署两台1m望远镜(天语一号和天语二号),用于结合天语和其他计划的数据通过凌星法来发现冷巨行星及其他行星, 并最终发现类太阳系. 天语一号具有约10平方度的视场以及高速CMOS (complementary metal-oxide-semiconductor)科学相机, 将对超过1000万颗恒星每小时进行一次高精度测光采样, 并通过天语二号的多波段测光、光谱仪以及高分辨率成像对天语一号发现的候选行星进行确认. 天语望远镜将放置于海拔约4000m的中国青海冷湖, 是目前中国境内最好观测台址之一. 天语对亮于14等星的测光精度为0.1%, 对亮于18等星的测光精度优于1%, 天语预计在5yr内将在类太阳周期发现超过300颗凌星行星,其中包括约17颗冷巨行星. 基于系统轨道共面以及孪生地球发生率为10%的假设, 天语预计将发现1--2个类太阳系, 并可被未来的地球2.0计划所证实. 此外,天语还将通过多种巡天观测模式测量从亚秒到周时标的光变, 探测不同时标的时域现象, 包括超新星早期光变、稀有变星和双星、潮汐瓦解事件、Be星、彗星活动以及系外小行星等.这些发现不仅将深化我们对宇宙的理解, 还将为公众科学和科普提供重要平台.

摘要:凌星法是研究系外行星大气的重要方法之一. 在地面上对系外行星大气进行观测时, 传统凌星法通常在目标星之外同时观测一颗或多颗参考星, 利用较差光谱法并结合高斯过程回归, 以同步监测并线性地消除凌星光变曲线内由于地球大气和仪器效应产生的系统噪声. 尝试了一种新方法, 即不使用较差光谱法, 而是将参考星的光变曲线作为高斯过程的相关量来探索光变曲线中的系统噪声, 该方法允许在目标星光变曲线和同时记录的时间序列间进行更灵活的非线性映射, 以此详尽地探索凌星信号中存在的系统噪声. 更进一步, 还测试了没有参考星的情况, 以模拟视场中无参考星的行星系统的凌星观测. 对此进行了试验和研究, 将此方法应用于一次热木星WASP-69b的凌星光谱数据中. 研究发现, 对于WASP-69b的这次凌星数据, 新方法在使用参考星时获得的白光凌星深度精度优于传统方法, 获得的分光光变曲线残差普遍小于传统方法得到的残差, 而在没有参考星情况下, 利用已知的凌星中心时间仍可以得出可接受的结果. 更多针对凌星数据的测试, 可进一步验证新方法的优势和适用性.

摘要:为了全面了解太阳活动规律, 需要连续观测时长覆盖多个太阳活动周的、高质量数据. 太阳磁图是研究太阳活动的重要数据, 连续、长时间和高空间分辨率的太阳磁图能够提供更精细的太阳磁场演化信息, 有助于更准确地预报太阳活动和空间天气事件. 因此, 提出一种基于深度学习的超分率算法, 对MDI (Michelson Doppler Imager)磁图进行超分, 取得与日震和磁成像仪(Helioseismic and Magnetic Imager, HMI)磁图一致的分辨率, 从而能够获得持续时长将近两个太阳活动周的高质量太阳磁图数据库. 为了引导网络学习磁图中有效的特征信息, 将注意力机制引入到网络中, 学习注意力权重图. 此外, 采用了不确定性损失作为模型训练的损失函数, 该方法能够对于带有磁场变化的纹理和边缘分配更大的权重, 同时不增加网络参数和计算量. 实验证明, 提出的算法显著提高了超分太阳磁图的质量, 在峰值信噪比(Peak Signal-to-Noise Ratio, PSNR: 33.3168)、结构相似性(Structure Similarity Index Measure, SSIM: 0.8754)、相关性(Correlation Coefficient, CC: 0.9323)和均方根误差(Root Mean Square Error, RMSE: 21.8544)等指标上取得了最优的结果.

摘要:视宁度好坏是影响天文观测图像质量的一个决定性因素, 目前白日视宁度数据主要是通过太阳差分像运动视宁度检测仪(Solar Differential Image Motion Monitor, SDIMM)或者谱比法获得. 由于SDIMM和实际观测所用仪器不同, 其测得的视宁度无法反映数据获取时刻的实际视宁度情况, 也无法回溯历史既有观测数据对应的大气视宁度. 而使用谱比法需要海量短曝光数据, 计算成本巨大. 基于以上天文观测面临的困难, 提出了一种基于神经网络的白日视宁度估算方法, 该方法首先对获得的短曝光数据使用谱比法计算对应的视宁度$r_0$, 构建数据集; 然后采用主成分分析的方法对数据进行降维, 通过神经网络建立起窄带滤光器太阳光球观测图像和视宁度之间的非线性回归关系, 训练集和测试集实验的结果表明该方法可以用于估算视宁度. 使用该方法对怀柔观测基地2020年的视宁度进行估算, 视宁度中值为2.89cm, 对1989年到2010年连续22yr的历史观测数据进行长周期的视宁度统计分析, 结果表明怀柔基地发布的历史数据对应的视宁度中值在3cm左右, 40%以上数据对应的视宁度超过3cm, 一年中9月份的视宁度最好, 该结果验证了怀柔基地视宁度的长期稳定性. 此外, 该方法也可以从视宁度$r_0$的快速判断出发, 为采集到的高质量短曝光图像甄选提供判断依据.

摘要:星间信号非对称传播路径引起卫星接收信号时刻发生非相等延迟, 需要在时间传递钟差解算过程中予以精确修正. 通过分析钟差观测方法, 对卫星运动引起的非对称传播时延进行归算, 应用时间传递函数方法分项评估相对论性光线偏折引起的传播时延以及评估时延修正残差的附加稳定度, 在当前定轨条件下传播时延修正精度可达亚ps量级. 针对星间时频比对数据缺失的影响, 拓展了Allan方差的自相关函数表示, 提出采用统计方法分别计算不同幂律噪声的稳定度修正系数, 分析了比对数据缺失对不同幂律噪声稳定度计算的影响. 总体上提出一种星间时频比对传播时延与不连续测量Allan方差修正的系统性方法, 可用于ps级星间时间传递的钟差 修正.

摘要:迄今为止, 视向速度法与凌星法发现了绝大多数系外行星, 天体测量法与之相比在行星轨道参数和质量确定等方面具有独特优势. 近邻宜居行星巡天计划(Closeby Habitable Exoplanet Survey, CHES)拟基于微角秒级空间天体测量方法搜寻太阳系近邻(距离太阳约10 pc)的100颗类太阳型恒星周围的宜居带类地行星; 开展近邻行星系统的全面普查, 获取行星真实质量和三维轨道参数, 建立完备的近邻系外行星数据库. 基于CHES卫星的观测模式与科学目标, 针对Alpha Centauri A、模拟太阳系系统、51 Peg与黑洞Cyg X-1进行了模拟观测, 生成了天体测量仿真数据, 使用Lomb-Scargle与贝叶斯信息准则(Bayesian information criteria, BIC)两种周期谱分析行星轨道周期信号, 并采用Markov Chain Monte Carlo (MCMC)算法对行星系统进行轨道反演, 获得的结果与行星初始参数吻合. 进一步讨论了参考星周围存在的巨行星对于宜居行星探测的影响, 利用BIC周期谱方法可识别周围可能存在行星的参考星.

摘要:选择67个相对孤立的大质量恒星形成团块, 使用4种分子谱线(HCN (1-0)、HNC (1-0)、HCO$^+$ (1-0)和CN (1-0), 括号中的1-0代表分子从转动能级1跃迁到转动能级0)和红外波段数据, 研究它们的整体化学性质. 通过对源的积分强度、柱密度、分子丰度和丰度比在不同演化阶段的统计, 发现大质量恒星形成团块CN (1-0)、HCO$^+$ (1-0)、HCN (1-0)和HNC (1-0)的积分强度和柱密度中值随着演化阶段的增加都呈现增加趋势, 这与理论预期相符. 然而单一分子进行的柱密度和丰度统计结果存在较大的误差, 用以示踪的演化阶段有很大的局限性. I(CN)/I(HNC)、I(CN)/I(HCN)和I(HCN)/I(HCO$^+$)的积分强度比随演化阶段递增(I代表分子的积分强度), 是潜在的用来示踪大质量恒星形成团块演化的探针; N(CN)/N(H$_2$)、N(HNC)/N(H$_2$)和\lk N(HCN)/N(HCO$^+$)的中值随演化阶段单调递增(N代表分子的柱密度), 有希望作为示踪大质量恒星演化的化学探针. 需要注意的是由于研究工作观测数据的限制, 不能获得各分子的光学厚度, 受光学厚度影响得不到可靠的柱密度, 从而得不到可靠的丰度, 最终影响对丰度比化学时钟的检验.

摘要:HD190967、HD35921、HD228854和HD100213都是O型或B型的早型双星, 轨道周期分别为6.519 d、4.0024 d、1.8855 d和1.3872 d, 它们都属于长周期双星. 这类双星数目少, 且难以获得完整的光变曲线. TESS (Transiting Exoplanet Survey Satellite)空间望远镜的长时标、短曝光和高精度光度测量为这4颗源提供了优质的数据. 利用从TESS获取的光极小时刻和历史数据, 对这4颗早型双星的轨道周期进行了分析研究. 研究表明4颗源的轨道周期都有长期增加的趋势, HD228854和HD100213的轨道周期除了长期增加外还叠加了正弦变化. 分析发现HD190967、HD228854和HD100213这3颗恒星轨道周期增加的原因是伴星与主星间的物质交流造成的, HD35921轨道周期增加的原因是主星星风损失. 目前HD228854和HD100213的轨道周期正弦变化比较合理的解释是由于第三天体影响导致的光时轨道效应.

摘要:自触发射电阵列的设计是宇宙线大气簇射的射电探测所面临的机遇和难题之一, 例如由背景源产生高振幅的瞬时噪声会导致射电阵列的误触发, 而阵列设计需要避免由噪声导致的误触发. 大气簇射射电信号独有的偏振特征为解决阵列的误触发问题提供了解决方案, 而利用信号偏振特征解决阵列误触发的方法的前提是射电信号的电场重建. 由于背景噪声也会通过天线响应耦合到最终的观测数据中, 这对正确重建射电信号的电场构成不可忽视的挑战. 基于GRAND (Giant Radio Array for Neutrino Detection)验证阵列GP300 (GRAND-Proto 300)的样机, 结合模拟软件ZHAireS (ZHS AIR-shower Extended Simulations)模拟大气簇射产生的射电信号, 耦合三极化天线的真实响应并使用最小二乘法重建电场, 研究了射电信号的偏振特性, 最终统计了以偏振为基础的天线的触发效率.

摘要:小行星是太阳系中广泛分布的金属或岩石天体, 直径从米级跨越到几百公里. 它们蕴含了太阳系早期的信息, 同时也可能会与地球轨道相交且撞击地球, 因此研究小行星的物理参数、物质成分和表面性质对于了解太阳系行星的形成演化和近地天体防御具有重要意义. 以国际小行星中心(Minor Planet Center, MPC)获取直径$D < 160$m的小尺寸近地小行星共67颗作为研究对象, 其中包含部分潜在威胁小行星(Potentially Hazardous Asteroids, PHA). 基于NEATM (Near-Earth Asteroid Thermal Model), 使用广域红外巡天望远镜(Wide-field Infrared Survey Explorer, WISE)的观测数据, 利用反射光模型对太阳反射光进行了修正, 使用动力学模型计算WISE观测历元的小行星轨道数据, 计算了这67颗小尺寸近地小行星的直径和反照率. 拟合过程采用马尔科夫链蒙特卡洛(Markov Chain Monte Carlo, MCMC)方法, 与WISE的研究结果和MPC的数据进行了比较分析, 给出了其分类特征. 研究为小行星的观测和理论提供了有力的支持, 可以更好地了解近地小行星的特征和演化.

摘要:星系-星系透镜技术可用于研究星系大小与晕质量的相关性. 按照星系大小、恒星质量和颜色将来自斯隆数字巡天第7次发布的数据(SDSS DR7)中的星系群样本的星系样本分为不同的子样本. 通过对每个星系子样本的面密度超出进行建模以获得其晕质量. 没有在红/蓝星系大小与晕质量之间观察到强相关性. 红/蓝星系大小与晕质量关系的拟合斜率分别为$-0.0023 ^{+0.0002}_{-0.0054}$和$0.0237^{+0.0004}_{-0.0108}$. 通过使用Illustris-TNG (下一代Illustris项目)数据集提供的半质量半径, 可以将观测的结果与Illustris-TNG的模拟结果进行比较. 与观测不同的是, Illustris-TNG模拟的晕质量呈现出增加的趋势, 这主要是由于恒星质量与星系大小之间存在正相关性. 当晕质量除以恒星质量时, 这种依赖性消失了, 表明Illustris-TNG的模拟结果与观测的结果相似.