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[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。
  
[博士论文] 王婧颖
理论物理 上海交通大学 2013(学位年度)
摘要:星系团和星系群的尺度达Mpc量级,是宇宙中已知的最大引力束缚体和暗物质的发现地,在星系和宇宙学研究中具有特殊重要意义。星系际介质(intergalactic medium,即IGM1)是星系团和星系群内重子物质的主导存在形式,占据了重子物质总量的约70?85%。IGM的温度高达107?8 K,其辐射主要集中在X射线波段。因此,自上世纪70年代以来,围绕星系团和星系群开展的研究工作中有相当大一部分是借助于空间X射线观测完成的。最近十年以来,星系团和星系群的研究呈现出两大趋势。第一,新一代X射线空间天文台Chandra等已对此类天体已进行了3000多次观测,在数据库中积累了大量优质图像和光谱数据。如何有效地深入系统挖掘其中蕴含的丰富物理信息已成为近年来美国国家航空航天局、欧洲航天局、日本宇宙科学研究所等机构的优先资助方向;第二,在与X射线相对的电磁波波谱另一端,各国纷纷设计和建造大型低频射电天文干涉阵列,并把对星系团射电晕和射电遗迹的研究列为所有这些阵列的首选科学目标之一。这两个趋势逐年升温,尤其是后者呈现已出较为活跃的局面。
  本研究注意到上述两个趋势事实上是高度互补且密不可分的。这是因为:⑴过去基于中、小X射线样本获得的星系团和星系群诸重要物理量之间的标定关系,虽然在总体上与自相似理论的预言非常接近,但仍存在不同程度的整体或局部偏离。这一现象涉及星系团和星系群自身、乃至更大尺度宇宙结构的形成和演化图景,已成为一个亟待解决的前沿难题。究其原因,可能与活动星系核(active galactic nucleus,即AGN)的反馈和并合等物理过程有关联。但是,受限于过去的研究样本规模较小,以及缺乏足够的AGN反馈和并合观测证据这两个事实,十多年来尚未能对标定关系的偏离现象做出合理解释。显然,为解决这个问题,除了构建更完备的X射线样本以外,还要求必须同时在迄今为止较难开展探测、但AGN反馈和并合特征更加显著的低频射电波段上积极寻找确凿证据;⑵据推算,大约三分之一的星系团拥有蕴含着星系团演化重要信息的射电晕或射电遗迹,这些特征在低频射电波段更为显著。由于这些特征可能正是起源于上面提及的AGN反馈、并合等高能过程,为了弄清其起源就必须在开展射电研究的同时密切兼顾X射线研究。此外,低频射电天文的一项要务是研究宇宙再电离时期和黑暗时期的极微弱信号。这些信号被强前景所掩盖、不宜探测,而星系团和星系群正是强前景中的主要干扰成分之一。如何正确识别并分离强度超过目标信号2-3个数量级的星系团和星系群干扰信号,是摆在全世界天文学家面前的公认难题。显然,任何可行方案都必然要以星系团的射电-X射线辐射关联性这一强观测约束为依据和出发点。基于上述两点即可判断,在X射线和低频射电波段同时开展星系团和星系群的研究,有其深刻内在物理原因,也是当前天体物理界的大趋势。
  本文以星系团和星系群内极高温X射线气体为对象,围绕总引力质量-气体温度关系(Mtot?TX关系)、气体占总引力质量的比例(fgas)、如何在低频射电波段识别和分离星系团辐射信号等开展了相互关联的观测和模拟研究工作,取得了如下结果:⑴分析了Chandra空间X射线天文台过去13年间积累的总数1496次星系团和星系群观测,筛选出342个具有足够空间分辨率、视场覆盖、高信噪比的有效源,用这些红移分布于0-1.4的源构成了目前为止最大的Chandra星系团和星系群样本。发现高温星系团子样本严格遵循理论预言的Mtot?TX关系(Mtot∝TαX,α=1.5),而低温星系团和星系群则略向高温端偏移,使整个样本呈现一个更陡的Mtot?TX关系(α=1.80±0.02)。经BCES统计分析,发生偏移的是TX< Tbreak=2.58±0.17 keV的低温系统。与此同时,我们发现在TX> Tbreak的高温系统中, X射线气体占总引力质量的比例为fgas=12.9±3.3%,与ΛCDM模型预言基本一致。而在低温系统中,fgas呈现显著的随温度下降而降低的趋势。我们提出,上述两个现象的起因很可能是共同的,即IGM所受的额外加热在低温系统中更加明显;⑵在上述工作1中获得准确的Mtot?TX等标定关系的重要应用意义,在于将它与其它各类观测限制和理论预言结合后,我们得以用高仿真模拟方法实现了星系团和星系群低频射电光谱和空间分布模型的构建。再辅之以银河系、河外点源(含恒星形成星系、射电噪AGN和射电宁静AGN)、宇宙再电离信号在低频射电(50?200 MHz)等成分的光谱和空间分布模型的高仿真构建,我们获得了目前最复杂、仿真度最高的低频射电天空模拟;⑶使用上述工作2的高仿真低频射电天空模型,我们通过引入独立成分分析和小波探测联合算法,证明了使用21CMA累积一个月的观测数据,可以成功探测到视场内大约80%的亮(中央亮温度在65 MHz处>10 K)星系团,并能准确提取出其表面亮度和光谱信息。此方法可以帮助我们在不久的将来使用新一代低频射电望远镜识别和分离星系团辐射信号,开展星系团并合、电子加速机制以及IGM磁场的研究;⑷使用上述工作2的高仿真低频射电天空模型,我们改进了前人提出的宇宙再电离时期中性氢21厘米信号的分离方法,提出了频谱空间中的三频带窄带二次多项式拟合法,证明了以此新方法不但可以成功恢复再电离时期中性氢21厘米信号在各个尺度上的结构特征,而且可以准确限制再电离模型参数,将能帮助我们了解再电离过程发生的时间、强度和演化速率,为检验各种宇宙学模型提供更为准确的信息。
[硕士论文] 涂径
电子科学与技术;集成电路设计 东南大学 2012(学位年度)
摘要:射电天文学是通过观测天体的无线电波来研究天文现象的一门学科。在射电天文学研究中,射电天文接收机是极其重要的设备之一,而保障其稳定运行的本振频率由锁相环频率综合器提供。在众多锁相环频率综合器中,电荷泵锁相环具有频率高、杂散小、功耗低等优点,因而得到了广泛应用。作为电荷泵锁相环中的关键部件,鉴频鉴相器(PFD:phasefrequencydetector)、电荷泵(CP:chargepump)对锁相环性能的影响很大。
   本文在介绍鉴频鉴相器和电荷泵的工作原理、性能指标和结构分类的基础上,给出了一种基于传统三态结构的鉴频鉴相器,该结构速度快、结构简单、功耗低,同时精心设计和优化了鉴频鉴相器的延时电路,克服了“死区”。在电荷泵的设计中,本文运用轨到轨运算放大器和自偏置高摆幅共源共栅电流镜实现了电荷泵充放电电流的高度匹配,并添加了预充电支路以提升电荷泵的性能。该电荷泵具有静态功耗低、速度快、线性度高、电流匹配性能好等特点。本文基于IBM90nmRFCMOS工艺对鉴频鉴相器和电荷泵进行了电路设计、前仿真、版图设计、后仿真和流片验证,芯片测试结果表明:在1.2V电源电压下,鉴频鉴相器的逻辑功能正确,最大功耗约为0.84mW;电荷泵充放电电流约为100μA,在0.25-1.1V的匹配范围内最大电流失配量约为3%,最大功耗约为1.1mW。
   本文设计的PFD和CP可以应用于射电天文毫米波芯片中,具有较好的应用前景。
[硕士论文] 方立青
天体物理 南昌大学 2011(学位年度)
摘要:1975年,霍金关于黑洞辐射的半经典计算表明黑洞会蒸发,并且由此我们可以推断信息将永远丢失。2000年,帕里克(M.K.Parikh)和维尔切克(F.Wilczek)把霍金辐射当成一个隧穿过程来处理,通过这种方法来解释能量守恒以及霍金辐射是一个幺正过程。在此之后,人们使用隧穿的方法讨论了各种各样静态和稳态旋转黑洞的辐射过程。
   在第一章中,我们简要回顾了霍金辐射,黑洞热力学四定律以及黑洞信息疑难,介绍了一些解决黑洞信息疑难的可能方案。然后我们介绍了运用量子隧穿来处理霍金辐射的方法,在此方法中人们把霍金辐射看成是一个隧穿粒子来处理,这样计算出的辐射谱将是非纯热谱。
   第二章,我们通过量子隧穿的方法,使用WKB近似得到了辐射粒子势垒贯穿的几率,并由此得到了Schwarzschild-de Sitter黑洞和 Reissner-Nordstr(o)m-de Sitter黑洞的一阶及二阶熵修正。得到的结果同样符合幺正性原理,且支持能量守恒。
   第三章我们把黑洞蒸发当成是一个粒子溢出的过程,计算了Schwarzschild-de Sitter黑洞辐射一定能量的粒子所带出的熵,证明了Schwarzschild-de Sitter黑洞存在遗迹,并分析了宇宙常数人对辐射一定能量的粒子所带出的熵的影响。对于黑洞熵取不同修正时,我们建立了数值模型来模拟黑洞蒸发率的形式。通过使用斯特潘-波尔兹曼定律,我们讨论Schwarzschild黑洞和Schwarzschild-deSitter黑洞的蒸发率及黑洞遗迹。并由此画出了对应于不同熵表达式的Schwarzschild黑洞和Schwarzschild-de Sitter黑洞的蒸发率与黑洞质量关系的图形,再次验证了黑洞遗迹的存在。
   最后我们总结全文,并作了展望。
  
[硕士论文] 商玮
理论物理 西北大学 2010(学位年度)
摘要:在标准的大爆炸宇宙学模型中,宇宙的空间均匀和各向同性被作为研究的前提条件。随着航天技术的迅猛发展,人类对宇宙的探索也到达了前所未有的水平。以哈勃空间望远镜、COBE卫星、WMAP卫星为代表的新一代探测器的发射,使人类第一次能够精确的探测到宇宙深处,特别是2006年诺贝尔物理学奖表彰了宇宙微波背景辐射的黑体谱和各向异性的探测,标志着精确宇宙学的时代已经到来。
   进一步的观测表明,宇宙的空间均匀和各向同性只有在观测尺度大于70-100 Mpc的情况下才近似成立,所以考察宇宙中的不均匀和各向异性(即宇宙微扰)对宇宙演化的影响就成为进一步研究现实宇宙的必然步骤。宇宙微扰已成为研究宇宙早期演化的基石。
   由于精确宇宙学时代的到来,使得测量精度已经超出线性项,所以非线性项对宇宙演化的影响也越来越受人们关注。对于非线性宇宙微扰理论的研究,具有更重要的意义。
   本文从广义相对论中的能动量张量守恒定律出发,不限定具体的坐标系,通过微扰算符作用,计算得到一个非线性宇宙微扰方程,它与在大尺度的绝热微扰下的线性守恒定律的非微扰普遍化结果相一致,最后我们还求出了它的二阶微扰。
  
[硕士论文] 王頔
理论物理 辽宁师范大学 2010(学位年度)
摘要:近年来,人们对Ⅰa型超新星、宇宙微波背景以及大尺度结构的观测和研究都表明了这样一个事实:我们的宇宙目前正在加速膨胀。解释宇宙的加速膨胀也成为近期的热门问题之一。人们已经提出多种理论来解释这一事实,其中最好的还属暗能量理论。这一理论认为宇宙中存在一种压强为负的奇异“物质”,它提供了排斥作用以抵消引力效应,因此驱动宇宙加速膨胀,这就是暗能量。现有的暗能量模型有很多种,它们都是解释宇宙加速膨胀的候选者,也都有各自的优势或缺陷。
   本文在非平直宇宙的背景下,对有相互作用的新Agegraphic暗能量模型进行了更深入的研究。我们选取三种相互作用形式,分别给出该模型密度参数、态方程和减速参数的演化方程和图像。通过比较,我们认为取Г=3b2Hρq时,该模型的各参数与观测符合较好,其态方程也能够穿越-1。之后,我们在这种相互作用形式下对该模型进行了几何诊断,即statefinder诊断和Om诊断,并将演化轨迹显示在r-s、r-q、ω'q-ωq和Om平面中。通过分析我们发现,常数n和b2在新Agegraphic音能量模型的演化过程中扮演了重要角色,它们直接影响宇宙学量的演化。此外,通过诊断图像我们可以直观地看出该模型在有相互作用和无相互作用情况下的差别,还可用Om诊断法找出新旧Agegraphic暗能量模型以及LCDM模型之间的不同之处。
[博士论文] 卢昱
天体物理 中国科学技术大学 2010(学位年度)
摘要:活动星系核的统一模型认为,拥有同样结构的活动星系核属于同一“父类”,不同的观测特征只是由于观测视角不同。当视线被尘埃环遮挡时,一个活动星系核会表现为窄线源(Ⅱ型),未被遮挡时表现为宽线源(Ⅰ型)。对于射电活动星系核来说,在视线接近于喷流轴时表现为平谱的射电致密源,远离喷流轴则表现为陡谱的射电延展源。活动星系核的结构可能依赖于中央引擎的内禀参数,比如光度、黑洞质量、爱丁顿比率等。这些参数可影响活动星系核的吸积盘、宽线区、尘埃环、喷流等结构和性质,从而决定活动星系核属于哪一种统一模型的“父类”。本论文利用SDSS光学巡天和FIRST射电巡天数据,详细考虑了各种选择效应,通过对不同的观测类型(致密/延展射电源,Ⅰ型/Ⅱ型射电源)的统计研究,讨论了射电活动星系核的统一模型对内禀参数的依赖。
   第一章首先介绍了活动星系核的观测特性与基本结构,重点介绍了射电喷流和射电瓣。然后介绍了活动星系核的分类:根据窄发射线强度比(BPT诊断图)分为Seyfert、LINER和Seyfert+HⅡ混合型活动星系核,根据宽发射线出现与否分为Ⅰ型和Ⅱ型活动星系核;根据射电光度或射光比,活动星系核分为射电强和射电宁静;在射电强源中根据射电形态可分为致密和延展源;在射电延展源中分出FRI和FRⅡ型源。随后介绍了统一模型,以及统一模型对本征参数的可能依赖关系,包括吸积盘、尘埃环、宽线区和射电喷流,与吸积率、光度、黑洞质量、爱丁顿比率等内禀参数的关系。我还介绍了活动星系的两种吸积模式“类星体模式”(QSO mode)和“射电模式”(radio mode),以及“射电模式”对寄主星系和星系团演化的反馈作用。
   第二章中,我介绍了对于射光比的双峰分布的争论;讨论了光学、射电探测极限等选择效应对射电光度和射光比统计结果的影响。然后介绍了使用SDSS DR3数据和FIRST射电巡天数据来匹配、选取射电类星体样本的过程。我的光学选SDSS-FIRST射电强类星体样本包括3641个射电光度高于1023 W Hz-1的纯光学选射电类星体,其中包括859个射电延展源和2782个致密源。我对样本进行了统计分析,讨论了由FIRST的表面亮度探测极限引起的不完备性。我发现在3 mJy水平之上,由于FIRST的小光斑原因而漏掉的弥散射电辐射对样本的完备性影响不大。我也讨论了仅由匹配半径寻找光学源射电对应体造成的选择效应,发现只用2"的匹配半径会造成~16.8%的源流量被低估或者完全被漏掉。我在限定的红移和光学探测极限bin之内进行统计研究,发现尽管延展源与致密源光学光度很相近,延展源的射电光度要明显高于致密源。这一结果提示我们,致密源可能是内禀射电弱或射电中等的源。当它们的喷流轴接近我们视线时,类星体的射电辐射会由于集束效应被显著放大,使得内禀射电较弱的类星体仍然可以被探测到,并表现为致密射电形态;当喷流轴远离我们视线时,这些内禀射电弱类星体则可能落在探测极限之外。
   在第三章中,我使用Ⅰ型射电活动星系核的比例讨论了射电强活动星系核的尘埃覆盖因子与各种参数的关系。我首先介绍了尘埃环与宽线区对参数的依赖,以及在讨论这种依赖关系中可能遇到的选择效应。随后我介绍了我的射电强活动星系核样本的选取过程。我通过SDSS DR4光谱数据与FIRST巡天的射电源匹配,得到了997个红移z<0.35且射电功率P1.4GHz>1023 W Hz-1的光学选射电强活动星系核,包括711个Ⅱ型活动星系核,和286个Ⅰ型活动星系核。我通过选择函数的方法修正了证认和探测Ⅰ型和Ⅱ型源过程中产生的选择效应。在限定的参数空间内,我讨论了Ⅰ型源比例f1对活动星系核内禀参量的可能依赖关系。结果发现:经过消光改正后,f1不随[OⅢ]光度增加而增大。这个结果不支持“尘埃环内径随光度增加后退”模型,而是支持高/低两种吸积率模式的模型。此外,我发现f1在M●~108M☉附近上升了约10%,这很可能与星系尺度的尘埃消光有关。
   最后一章是全文的总结和后续工作展望。
[硕士论文] 雷中华
理论物理 重庆大学 2008(学位年度)
摘要:引力波是爱因斯坦广义相对论的重要预言。在广义相对论提出不久,爱因斯坦便在弱场进似条件下求解方程,发现了其具有波动解。对引力波的研究是极其有意义的,因为它会在理论物理和现代宇宙学尤其是在极早期宇宙学方面(特别是在光子退耦以前的历史)的研究产生突破性的进展。
  现代宇宙学的建立,可以追溯到上世纪初,爱因斯坦在建立广义相对论不久,就将其应用到宇宙学的研究。并结合所观测到的宇宙微波背景辐射,奠定了现在宇宙学的理论框架,即现在被广泛接受的基于热大爆炸的宇宙学模型。而爱因斯坦的广义相对论和宇宙学原理的基本设则提供了描述宇宙概貌和演化的有效手段。由此产生出暴涨宇宙学模型,该模型认为在宇宙的极早期,大爆炸开始之后,宇宙存在一个急速膨胀的阶段,即暴涨阶段。该阶段抹平了早期宇宙可能存在的各种不均匀性并且留下了后来宇宙结构形成的种子。遗迹引力波也就是在这个阶段中所出现的扰动而形成的。
  在宇宙学的研究中,对宇宙微波背景辐射(CMB)的探讨也一直是很热门的课题,尤其是在温度各向异性和极化的研究方面取得了重大成果。目前有许多文献研究了宇宙微波背景辐射所产生的各种效应以及这些效应对其的影响。在辐射阶段所残留的退耦的自由光子便形成了现在人们所观测到的宇宙微波背景辐射。如果没有扰动,微波背景辐射将是各向同性的,但根据暴涨模型,在宇宙形成的初期存在各种各样的扰动,因此宇宙微波背景辐射呈现各向异性。本文将结合前人在遗迹引力波和微波背景辐射等研究领域的大量工作,重点讨论遗迹引力波对微波背景辐射电场型极化、磁场型极化和温度各向异性的影响。同时根据的残余引力波原初功率谱,将精确计算出遗迹引力波对宇宙微波背景辐射电磁型极化关联函数和温度的各向异性函数。
[硕士论文] 朱健军
测试计量技术及其仪器 哈尔滨理工大学 2008(学位年度)
摘要:表面三维微观形貌检测是获取零件表面形态特征的一种重要手段,本文对基于相移干涉法测量表面三维形貌技术展开了较为全面的理论与实验研究工作;相移干涉术(PSI)作为一种光电型干涉测量技术,具有结构简单、调制方便、实时快速、高精度以及全场自动测量等优点。整个测量过程由相移、采样、相位提取及数据处理等部分组成。 本文首先介绍研究表面三维形貌的意义,然后阐述表面三维形貌测量原理,并详细介绍了测量的过程。实验采用压电陶瓷作为相移器件,选定了其线性较好的区域,并根据这一区域设计出了相应的驱动电源,完成了精密移相系统的设计,实现线性连续式相移。系统要求自动连续保存干涉图样,编制出合理的图像采集系统来采集图像;文中详细地分析了干涉图像的各种处理方法,并提出了改进算法,提高了干涉测量的精度。针对相移干涉术的核心问题-相位提取技术进行深入研究;根据采集到的干涉条纹利用相位提取算法,计算出图像各点的高度值,还原其三维形貌:然后利用小波理论模型建立基准面,分离出粗糙度、波度、形状误差和由其他参数值决定的表面形貌特征。再按不同的表征特性将参数分为四类,它们是:幅度参数、综合参数、空间参数和功能参数,考虑到“参数爆炸”的原因,共给出了15个评定参数。 整个测量系统采用激光为干涉光源,CCD为图像传感器,压电陶瓷提供微小位移,通过图像采集卡将干涉条纹采集到计算机内存。采用上述理论对标准样块进行了测量,计算机得到表面三维形貌图,根据建立的基准面分离出粗糙度信息;并由给出的参数评定数学模型,编制出合理的软件,计算出零件表面的三维参数。文中最后给出实验结果和分析,进行了总结和展望,并提出下一步研究工作的设想。
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