摘要:大质量恒星强烈的反馈深刻影响其周围的星际介质, 并可能触发下一代恒星形成. S187是位于银河系第2象限的大质量恒星形成区, 呈现出“扫集-坍缩”的触发式恒星形成模式.基于“银河画卷”巡天¹²CO/¹³CO/C¹⁸O (J=1-0, 下文J=1-0为简便起见省略)谱线数据, 对S187区域分子云的基本性质开展了研究, 探索了该区域大质量恒星对分子云的反馈. 利用GaussPy+和聚类算法, 在该区域证认了32个分子云, 并结合Gaia (Global Astrometric Interferometer for Astrophysics)卫星恒星消光数据测量得到其中8个分子云的距离. S187区域由¹³CO和C¹⁸O示踪的相对致密的气体含量相比于银道面第2象限大部分区域的分子云高出1–2个量级. S187区域分子云中证认了243个¹³CO团块和98个C¹⁸O团块, 其中有7个¹³CO团块和5个C¹⁸O团块有形成大质量恒星的潜力. 研究结果显示, 大质量恒星的反馈对其周围分子云的聚集作用明显, 为下一代大质量恒星的形成提供了条件.

摘要:近年来, 随着宇宙线探测技术的不断提高, 各空间探测实验对宇宙线粒子进行了高精度测量. 其中, 在宇宙线原初粒子和次级粒子能谱中, 均发现在几百GV处存在能谱变硬特征. 特别是, 阿尔法磁谱仪2 (Alpha Magnetic Spectrometer 2, AMS-2)实验发现次级粒子相较原初粒子能谱变硬程度更为显著. 目前, 导致这一现象的原因还尚未有定论. 论文利用AMS-2、 反物质探测和轻核天体物理载荷(Payload for Antimatter Matter Exploration and Light-nuclei Astrophysics, PAMELA)、先进成分探测器(Advanced Composition Explorer, ACE)中的宇宙线同位素光谱仪(Cosmic Ray Isotope Spectrometer, CRIS)(ACE-CRIS)以及旅行者1号\lk (Voyager-1)探测器的最新实验数据对这一问题进行了研究. 数据包括质子(p)和碳核(C)两种类型的原初粒子能谱以及锂碳比(Li/C)、 铍碳比(Be/C)和硼碳比(B/C) 3种类型的次级粒子原初粒子能谱比. 论文分别假定高能区变硬现象是由发射谱拐折或是扩散拐折两种不同因素所导致, 在此基础上对扩散-重加速(diffusion-reacceleration, DR)以及扩散-对流(diffusion-convection, DC)两种不同的模型框架进行分析. 在各模型框架下, 计算结果显示: 在低-中能区, 各模型扩散指数δ_L的最佳估算值在0.41sim0.48之间. 其中, DR模型所需的δ_L值要比DC模型低0.06左右, 这说明相较于对流, 重加速机制会导致(Li, Be, B)/C在1至几百GeV/n之间的形状变陡. 因此, 拟合同样的(Li, Be, B)/C数据, DR模型所需的扩散指数更小. 在高能区, 结合暗物质探测卫星实验(the Dark Matter Particle Explorer, DAMPE)测量的B/C数据, 我们发现相较于注入谱的高能拐折效应, DAMPE观测到的B/C高能区硬化现象更倾向于用扩散指数的变化来解释. 不管是DR还是DC模型, 得到的扩散指数拐折参数$\Delta\delta$都约为-0.19.

摘要:基于新疆天文台南山25m射电望远镜, 设计了工作在1.25GHz的4 × 4矩形排布16阵元微带天线馈源阵列, 阵元间距为0.7倍波长, 2 × 2子阵合成一个波束, 可实现偏轴扫描一个波束宽度, 瞬时可形成9个波束. 经阵列样机加工后的实验室测试, 得到阵列各端口回波损耗均在-10dB以下, 阵元间耦合度均在-30dB以下, 独立阵元、2 × 2子阵和4 × 4全阵均匀赋权合成后波束增益分别为3.64、14.7和18.5dBi. 通过在不同扫描方式下选择对应阵元按照共轭匹配法进行赋权, 并将馈源阵列的实测结果导入仿真软件模拟25m反射面下的各项性能, 最终得到天线增益在30dBi左右, 旁瓣电平在-20dB以下, 轴向波束的波束宽度为0.61°, 波束扫描角度为1.6°. 上述实测数据与仿真结果的差异, 与阵列加工以及幅相调整和测试平台精度有关, 相关工作为相控阵接收机前端馈源阵列设计及实测积累了经验, 对未来更多阵元数量的阵列设计及性能验证具备较好的指导意义.

摘要:精确确定近地小行星轨道是近地天体监测预警工作的重要部分之一, 然而由于观测弧长、观测精度以及力模型的制约, 不同目标存在不同的轨道误差. 基于JPL (Jet Propulsion Laboratory)小天体数据库中3万多颗近地小行星的轨道数据, 对其轨道根数误差开展了统计分析研究. 发现近地小行星轨道半长径误差存在双峰分布现象, 且产生的原因与观测弧段的分布有关. 研究了半长径误差与观测弧长的关系, 得到了拟合优度达0.90的回归方程. 进一步将绝对星等参数考虑在内, 采用BP (Back Propagation)神经网络训练方法对观测始末时间跨度、轨道周期、绝对星等、半长径误差搭建了参数训练网络, 该方法使得拟合优度进一步提升至0.96, 能够快速合理地对近地小行星半长径误差进行评估. 此外, 对比了观测弧长对半长径误差、偏心率误差、倾角误差的影响, 发现3者随观测弧长增加的改进程度存在差异. 最后, 还对比分析了半长径与轨道倾角误差分布随轨道倾角的变化, 发现倾角误差分布特征与观测精度的选择效应有关. 这些统计分析工作有助于增加对近地小行星轨道误差分布规律的认识, 为进一步改进近地小行星轨道精度提供参考.

摘要:蝎虎天体(BL Lacertae object, BL Lac)是一类特殊的活动星系核, 表现出极端的观测特征, 如高光度和偏振、快速光变、超光速运动、射电核主导、极高能辐射等, 极端观测特性可能都与喷流效应有关, 而表征喷流效应的物理量是多普勒因子(Doppler factor). 多普勒因子有助于了解BL Lac的辐射物理和本征特性. 基于BL Lac和Fanaroff-Riley type I/Fanaroff-Riley type II (G)的统一模型思路, 提出BL Lac的本征视星等与红移(哈勃图)的分布应该与FRI/FRII (G)的观测视星等与红移的分布相似, 并提出了估算BL Lac的光学多普勒因子的方法. 该方法所估算的多普勒因子与前人的光学多普勒因子比较具有很好的相关性, 说明该光学波段估算BL Lac多普勒因子的方法是可靠的.

摘要:橄榄陨铁作为太阳系早期分异小行星的碎片, 记录了母体深部核幔分异过程, 其成因研究对重建太阳系行星分异历史具有重要的指示意义. 五龙陨石大约于1992年在内蒙古被发现, 但直到2020年才被学界关注. 本文对该陨石进行了详细的岩相学、矿物化学和同位素地球化学研究. 五龙陨石的矿物模式丰度为: 橄榄石(~72.7 vol.%)、金属(~26.2 vol.%)、陨硫铁(~0.6 vol.%)、陨磷铁镍石(~0.4 vol.%)、铬铁矿(~0.1 vol.%)等. 橄榄石(Fa12.5±0:2)和铬铁矿(Al#~ 15.2 ± 0.9、Fe#~ 67.9 ± 1.5)颗粒成分均一, 未发现成分环带. Fe-Ni金属成分:Ni-7.71 wt.%、Ga-17.8 μg/g、Ge-26.2 μg/g. 橄榄石δ¹⁸O (δ表示样品中的同位素比值与标样中的同位素比值的相对偏差)为3.04 ± 0.01‰、Δ¹⁷O (Δ代表同位素分馏值)为-0.18 ± 0.01‰. 综合五龙陨石的岩相结构特征、矿物化学成分、Fe-Ni金属亲铁元素含量及橄榄石氧同位素组成, 确定其为新发现的主群橄榄陨铁.

摘要:星系形成的半解析模型是研究星系形成的重要工具, 当前主流的半解析模型不仅可以重现许多观测的星系性质, 也可以用来预言今后可能的大规模巡天观测结果. 使用L-Galaxies半解析模型生成星系的恒星形成历史, 考虑尘埃吸收以及再辐射, 结合基于SKIRT (Stellar Kinematics Including Radiative Transfer)辐射转移过程的机器学习模型starduster, 预测星系的多波段能谱分布. 结果显示starduster模型的尘埃消光略微不足, 导致在紫外及光学波段亮度略高于观测数据, 在更长的红外波段, starduster较好地复现了亮端的星系数目, 不过在暗端处稍显不足. 同时, 把经验的尘埃消光结合红外的能谱模板作为经验模型, 也可以得到从远紫外到远红外的光度函数. 经验模型表现出良好的尘埃消光效果, 并且其总体红外光度函数与观测结果相符. 虽然由于模板的观测数据限制, 无法完全重现暗端星系的数量, 但经验模型能够较好地预测红外各个波段的光度函数.

摘要:利用Parkes 64 m射电望远镜在中心频率为1369 MHz的观测数据, 分析了PSR J1701—3726的脉冲消零现象, 发现这颗星的脉冲消零现象存在准周期性, 准周期值约为81.25P, 其中P为PSR J1701—3726的自旋周期, 并计算出脉冲消零比(Nulling Fraction, NF)为27% ± 0.97%. 进一步研究单脉冲在脉冲辐射窗口区域的相对能量随时间的变化关系, 发现在消零态和爆发态之间存在a、b、c、d共4种不同的切换模式, 其中, a模式出现23次, b模式出现6次, c模式出现5次, d模式出现79次, 表明状态转换可能存在一定的随机性.

摘要:采用初始扰动为半球形瞬时撞击坑作为初始条件, 建立了近地天体撞击诱发海啸的深水波模型, 应用到特定情形下(小行星直径为140m、撞击速度与密度采用车里雅宾斯克陨击参数、撞击区域平均海洋深度采用太平洋平均水深4km)研究了近地天体撞击海洋诱发海啸的波高最大值随距离和时间的演化情况. 对比不同的瞬时撞击坑模型和传播模型对海啸波高的影响发现: 半球形瞬时撞击坑诱发的海啸危害比抛物形瞬时撞击坑更大; 相对于深水波模型, 浅水波模型给出撞击诱发海啸的规模较大; 对于中等尺寸(直径在几百米范围内)的小行星, 研究其撞击海洋诱发海啸, 更适合采用瞬时撞击坑形状为半球形的深水波模型.

摘要:塞曼效应是目前测量太阳磁场最主要的方法, 但使用塞曼效应观测存在两个问题: 测量到的矢量磁场中, 垂直于视线方向的磁场(横场)方向存在$180^\circ$不确定性; 同时, 横场的测量精度也要比沿视线方向的磁场(纵场)低一个量级. 可以通过在不同的视线方向立体观测磁场去除$180^\circ$不确定性并且提高太阳磁场横场的测量精度. 重点讨论联合日地L5点和日地连线方向的观测提高横场测量精度的问题, 同时通过模型建构与数据定量分析, 得出横场误差的减小量. 通过球面三角公式, 求得地球和L5点磁场的坐标关系, 由标准偏差传递公式得到修正后的地球处的测量误差; 统计日震和磁场成像仪(Helioseismic and Magnetic Imager, HMI)观测到的太阳磁场误差的数据分布, 模拟出两幅符合太阳磁场分布的数据, 分别作为地球和L5点的误差图; 结合地球和L5点数据, 得出地球横场误差的修正数据并与原始横场数据进行对比, 发现可以使地球处观测的黄道面上的横场误差降低为原来的17%左右.

摘要:古书《竹书纪年》记载周懿王元年``天再旦于郑', 这被现代学者认为可能是发生在日出之际的日食, 夏商周断代工程选择前899年4月21日的日环食为天再旦的对应日食. 更一般的分析发现只有食分在0.95以上的日食才能产生“天再旦”现象, 对食甚时的太阳高度也有限制. 在确定“郑”位于陕西凤翔县的前提下, 前899年日食和断代工程实测的1997年日食的日光变化情况可以通过天文软件模拟, 这确认了“天再旦”现象的普遍存在, 从中也可得出“天再旦”现象发生时的具体过程并还原部分细节.