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[硕士论文] 孙美华
动力工程及工程热物理 安徽理工大学 2019(学位年度)
[博士论文] 杨敏
光学 中国科学技术大学 2018(学位年度)
摘要:偏振是光的基本属性之一,物体表面反射太阳光后会产生部分偏振光。偏振特性是目标最为本质的属性,与目标自身属性有着密切的联系。不同性质物体之间的偏振特性差异较大,特别是目标与背景之间的差异更为明显。而目标偏振特性建模是研究不同目标偏振反射特性差异的前提,可以为自然环境背景下的目标准确识别提供理论支持。
  偏振特性分析是目标特性研究领域的热点之一。在近红外波段利用偏振信息,对目标与背景进行偏振特性建模研究,是对可见光波段偏振模型的有益补充。然而,现有的大多数偏振双向反射分布函数(polarized bidirectional reflectance distribution function,pBRDF)模型主要针对可见光波段,并未对近红外波段偏振模型进行深入研究。本论文开展了涂层目标和自然地物背景的近红外波段偏振特性建模方法研究,主要内容包括:
  研究了野外环境不同观测几何条件下,典型涂层目标与自然地物背景偏振信息的光谱特性及半球空间分布特征。为了获取目标的偏振反射信息,基于多角度偏振测量原理,搭建了全自动偏振探测系统。该系统包含:多角度测量装置、全自动偏振光谱仪、主控系统平台软件和目标样品等。同时,对实验使用的全自动偏振光谱仪进行了偏振定标。
  研究了涂层表面的散射偏振特性建模方法。基于Kubelka-Munk(KM)理论,综合考虑表面散射和体散射,建立了一种多参量偏振BRDF模型。该模型通过引入镜向系数来表征表面散射的贡献程度,使得含5个参量的新偏振BRDF模型更符合实际的涂层表面散射偏振特性。利用绿漆、黑漆和黄漆涂层表面的偏振度数据对模型中的5个关键参量进行了反演与验证,结果表明,对于不同的涂层表面,该多参量偏振BRDF模型的仿真结果与实测数据均能较好地吻合,引入镜向系数能够提高模型的准确性。
  研究了自然地物背景的偏振反射特性建模方法。在基于Kubelka-Munk理论的多参量偏振BRDF模型基础上,引入了呈高斯分布的后向散射分量,建立了一种新的六参量偏振BRDF模型,该模型更加符合自然地物背景的偏振反射特性。利用草地和土壤在865nm波段处不同观测几何下的偏振反射比因子数据,并结合遗传算法,拟合出了模型中的6个参量,将测量值与仿真值进行了对比。结果表明,所建立的六参量偏振BRDF模型的仿真结果与实测数据之间具有很好的吻合性,证实了该模型的准确性与有效性。
  研究了气溶胶浓度较高天气条件下涂层目标偏振BRDF测量过程中的天空漫射光扣除方法。提出了一种基于Kubleka-Munk理论的多参量偏振BRDF模型与RT3模型相耦合的新天空漫射光消除方法,并结合绿漆和黄漆涂层目标的偏振度数据对本方法和传统的阴影遮挡法进行了定量对比与验证,结果表明,本方法计算出的涂层目标偏振度值与理论值更为接近,提高了测量精度。为野外特殊天气条件下的地面目标偏振信息测量提供了一种新的途径。
[硕士论文] 童子衿
空间物理学 中国科学技术大学 2017(学位年度)
摘要:电子回旋脉泽不稳定性是一种很重要的将处于磁场中的非热电子的能量传递给电磁波的受激辐射放大机制。该机制已被应用于诸多天体物理射电现象的解释之中,包括太阳射电暴与太阳系内磁化行星的射电辐射,以及太阳系外的射电辐射等。
  根据观测,阿尔芬波广泛存在于行星际空间与太阳大气中。在磁重联与耀斑爆发等物理过程中,则会有环-束流分布的电子产生。根据等离子体粒子模拟的结果,阿尔芬波可以将环-束流电子分布散射为月牙形分布,而这种月牙形分布是可以激发电子回旋脉泽不稳定性的。通过数值计算,本文对阿尔芬波散射的环-束流电子所激发的电子回旋脉泽辐射进行了参量研究。
  计算结果表明,受阿尔芬波散射的环-束流电子分布可以激发电子回旋脉泽不稳定性。前向与后向传播的O模与X模波都可以被放大,其中X1模波的增长率总是会随阿尔芬波的强度而减小。电子分布的平均投掷角是一个关键参数,因为阿尔芬波对O1、O2与X2模的增长率的影响会随投掷角有很大的变化。对于主要成分为束流的电子分布(投掷角φ≤30°),O1、O2与X2模的增长率会随着阿尔芬波能量密度的增加而增加。在其他情况下,O1、O2与X2模的增长率会随着阿尔芬波强度的增加而减弱,除了O1模的增长率在环分布的情况下依然会随着阿尔芬波的强度增加而增加之外。数值计算的结果可能会对空间与天体物理等离子体中射电现象的分析有重要帮助。
[博士论文] 赵剑锟
核技术及应用 成都理工大学 2017(学位年度)
摘要:月球表面诱发伽玛辐射场特征不仅是研究月球外围辐射环境的重要依据,也是研究月球表面物质成分的重要手段。以月球表面诱发伽玛辐射场的形成机理和分布特征研究为基础,对月球浅表层介质在宇宙射线作用下形成诱发伽玛射线的全谱(0~10MeV)特征和物理机理进行了论述;通过蒙特卡罗数值模拟的方法,构建宇宙射线诱发月球表面介质发射伽玛射线的物理模型,获取诱发伽玛辐射场的原始谱特征信息;根据正电子湮灭辐射产生的物理机理,研究通过正电子湮灭辐射通量特征与月球表面介质有效原子序数的正演数理模型和反演方法,采用蒙特卡罗模拟的方法对月球表面岩石全元素(质量含量大于0.01%)诱发伽玛射线特征峰的通量比、不同种类岩石的质量吸收系数和CE1-GRS的相对探测效率等关键参量进行了数值模拟;结合CE1-GRS能谱数据,进行了月球表面介质的有效原子序数填图,并从地质角度探讨了全月有效原子序数的分布特征。
  本研究主要内容包括:⑴以月球采样中典型的高铝玄武岩、克里普岩、斜长岩、纯橄岩、低钛玄武岩、高钛玄武岩的物质组成为基础,构建了蒙特卡罗数值模拟宇宙射线诱发月表伽玛辐射场的物理模型,获取了不同密度条件下(0.5 g/cm3~4.0 g/cm3),6种岩石产生的诱发伽玛辐射场原始谱特征;连续的诱发伽玛辐射原始谱成分包括:高能宇宙射线与月表介质发生相互作用产生的主要诱发伽玛射线特征序列,如:16O(n,nγ;2.71MeV、3.85MeV、6.13MeV、6.92MeV、7.12MeV),24Mg(n,nγ;1.37MeV),27Al(n,nγ;1.01MeV、2.21MeV、3.00MeV),28Si(n,nγ;1.78MeV、2.84MeV、6.88MeV),28Si(n,γ;3.54MeV、4.93MeV、6.88MeV),40Ca(n,nαγ;1.61MeV),40Ca(n,nγ;3.74MeV、3.90MeV),48Ti(n,γ;1.38MeV、6.42MeV、6.76MeV),56Fe(n,nγ;0.847MeV),56Fe(n,γ;6.02MeV、7.28MeV、7.65MeV)等;诱发伽玛射线与月表介质发生相互作用过程中,光电效应和康普顿效应之间的“竞争与妥协”形成了向较低能方向聚集的连续伽玛射线谱。特征序列叠加在连续的伽玛射线谱上,在0.511 MeV处明显可见一个通量较高的伽玛射线特征峰,峰谷比可达15甚至更高,该特征峰是高能伽玛射线与月表介质相互作用形成电子对效应之后,正电子发生湮灭时产生能量为0.511MeV的伽玛射线的特征峰。⑵以较高能伽玛射线与月表介质发生形成电子对效应和正电子湮灭现象的物理机理为基础,构建了月表介质有效原子序数的正演模型。该数理方程中,月表介质有效原子序数与正电子湮灭伽玛辐射通量呈正比,与发生电子对效应的较高能伽玛射线通量、月表介质的质量吸收系数以及诱发伽玛射线能量的对数值这三者的乘积呈反比。通过蒙特卡罗模拟获取了月球6种典型岩石的诱发伽玛辐射通量数据,根据正演模型计算的结果与6种典型岩石的有效原子序数呈正比,相关系数为0.98。⑶通过模拟月表伽玛射线原始谱和CE1-GRS实测伽玛能谱的特征分析,采用SNIP(Statistics-sensitive Non-linear Iterative Peak-clipping)、FFT(Fast FourierTransform)、AirPLS(Adaptive iteratively reweighted Penalized Least Squares)和AIMA(Automated Iterative Moving Averaging)对CE1-GRS实测伽玛能谱数据进行了本底扣除与特征峰提取。结果表明:对于0~3MeV范围内绕月伽玛能谱的连续本底扣除效果AirPLS方法更优;对3MeV以上的本底扣除采用FFT方法效果更好。联合采用两种方案进行特征峰提取,对全谱12个诱发伽玛射线特征峰(区)计算结果误差进行统计,特征峰净峰面积相对误差小于10%的结果占59%,相对误差在10%~20%的结果占33%,相对误差在20%~30%的结果占8%。⑷根据提出的月表介质有效原子序数的数理模型和CE1-GRS仪器谱上正电子湮灭辐射和较高能伽玛射线特征峰提取结果,获得了全月范围内的月表介质有效原子序数数据。根据CE-1绕月两极飞行方式,以及75°N~80°N范围内月表介质有效原子序数值离散度较小(相对标准偏差仅为2.91%)的特点,提出了“物质稳定圈基准值校正”的调平方法,对全月有效原子序数分布图进行调平处理,有效地消除CE1-GRS不同飞行轨次引起的“数据条带状分布”影响。通过Apollo11、Apollo12、Apollo11~17、Lunar16、Lunar20以及Lunar24在内的8次登陆实测月表介质有效原子质量数据与有效原子序数分布图中提取的对应坐标下有效原子序数数据进行最小二乘法拟合的验证表明,二者呈现明显的正相关,拟合结果相关系数为0.72,比例系数为a=1.875。⑸月表介质有效原子序数的高值主要集中分布在月海地区,特别在月球西半球赤道两侧(0~40°W,30°S~15°N)区域和中纬度(50°W~70°W,50°N~65°N)的狭长地带。其中,在汽海(Mare Vaporum)和岛海(Mare Insularum)边缘的暑湾(10.9N,8.8W)地区,有效原子序数高达13.2;中等有效原子序数则主要分布在风暴洋西侧与冷海相连的椭圆环状带内、南极艾肯地层以及海玄武岩地层向高地斜长岩地层过渡的边缘地带;除此之外,月球表面覆盖的大部分介质的有效原子序数均较低。月海玄武岩地层(the Mare Basalt Terrane,MBT)、高地斜长岩地层(the Feldspathic High-lands Terrane,FHT)和南极艾肯地层(the SouthPole-Aitken Terrane,SPAT)内介质的有效原子序数高低差异明显。月表有效原子序数特征直接反映月壳的地质层序特征,与月表典型地质构造形成年代具有直接相关性,相对古老的月表高地地质构造的有效原子序数较低,而形成年代较近的月海玄盆地构造内的有效原子序数较高;南极艾肯盆地内的有效原子序数虽零星可见12.2左右的中等值,但绝大部分在11.8及以下,远低于风暴洋(12.0~12.5)的有效原子序数值,推断南极艾肯盆地的形成年代应早于风暴洋。
[硕士论文] 王荣理
机械工程 杭州电子科技大学 2017(学位年度)
摘要:暗能量是目前自然科学研究中的前沿课题,射电天线是暗能量探测的必要设备。本文根据中国科学院国家天文台暗能量探测项目(“天籁计划”)的需求,对项目建设中的天线馈源、天线指向及干涉观测等进行了分析与实验研究。
  首先,进行了天线馈源的仿真与性能分析。对项目前期的宽频带馈源进行了仿真优化,应用电磁仿真软件CST完成了馈源的建模与仿真分析,开展了馈源的微波暗室测试工作。仿真与实测表明,馈源在400MHz~1400MHz的频段内远场辐射方向图对称性较好,电压驻波比小于2.5,回波损耗低于-10°,可满足项目的技术要求。将该馈源和天线反射面结合起来,在天线馈源系统中进行了整体的电性能仿真分析。探讨了馈源安装位置的偏移对天线远场辐射方向图的影响,从而指导了天线馈源的工程安装。
  其次,为了提高天线的指向精度,对阵列天线的指向精度进行了现场硬件校准调试,在硬件调试校准的基础上,利用俯仰偏置法采集到的天线指向数据,进行了软件校准修正算法研究与数据处理分析。通过硬件调试校准与软件修正校准后,阵列单元天线的指向误差均小于0.4°,使其满足了阵列天线对指向精度的需求。
  最后,进行了天线阵列的干涉实验与分析。根据天籁阵列天线系统的建设进度和检验阵列系统的性能需求,参与了阵列系统的前端接收系统、信号传输系统和数据处理系统的联通与调试工作,设计与安装了人工校准源,以滤除射频干扰及标校设备相位。应用初步完成的天线系统对天体标准射电源CasA、CygA,开展了干涉实验工作,验证了系统温度为70K时,天线阵列系统能满足暗能量探测的需求。在此基础上,进行了天线阵列视场内天区的干涉观测实验,并获得了良好的干涉天区成图。
  本文中天线阵列的馈源分析与测试、天线指向校准及天线阵列干涉实验等工作,为推动“天籁计划”项目的进一步发展奠定了一些重要的基础,也为其他类似项目提供了参考。
[博士论文] 王显海
电子科学与技术;电路与系统 东南大学 2016(学位年度)
摘要:脉冲星是高速旋转的中子星,它的发现为射电天文的研究开辟了崭新的研究领域。脉冲星数字终端是脉冲星观测和搜索的重要仪器,也为天体谱线的观测、搜寻太阳系系外行星等课题提供了强有力的工具。随着对脉冲星等射电天文研究的不断深入,对脉冲星观测设备也提出了更高的要求,需要在更宽带宽、更高时间分辨率和更高频率分辨率条件下完成脉冲星信号的高速实时处理和数据的连续记录。本文针对这些要求,对宽带实时脉冲星数字终端关键技术展开研究,并结合实际观测,研制了基于软件无线电的不同带宽的脉冲星数字终端样机。本文主要研究内容如下:
  (1)对多相离散傅里叶变换PDFT(Polyphase Discrete Fourier Transform)滤波器组和加权叠加WOLA(Weighted Overlap-Add)滤波器组宽带信号子带分解算法展开了研究,并针对PDFT和WOLA滤波器组算法的特点,提出了改进的IWOLA(Improved WOLA)滤波器组的宽带信号通道化处理算法,解决系统设计时FPGA硬件资源不足的问题,使得各子带的后续处理一致。利用MATLAB仿真分析了IWOLA与WOLA滤波器组的通道特性。讨论了IWOLA滤波器组算法在射电天文观测中的应用,并详细分析和比较了IWOLA组合架构和WOLA组合架构及组合复FFT算法对FPGA硬件资源的消耗情况。IWOLA组合架构比WOLA组合架构和组合复FFT算法节省了更多片上RAM资源。
  (2)在研究了直接消色散、树消色散和子带消色散等脉冲星非相干消色散算法的基础上,提出了分级子带非相干消色散算法,利用MATLAB对算法进行了性能仿真。分级子带非相干消色散算法不需要额外的片上RAM资源,同时缓解了数据输出接口的压力,在保证频率分辨率的前提下,提高了系统的时间分辨率。然后利用Xilinx Virtex-6架构脉冲星数字终端硬件平台设计了脉冲星分级子带非相干消色散系统,使系统实现部分硬件消色散,并降低数据输出率,减小了软件消色散的数据处理量。
  (3)详细分析了脉冲星数字终端的系统需求,然后提出并实现了Xilinx Virtex-5架构脉冲星数字终端的系统设计方案,并以此为基础,提出了Xilinx Virtex-6架构脉冲星数字终端的系统设计方案,使系统具有处理能力强、体积小、功耗低和便于扩展的优点。Xilinx Virtex-6架构脉冲星数字终端比Xilinx Virtex-5架构脉冲星数字终端具有更好的性能和更丰富的硬件资源。在基于Xilinx Virtex-6架构脉冲星数字终端的硬件平台基础上,提出了4GHz带宽脉冲星数字终端的系统设计方案。
  (4)基于Xilinx Virtex-5架构脉冲星数字终端的硬件平台设计并实现了从140MHz到1.2GHz多个不同带宽、不同时间和频率分辨率的脉冲星非相干消色散系统的FPGA和相应控制软件设计,包括基于高速数字下变频(DDC)算法的300MHz和140MHz带宽系统,基于WOLA滤波器组算法的带宽为150MHz、时间分辨率为0.2ms和0.1ms的系统,基于组合复FFT高效算法的600MHz和1.2GHz带宽系统。然后通过比较基于高速DDC算法的脉冲星数字终端对FPGA硬件资源的消耗,分析了基于WOLA滤波器组算法的脉冲星数字终端对FPGA硬件资源的节省量。
  (5)优化了基于Xilinx Virtex-6架构脉冲星数字终端硬件平台的单通道高频率分辨率宽带谱分析系统的设计,使硬件平台的处理能力更强,并验证了系统的性能。
  本文致力于宽带脉冲星数字终端关键技术研究,完成了Xilinx Virtex-5架构脉冲星数字终端的系统设计与实现,并利用天文台对Xilinx Virtex-5架构脉冲星数字终端从140MHz到1.2GHz各个带宽的系统进行了大量脉冲星观测,验证了系统的正确性和性能。到目前为止,总计观测了超过100颗脉冲星,观测的脉冲星周期达几个毫秒,脉冲星辐射流量可低至3mJy,系统最高时间分辨率为0.1ms,单次观测时,脉冲TOA的误差约为1μs。本文的宽带脉冲星数字终端的设计与实现为我国利用完全自主研制的脉冲星射电天文设备进行脉冲星观测研究积累了直接经验和提供了技术支撑。
[硕士论文] 袁月
电磁场与微波技术 华中科技大学 2016(学位年度)
摘要:月球是人类研究较多的一颗星体,了解月壤的各项物理参数,对人类掌握月球资源分布,月球进化以及对未来建立月球基地具有重要的指导意义。
  本文主要利用美国月球勘测轨道飞行器(LRO)上搭载的小型化双频合成孔径雷达(Mini-RF)通过S波段获取的月球雷达回波数据,再结合随机粗糙表面后向散射模型进行反演获得月壤介电常数。
  M ini-RF在工作时对月球表面发射电磁信号,由于月球表面并不是平坦光滑的,而是粗糙的,所以分析电磁波在月表散射时需要考虑月表随机粗糙面的后向散射模型,本文对随机粗糙表面的后向散射模型进行了介绍,主要有基尔霍夫模型、物理光学模型,几何光学模型、小扰动模型、积分方程模型、Dubois模型、Oh模型和Campbell模型。在电磁波回波信号中,月球表面各种物质的物理信息都包含在雷达回波的斯托克斯参数中,通过对斯托克斯参数的分析可以得出月表物质的物理信息。
  论文介绍了Mini-RF雷达的参数、雷达的回波斯托克斯参数数据、月表地形数据。
  本文在利用Mini-RF回波的斯托克斯参数数据来获取水平极化后向散射系数与垂直极化后向散射系数的,结合月表粗糙度参数计算出月壤介电常数。为了验证两个模型获取数据的正确性,将得到的介电常数与通过铁钛含量得到的月壤介电常数进行比较。结果发现Oh模型反演得到的介电常数与铁钛含量反演的介电常数数据更加接近,分析原因发现出现这种情况的原因是Oh模型的适用条件与反演的月表区域的环境条件相似,而Campbell模型的适用条件与反演的月表区域的环境条件相差比较大。
  最后在实验室条件下对模拟月壤进行散射实验,并通过计算得出模拟月壤的介电常数。
[硕士论文] 吴中耀
电子科学与技术 上海交通大学 2016(学位年度)
摘要:随着射电技术的发展,在未来的10-20年里低频射电波段将成为观测宇宙学的关键突破方向之一。根据宇宙大爆炸的模型,在大爆炸之后宇宙进入黑暗时期和再电离时期,在这段时期由于中性氢原子的电离而释放出波长为21cm的信号(后称21cm信号),经过红移后将在在低频射电波段被观测到且十分微弱。在这一波段还有其他前景辐射干扰叠加在一起,如银河系同步辐射、银河系自由-自由辐射、星系团、河外射电离散源。其中星系团辐射和21cm信号是最微弱的两种信号。星系团为宇宙中最大尺度的天体之一,富含了大量的暗物质、恒星和热气体,据理论推算,在低频射电波段将观测到大量的射电晕或射电遗迹,包含着星系团演变的重要信息。而提取21cm信号对于研究宇宙早期演变和第一代天体的形成也具有重大意义。
  本文将研究内容分为两个部分:
  一是对星系团辐射的检测和提取。首先对于星系团辐射的提取,本文基于对低频射电宇宙辐射成份的高精度仿真,使用独立成分分析对宇宙前景成分进行预分离,引入霍夫变换对预分离图像中的星系团和离散点源进行定位,再使用局部独立成分分析精确提取出星系团和离散点源辐射。其次在分离星系团和离散点源辐射的成分之后,还需要对于星系团进行检测。本文提取了表面亮度特征和统计特征作为样本,使用支持向量机训练对星系团和点源进行识别。由于点源的数量远高于星系团的数目,基本的SVM二分类器不再适用,使用一分类SVM训练模型,实现了对星系团更准确的识别效果,星系团的检测率也提升很多。
  二是21cm信号的提取。21cm信号比宇宙前景辐射低4~5个量级,直接提取十分困难。以往的方法主要是在视线方向上对单一像素点上的前景成分进行拟合,去除后得到残差作为21cm信号的估计。本文使用小波变换算法,利用小波系数重构来拟合前景成分,提取21cm信号,与多项式拟合相比,小波重构在一定的频率范围上效果更好。
[博士论文] 吴良海
信号与信息处理 合肥工业大学 2015(学位年度)
摘要:本论文以平面并行大气层假设条件下的矢量辐射传输方程的求解及线性化为基础,首先,分析矢量辐射传输方程的求解过程,推导单次散射解析解,并实现基于有限时域差异法的非球形粒子散射特性计算,在此基础上实现了一种考虑卷云影响特性的前向矢量辐射传输模型,并将该前向模型与基于蒙特卡洛的MYSTIC矢量辐射传输模型进行比对,对比结果表明前向模型和MYSTIC之间能够保持很好的一致性,差异范围与现有的仪器测量精度范围基本一致。
  其次,针对光线的偏振特性测量问题,设计搭建了一套单光谱多角度的成像式偏振测量系统,系统波段为488 nm观测角度范围在[-80°,80°]之间,并对系统进行了标定,利用该系统测量并分析了晴朗天空和高气溶胶浓度天空下的偏振模式之间的相似点和差异。此外,为了描述气溶胶影响下日出和日落天空的偏振光分布模式,在分析气溶胶粒子散射特性的基础上,结合经典的光强分布模型,构建了偏振光模式的解析模型,与实测结果的对比表明,提出的模型能够描述天空中存在的中性点,并且与实测结果之间的相似度要优于单次散射模型。
  最后,针对陆地表面的气溶胶反演问题,提出了一种考虑气溶胶复折射率波段变化的反演算法,该算法适用于RSP机载遥感测量的多光谱多角度偏振测量数据。在此基础上,利用仿真和机载遥感多光谱多角度偏振测量数据,分析不同波段范围不同角度分辨率测量数据的气溶胶反演能力,研究发现当包含3个观测角度时,气溶胶参数反演误差能够得到明显的减小,而当在反演中包含5个或以上观测角度时,反演结果不再有显著的改善。除此之外,还证实了在气溶胶反演过程中1590 nm波段相对于可见光波段的优势,这种优势对大粒子型气溶胶的参数反演尤其重要,如粒子有效半径和复折射率。而且,利用410-1590 nm波段和410-2250nm波段测量数据的气溶胶反演结果之间没有明显区别。
  利用RSP测量数据的气溶胶反演中,反演出的光学厚度与AERONET数据能够很好地吻合。尽管比较的点数有限,反演出的气溶胶粒子尺寸和单次散射反照率均与AERONET结果很好地吻合。此外,加权平均得到的复折射率也与AERONET提供的复折射率一致。最后,利用RSP测量数据的气溶胶反演,进一步确认了利用仿真结果反演分析中得到的气溶胶反演能力与光谱范围和角度分辨率关系的结论,即对气溶胶反演而言,包含5个观测角度已经能够满足精度需求,此外包含1590 nm波段对气溶胶物理特性反演至关重要,而2250nm波段则可以忽略。这一结论对后续的气溶胶遥感设备研制具有指导意义。
  值得注意的是,本论文中的气溶胶反演和天空偏振光分布模式测量都是针对晴朗天气条件开展的,考虑云层影响下的气溶胶反演是后续研究中亟待解决的一个重要问题。
[硕士论文] 刘高翔
控制工程 东南大学 2015(学位年度)
摘要:在当前深空探测前沿研究中,脉冲星可谓“浑身是宝”。它高稳定度的“周期脉冲”发射不仅提供了一种天然的时间计量工具,而且还可以成为探测星际电子密度、星际磁场和引力波的有效探针。脉冲星研究的发展中,核心问题是观测能力和方法的提高。其中射电脉冲星观测系统是观测脉冲星的关键设备。因此,射电脉冲星观测接收数字终端的研制对脉冲星观测具有重要的应用价值。
  本文首先介绍了射电脉冲星观测的研究背景以及数字终端在国内外的研究现状。并根据不同应用需求,分别提出了基于PCI+V5构架和基于ARM+V6构架的两种射电脉冲星观测接收数字终端平台的设计方案。随后对基于PCI+V5构架的数字终端的信号处理算法进行了研究,给出了硬件易实现的数字下变频算法,并对其进行了仿真分析,验证其能满足设计的需求。随后分别完成了两种平台下的数字终端软件设计。
  将第一种平台下的软件功能细分为硬件控制、数据封包存储、绘制功率谱图和用户业务四个部分,并分别对各部分进行设计并实现。硬件控制是基于PCI总线映射的方式实现,数据封包存储和功率谱图的绘制是基于独立线程的方式实现,用户业务是基于MFC中的定时器实现。软件实现中涉及到的关键技术有线程的封装和时间函数的选择。第二套软件的功能模块和第一套类似,但实现方式不同。在分析C/S架构和B/S架构的基础上,论文选择基于B/S的Web软件设计方案,完成了包含驱动软件、服务软件和数据存储软件三部分的设计和实现。驱动软件是基于混杂设备驱动开发,服务软件采用面向对象思想和多线程技术,数据存储软件基于Winpcap库设计。
  最后,对数字终端进行了测试,包含数据的完整性测试和功能性测试,并在上海天文台进行现场测试。结果验证系统指标满足了设计的需求。
[硕士论文] 邢飞骏
天文学 中国科学技术大学 2014(学位年度)
摘要:M-σ关系和MBH-Mbulge关系表明,在椭圆星系中,黑洞与星系存在共同演化。通过前人对类星体的研究,得出M-σ关系对类星体仍然适用。这表明:活动星系核与恒星形成之间是存在关联的。对于活动星系核的活动与恒星形成之间的具体关系,目前尚不清楚。有的看法认为:由于星系相互作用等原因,导致气体损失角动量,之后气体向核区涌去,星爆活动和活动星系核可能被激发。而活动星系核的活动,又可能反作用于恒星形成过程,由于大量能量的释放,可能导致气体被吹散或抑制气体的冷却,从而抑制恒星形成。这一反馈过程同样也可能终止黑洞的吸积,推论出黑洞的吸积率与恒星形成也可能存在某些关联。同样,吸积物质而释放的能量通过何种方式、以何种效率来影响恒星形成或影响周围的气体,这也是讨论的关键点之一。
  外流是活动星系核(AGN)反馈的载体,对其性质的研究也有着重要的意义。我们通过对SDSS中的红移约等于2的类星体样本的红外性质研究,发现外流强的类星体其红外辐射也显著加强。这可能是由于外流中包含有大量热尘埃或者外流与外界气体发生相互作用从而产生了额外的红外辐射。高速外流可以通过风的黏滞裹挟来吹走冷气体云团。类星体产生的外流可能吹走寄主星系中的冷气体从而抑制恒星形成的过程。
  对于活动星系核与星系中恒星形成之间关系的研究,关键点之一是如何确定活动星系核活动与恒星形成之间的时间问题。E+A星系明显在最近的演化过程中,经历过一次星爆活动,然后恒星形成过程终止。我们构建了一个Hδ吸收线强的活动星系核样本,并对其性质进行了研究,发现其和普通E+A星系相似,有很低的恒星形成率,并在1Gyr前曾经经历过一次剧烈的星暴过程,然后恒星形成过程终止。Hδ吸收线强的活动星系核可能给研究活动星系核与恒星形成关系提供一个很好的时间标尺。
[硕士论文] 吴轶群
电子与通信工程 电子科技大学 2014(学位年度)
摘要:在天文观测中,大气湍流的动态干扰在很早就被注意到,因为它极大的影响了光的传播,导致光学观测结果不理想。为了补偿湍流扰动,人们逐渐形成了先探测、再进行重构运算,最后校正的这套流程来对畸变波前进行校正的思想。基于这套思想,最后发展成了自适应光学(AO)这门学科。
  然而,虽然自适应光学能很好的校正波前畸变,但仍存在一些局限性。主要由于大气的非等晕性的影响,系统的成像视场(FOV)会被限制在一个很小的角度内,极大影响了观测效果。为此,欧南天文台的Beckers提出了多层共轭校正的方法(MCAO)。该方案核心在于将大气的湍流层分成好几层,然后分别用一个变形校正镜来校正与之对应的湍流层中的大气扰动所引起的波前畸变。
  本论文将以MCAO系统为基础,对系统的各个组成部分进行研究,并重点分析其中的变形校正镜部分。国内外对于变形镜的研究开展了很多的工作,也有一些原理样机成功研制的先例,但是还是存在着一些问题。以MEMS变形镜为例,虽然它由于造价低廉,得到广泛应用。但是,大多商业用途的MEMS变形镜只有一个很小的位移冲程(即变形范围),如果大气带来的湍流干扰过大,则达不到好的校正效果。
  本文正是在这样的前提之下,提出一种变形镜设计方案,对现有MCAO系统中的波前校正部分进行改善。分别论述了该设计方案的结构原理,进行了优势分析,提出了设计改进方案,以及控制方式。最后,通过分析波前斜率信息与Zernike多项式的联系,证明了变形镜的组合形式对波前重构的影响。引入相干时间的概念,说明这种设计组合方式对系统性能提升。理论分析了匹配误差和斯特列尔比与变形镜子孔径数目的关系,并结合我国合肥地区大气结构常数的具体情况,做仿真分析,证明该设计方案在MCAO系统中,对于校正效果有提升作用。
  该设计方案的优势还在于成本低,所采用的配置方式,使用的变形镜是现有的器件,对于变形镜的工艺没有额外的要求。而且配置方式简单易行,可以通过增加更多变形镜,重复这种配置的方式,再将位移冲程进行更高倍数的放大。因此,具有一定实用推广价值。
[硕士论文] 毕达
天文 中国科学技术大学 2014(学位年度)
摘要:AGN是宇宙中最明亮的天体,其主要特征之一就是具有显著的光变。其辐射主要源自中心的超大质量黑洞的气体吸积盘。在相对靠近中心黑洞的区域有宽线区,活动星系核光谱中的宽发射线就来自这里。再向外则是尺度相对较大的窄线区,这里贡献了活动星系核光谱中的窄发射线。在吸积盘和宽线区周围,有一个尘埃环结构。由于尘埃环会对宽线区产生遮蔽,导致AGN在不同观测视角下有不同的光谱特性。X射线来自于靠近中心黑洞的很小尺度的区域,其光变与黑洞和吸积盘的状态有密切联系。因此活动星系核X射线光变样本的研究,提供给我们一个了解和验证其中心超大质量黑洞及其周边的物理图像的途径,也有助于我们验证现有的一些理论模型。本文主要介绍了我们建立的一个在软X射线具有强烈光变的活动星系核的样本。
  通常活动星系核在不同波段都有显著光变,我们的工作主要关注软X射线波段的光变。软X射线波段的光变可能是由于活动星系核本征X射线的光变导致的,也可能是由于视线方向的吸收变化导致的。之前对软X射线强烈光变的系统研究比较少,我们利用ROSAT望远镜在90/91年的巡天数据以及XMM望远镜的2000-2009年的数据,匹配得到了在软X射线波段流量变化大于10倍的13个源的一个样本。根据这个样本,搜集整理了其中已被研究讨论过的源的信息。对于剩下那些没有以往研究的源,分析讨论其XMM-Newoton的光谱。最终试图给出样本中每个源可能的光变原因。
  在第一章中,我们简要地对活动星系核以及其光变研究和我们所做的工作做了一个概述,包括介绍了活动星系核的一些基本性质及其分类;活动星系核的光变性质,一些用于研究光变的工具以及目前活动星系核光变研究的结果;已有的关于活动星系核光变的模型;第二和第三章中,主要阐述了我们的工作,包括分详细说明了我们如何匹配ROSAT和XMM的星表得到最终的13个源和利用得到的13个源的样本,参考以往研究并利用其XMM光谱拟合,逐个源分析其光变原因的可能性;在最后一章中,我们总结了之前所有工作,给出个各个源光变最有可能的原因作为结论,方便今后研究做为参考。
[硕士论文] 丁园慧
凝聚态物理 长沙理工大学 2014(学位年度)
摘要:辐射带自1959年被发现以来就受到广泛关注,它是地球磁层中重要区域之一。在部分磁暴期间,外辐射带高能电子的通量在主相快速下降,在恢复相逐步增强;在亚暴期间,等离子体快速注入内磁层,引起高能电子通量变化。由于高能电子通量的增长会导致人造卫星的损坏,危害航天员的身体健康,甚至会改变大气臭氧层的化学成分,所以研究和预测外辐射带高能粒子的演化具有重要意义。
  嘶声、合声波可以与高能电子发生回旋共振作用,促使电子加速,这种加速过程取决于Fokker-Planck动力学扩散方程,此方程的解与扩散系数密切相关。本文采用传播角高斯分布,考虑了n为0到±5阶的共振贡献,模拟了L=4.5处合声波和嘶声波驱动1、2、3、4MeV电子扩散系数随传播角的变化趋势。在投掷角αe<10°,波传播角峰值XM(XM=tanθM)增大时,向阳侧2MeV及以上的扩散系数微增,嘶声波和背阳侧1MeV及以上的扩散系数也略有增大;投掷角变大,传播角对扩散系数的影响增强;当投掷角αe>20°时,随着峰值每增大2.5,嘶声、合声波的扩散系数陡减,其中嘶声波与向阳侧扩散系数减小幅度逐渐变小,背阳侧扩散系数减小幅度是先变大后变小;扩散系数与能量成反比,嘶声波扩散系数随传播角的变化幅度也与能量成反比,相反,合声波传播角对扩散系数的影响与能量成正比。在此基础上,我们还分析了L=6处传播角对1MeV、2MeV扩散系数的影响,结果表明传播角对合声波、嘶声波扩散系数的影响在L=6和4.5处是相同的。
  
[硕士论文] 魏丁丁
理论物理 西南大学 2014(学位年度)
摘要:脉冲星具有很强的磁场,进行高速自转,自转周期相当稳定。它的自转轴与磁轴之间的夹角称为磁倾角α。脉冲星周期性发出的单个脉冲按周期进行叠加之后得到稳定的积分轮廓。积分轮廓呈现为单峰、双峰、三峰和多峰等多种形态。对于具有较好对称性的脉冲轮廓可以由脉冲星辐射束的核锥模型进行解释。而对于形状复杂的一些不规则多峰情况,则可以用补丁模型来进行解释。脉冲轮廓的性质与辐射机制的研究有直接的关系。自从发现第一颗脉冲星以来,人们就在研究它的辐射机制,并且取得了很大的成果。但是,由于人们无法直接观测到脉冲星的内部结构,脉冲星辐射机制的有关问题仍没有得到很好的解决。
  本论文主要研究了脉冲星的可直接观测量周期和计算得到的辐射束半径之间的关系,该关系对于研究辐射束的性质以及辐射机制都很有意义。前人已经对脉冲星辐射束半径与周期的关系进行过研究,他们在研究的过程中取了一个下限值,得出脉冲星辐射束半径与周期呈现出-1/2和-1/3次方这两种指数关系。我们在进行研究的时候选取了欧洲脉冲星网站中已经公布的信噪比较好的、偏振位置曲线较明显的87颗脉冲星。首先我们对选取好的每颗脉冲星分别作了偏振轮廓图,求出了偏振位置曲线中的斜率最大值。由于磁倾角α难以确定,所以我们就设定α的值分别为90°,60°,45°和30°,这样就可以求出对应的四个撞击角β。脉冲宽度W有WPP、W50和W10三种取值方式,其中WPP是双峰以上距离最远的峰峰宽,W50是最高峰值的50%所对应的宽度,W10是最高峰值取的10%所对应的宽度。对脉冲轮廓是双峰及以上的情况,可以取WPP、W50和W10三种值,若为单峰,就只能取W50和W10两个值。根据磁倾角α的四个取值,则每颗脉冲星可以计算出12个或8个辐射束半径值。取它们平均值作为辐射束半径的值,均方差为误差,这样就可以求出脉冲星辐射束半径与周期之间的关系。
  相比于前人的工作,本文用了更加清晰和严格的样本选择标准,而且前人的工作主要基于假设磁倾角为90度,计算出的辐射束半径的下限值与周期的关系。本论文试图验证不依赖于磁倾角的值的辐射束半径与周期的关系。结果发现当脉冲星周期小于0.85秒时,辐射束半径正比与周期的-1/2次方。周期大于0.85秒时,辐射束半径与周期之间并没有明显的指数关系,但这可能与选择效应有关。当假设脉冲星的磁倾角为90度时,计算得到的辐射束半径符合正比于周期的-1/2次方的下限关系,与前人的结论一致。
[硕士论文] 陈杰敏
理论物理 广西大学 2013(学位年度)
摘要:本论文简要概述伽玛射线暴(简称伽玛暴)及其余辉的观测特征和理论模型,并介绍伽玛暴寄主星系的研究现状以及伽玛暴寄主星系的物理特征,随后重点介绍对伽玛暴寄主星系性质的统计分布和相关性研究,并探讨这些性质的宇宙学演化。
   伽玛暴及其余辉都为研究伽玛暴前身星和寄主星系提供了重要的信息。主流认为长暴起源于大质量恒星的塌缩,短暴起源于双致密星的合并,对伽玛暴寄主星系的观测也支持这种看法。长暴寄主星系一般是较暗的、偏蓝、低质量、低金属丰度的恒星形成星系,短暴寄主星系类型比较复杂,但主要也是恒星形成星系。目前已有将近200个伽玛暴寄主星系被观测到。从光学到近红外波段都能够得到它们的光度测量研究以及它们的辐射线流量,而且光度和辐射线流量都来自恒星形成区。我们系统研究了长暴寄主星系的统计性质,发现(1)寄主星系金属丰度和星系恒星质量之间存在着明显的相关性,说明寄主星系的总体质量对寄主星系化学演化起着重要的作用;(2) SSFR(Specific Star Forming Rate)与恒星质量是反相关关系,表明星系的恒星形成活动随着它的恒星总质量的增加而受到抑制,星系间引力潮汐和并合作用是会影响到星系的恒星形成活动;(3)恒星形成率与恒星质量存在一定的正相关性,与一般星系的研究结果相一致,证明伽玛暴寄主星系不是特殊的星系;(4)寄主星系消光与恒星质量之间的相关性非常弱,说明对消光的影响主要还是取决于周围的环境,与伽玛暴寄主星系内禀性质(恒星质量)关系不大;(5)伽玛暴寄主星系消光和X射线氢柱密度没有任何很强的相关性。
   关于宇宙学演化问题,将伽玛暴寄主星系的恒星形成率(SFR)、恒星质量、金属丰度和星系消光等性质与相应的红移比较,发现SFR随红移的增加而增大,而远寄主星系(1<z<6.3)比近寄主星系(0.007<z<1)具有较高的平均恒星质量,并且金属丰度不随红移演化,消光也不存在宇宙学演化,反映出消光与星系距离无关。
  
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