CAS IR GRID研究单元&专题: 云南天文台
中国科学院云南天文台坐落在中国云南省省会——昆明,是首批进入中科院知识创新工程的综合性研究所,中国南方最大的天文实测基地,中国科学院下属的5座天文台之一。1938年,原中央研究院天文研究所从南京迁到云南省昆明市东郊凤凰山(现云南天文台台址)。1972年,经国家计委批准,正式成立中国科学院云南天文台。
http://www.irgrid.ac.cn:8080/handle/1471x/967813
2024-03-29T08:37:51Z
2024-03-29T08:37:51Z
基于波前探测的太阳偏振图像高分辨重建误差分析
吕卓
http://www.irgrid.ac.cn:8080/handle/1471x/7276668
2024-03-26T17:34:09Z
2024-03-26T06:35:12Z
题名: 基于波前探测的太阳偏振图像高分辨重建误差分析
作者: 吕卓
摘要: 地基太阳望远镜磁像仪在进行偏振测量时会受到大气湍流的影响,导致测量结果不准确。为克服大气湍流的影响,改善成像质量,可通过高分辨图像重建技术对退化图像进行重建,获得可用于进一步科学研究的高分辨率图像,该技术目前在各大高分辨太阳望远镜的成像观测仪器中均有应用。而对于偏振图像的高分辨重建,由于窄带滤光器的低光谱带宽和低透过率,导致偏振测量通道的光子数较少,短曝光图像信噪比较低,难以满足高分辨图像重建的要求;且由于探测器只对光强信息敏感,在偏振测量时,需首先将偏振光调制到背景光强中,再从采集到的图像中解调出偏振信息,该过程也要求用于解调的各调制态图像具有相同的重建质量,否则将在重建出的偏振信号中引入伪结构。为解决上述难题,地基高分辨磁像仪通常选用同步重建的方式对太阳偏振图像进行高分辨重建,即在太阳窄带偏振测量通道旁增加一条宽带通道以获得大气-望远镜系统的波前像差信息,再将其用于偏振图像的重建。本文对以波前探测器为宽带通道的同步重建方案进行了模拟研究,主要开展了以下两方面的工作: 1、对由于波前估计不准确而引入的偏振图像重建误差进行了仿真分析。由波前探测通道估计出波前像差后,可实现对窄带偏振图像的退卷积重建。当波前像差估计结果与真实波前不同时,会在解调得到的偏振图像中引入背景光强信号的串扰,该串扰来源于光强信号的中高频信息,且是零均值的,串扰的数值分布范围会随波前复原精度的提高而减小。并对增加用于图像重建的短曝光图像的帧数、低通滤波、不同信噪比等情况下串扰的影响进行了仿真。 2、基于 Adam 优化器,对相位差波前探测技术的求解精度进行了误差分析。相位差法是一种理想的太阳波前探测方案,本文经过仿真验证,发现相位差图像存在局部极值解,且在迭代优化求解的过程中,可能出现陷入该局部极值的情况。以相同的观测目标作为约束,使用多帧相位差图像对波前像差进行联合求解可提升各组相位差图像的求解精度,避开局部极值解。 本文的研究工作和相应成果可为地基高分辨磁像仪设计光路结构、选择波前观测方案、制定偏振观测模式和处理观测数据提供参考。
2024-03-26T06:35:12Z
基于连续式旋转波片调制的傅里叶解调方法研究
林哲宇
http://www.irgrid.ac.cn:8080/handle/1471x/7276663
2024-03-26T17:34:09Z
2024-03-26T06:35:11Z
题名: 基于连续式旋转波片调制的傅里叶解调方法研究
作者: 林哲宇
摘要: 偏振辐射测量是获得天体物理状态的一种重要手段,光源或传播路径的各向异性是导致偏振产生的主要机制,因此偏振辐射可以提供有关天体磁场或辐射场等矢量场的重要信息。在太阳实测物理中,利用某些原子谱线进行高精度偏振辐射测量是目前探测太阳矢量磁场的主要手段。当我们对太阳磁场进行偏振测量时,涉及到偏振调制和偏振解调两个过程。偏振调制目的是将偏振信号调制进入可观测的强度信号,主要由偏振分析器实现。而针对不同科学目标,偏振分析器的类型也不尽相同,其中的偏振调制器或采用旋转波片或控制可变液晶波片来实现偏振信号调制。偏振解调则是从观测到的强度信号中还原出偏振信号的过程。 当采用旋转波片作为偏振调制器的时候,根据旋转方式不同分为步进式调制模式和连续式调制模式,连续式调制模式由于时间分辨率较高而被广泛采用。目前“双光束+连续式”的调制方案是国际上比较主流的偏振测量方案。故而本文主要对偏振测量中连续式旋转波片调制模式下的解调方式进行研究,研究的主要成果和结论为:(1)推导连续式调制模式下的傅里叶解调公式,利用数值仿真模拟该解调过程,对比解调信号与输入信号之间的残差,验证了傅里叶解调公式的正确性。(2)利用模拟仿真,定量分析傅里叶解调和矩阵解调在连续式调制常见误差作用下的解调性能,本工作分析的误差包括了波片初始方位角误差、波片定位精度误差和波片旋转与相机不匹配误差,分析发现两者的解调性能基本一致,并在文中给出了高精度连续式调制要求下的误差范围。在解调性能分析过程中,同时考虑了波片延迟量和调制次数对偏振效率的影响,采用了连续式调制的优化波片延迟量和适当调制次数。(3)结合FASOT偏振分析器的实验室装调开展了系列相关的实测。利用光强法计算出了其定标单元中4个偏振片透过轴之间的实际夹角及其所购置的商业波片的实测延迟量。
2024-03-26T06:35:11Z
2.4米主镜反射膜膜厚均匀性的研究
陈鑑辉
http://www.irgrid.ac.cn:8080/handle/1471x/7276656
2024-03-26T17:34:09Z
2024-03-26T06:35:03Z
题名: 2.4米主镜反射膜膜厚均匀性的研究
作者: 陈鑑辉
摘要: 反射式天文望远镜的核心元件是反射主镜,随着反射式天文望远镜口径逐渐增大,主镜不翻转、自上向下镀膜成为必然的选择。天文望远镜对光学系统成像质量要求较高,反射膜膜厚分布不均匀,会增加主镜的面形误差,影响望远镜的成像质量。膜厚均匀性指的是膜厚随基板表面位置变化而变化的情况,是制备高性能光学薄膜的重要指标。本文开展自上向下、多蒸发源镀膜时,控制大口径镜面膜厚均匀性的研究,为2.4米望远镜主镜镀膜及更大尺寸主镜不翻转镀膜工作提供了参考,具有实际应用价值。基于真空热蒸发遵循的余弦分布律,结合ZZ3200型真空镀膜机的几何结构和2.4米望远镜镀膜的实际需求,编写膜厚计算程序,模拟膜厚理论分布情况,给出两种膜厚均匀性的优化设计方法。方法一:考虑到2.4米主镜中间有圆孔结构,采取双圈蒸发源排布,结果表明:内外圈蒸发源到镜面旋转中心的距离分别为10cm、130cm,且满足外圈蒸发源个数接近内圈的12倍时,膜厚均匀性PV值为1.85%,十分适用于中心有圆孔结构的大口径反射镜镀膜。方法二:结合镀膜机真空室结构,在蒸发源内侧合适的位置加入修正挡板,结果表明:挡板的遮挡高度为5.2cm,曲率半径为123cm,当挡板安装误差不超过3mm时,膜厚均匀性PV值小于4%,对于自上而下大口径镜面镀膜具有很好的普适性。按照修正挡板优化方案的仿真分析,结合ZZ3200型真空镀膜机实际情况,加工和调试修正挡板进行镀膜实验。结果表明:实际镀膜实验得到的膜厚均匀性PV值为6.10%,RMS为1.61%,实测膜厚分布的变化趋势与修正挡板优化结果基本吻合,修正挡板对膜厚不均匀性起到很好的控制效果,能够减小反射膜膜厚不均匀性对主镜面型误差的影响。本文提出的修正挡板膜厚均匀性优化方法的可行性和实用性得到了实验验证,不仅可以用于指导大尺寸镀膜机的研制工作,也能为大口径天文反射镜镀膜工作提供借鉴。
2024-03-26T06:35:03Z
弱磁场区复杂暗条的三维结构及其部分爆发的研究
康凯锋
http://www.irgrid.ac.cn:8080/handle/1471x/7276640
2024-03-26T17:34:09Z
2024-03-26T06:24:38Z
题名: 弱磁场区复杂暗条的三维结构及其部分爆发的研究
作者: 康凯锋
摘要: 太阳暗条(也称日珥)由悬浮于高温、稀薄日冕大气中的磁场结构和部分电离等离子体构成,其密度/温度比周围日冕环境的高/低100倍。日冕物质抛射(CME)和耀斑是空间天气的重要驱动源,被认为和暗条爆发密切相关。但是,到目前为止,冷而密的暗条在热而薄的日冕中存在的原因,依然是个未完全解开的谜题。磁场被认为是维持暗条在日冕环境中存在的核心。因此,测量暗条的磁场以得到其三维磁场结构是理解暗条结构、演化和爆发的关键。然而,目前仅能常规测量到太阳光球的磁场,太阳上层大气的磁场测量则非常困难。在绝大多数情况下,三维日冕磁场是通过光球磁场的外推得到的。尽管常规的磁场外推方法多数情况下能较好地得到强场区暗条的磁场结构,但是对弱场区暗条则通常无能无力。本文首先利用正则化毕奥-萨伐尔定律为处于衰退且弥散的弱磁场区的一个大尺度马蹄形暗条构建出了整体三维磁场结构。发现暗条内部存在三个磁场强度明显不同的区域,分别是:磁场最强的核心区、磁场最弱的外侧区以及磁场强度介于前两者之间的中间区。同时,该模型还揭示了暗条冷物质分布和磁凹陷之间的对应关系,即,暗条中较冷的物质成分更倾向于分布在磁凹陷结构中。此外,还确认了暗条倒钩的一种形成机制,认为暗条倒钩是由磁绳的形变产生的,并不一定扎根于光球。然后,本文进一步研究了该暗条的爆发过程和发生机制。我们发现,在爆发前,该暗条发生了分裂,并且分裂成了手性相同的3部分。其中,两部分位于低处,一部分位于高处。通过对分裂过程的详细分析,我们认为该暗条磁绳结构的爆发前分裂是由磁绳磁场和新浮磁场之间的重联导致的。同时,就目前所知,这也是第一次明确观测到由磁绳磁场和新浮磁场之间的重联引起的爆发前磁绳分裂。在完成分裂后,该暗条发生了爆发。并且我们发现低处的两部分在爆发中存活了下来,依然留在源区域,而高处的那部分则成功爆发掉了,并产生了一个快速CME和一个C1.2级耀斑。这表明,该暗条经历了一次部分爆发。但是,这里所呈现的部分爆发观测,并不能被经典的“双层暗条”模型或“部分抛射磁绳”模型所解释。因此,该事件为新的部分爆发模型的构建提供了新的观测限制。同时,通过对爆发过程的运动学特征进行分析,以及计算背景磁场的衰减因子,我们认为灾变(或环不稳定性)是该暗条的爆发机制。
2024-03-26T06:24:38Z
基于快反镜提高激光测距回波率的方法研究
李鹏飞
http://www.irgrid.ac.cn:8080/handle/1471x/7276647
2024-03-26T17:34:09Z
2024-03-26T06:24:38Z
题名: 基于快反镜提高激光测距回波率的方法研究
作者: 李鹏飞
摘要: 激光测距是目前空间目标距离测量中,测量精度较高的一种技术,测量数据具有非常重要的科学研究和应用价值。云南天文台1.2m望远镜开展激光测距研究和试验多年,目前已具备开展卫星、空间碎片以及月面反射器等空间目标激光测距的能力。使用1.2m望远镜测距系统,研究团队于2017年测到了36cm直径分米级尺寸空间碎片的距离,2018年初测到了月面反射器的距离,可见该系统具有较好的探测性能。为了进一步开发1.2m望远镜测距系统的探测能力,本论文研究提高测距系统回波率的新方法,主要完成工作如下: 第一,根据1.2m望远镜测距技术现状和难瞄准的问题,提出一种提高测距系统回波率的方法,即利用快反镜的快速响应、分辨率高等特点来确保空间目标的高精度跟瞄,从而提高测距系统回波率。1.2m望远镜测距系统虽然已具备了较好的探测性能,但是依然存在一些细节问题需要解决,进一步提高回波率后,系统将具备深空合作目标以及更小尺寸、更远距离非合作目标的激光测距能力。 第二,分析了激光测距中影响回波率的因素,包括速度光行差、望远镜跟踪误差、大气湍流和望远镜指向偏差等。得出速度光行差随目标轨道高度的变化关系,空间目标的最大速度光行差随轨道高度增大而减小,低轨目标的最大速度光行差有 10′′ 左右,而月面反射器的最大速度光行差只有 1.4′′,利用快反镜可以对空间目标的较小偏离进行修正。 第三,将快反镜应用于1.2m望远镜发射光路中,利用快反镜高分辨率高精度控制激光光束方向,达到提高测距成功率和回波光子数的目的。首先,分析了快反镜在发射光路的位置排布设计;然后,测试了发射光路带有快反镜后系统的分辨率并开展系统模拟仿真;最后,跟踪卫星进行快反镜开环控制试验。结果表明,快反镜可以在激光测距中用搜索的方式找到回波更强的位置,且目标距离越远效果越明显。 第四,提出使用回波数作为快反镜闭环控制反馈量的新快反镜控制算法,并取得了较好的控制效果。设计了快反镜闭环控制系统,并在1.2m望远镜高精度指向的基础上对不同轨道高度的卫星开展了闭环控制试验。结果表明,使用快反镜闭环控制后,在不同的观测条件下,回波率都得到了提高。 第五,仿真分析了将快反镜应用于1.2m望远镜激光测距系统的可行性。首先,设计快反镜在接收光路的位置排布;然后,计算了接收光路中视场光阑孔径对接收视场的影响,并开展卫星测距试验以统计不同目标的回波信号在接收视场中的分布情况;最后仿真了快反镜在回波信号不同偏离角度时的校正能力。 综上所述,本论文将高速高分辨率的快反镜应用于1.2m望远镜激光测距系统,通过提高系统测距回波率来达到提高系统探测能力的目的,对白天空间目标激光测距、月球激光测距以及更远的深空激光测距具有一定的参考价值。
2024-03-26T06:24:38Z
利用VLBI相位参考技术观测射电星的高精度天体测量
陈文
http://www.irgrid.ac.cn:8080/handle/1471x/7276660
2024-03-26T17:34:09Z
2024-03-26T06:24:37Z
题名: 利用VLBI相位参考技术观测射电星的高精度天体测量
作者: 陈文
摘要: VLBI(Very Long Baseline Interferometry)在天体测量领域被广泛应用,它具备高分辨率特点,能够在各种精确的天体测量工作中发挥重要作用。基于高 精度的天体测量结果所建立的天球参考架在天体物理、大地测量以及深空探测 等众多领域中发挥着重要作用,是天文研究的重要基础。国际天球参考架 ICRF (International Celestial Reference Frame)是由VLBI观测得到的河外射电源的射 电位置定义而建立的,以太阳质心为原点的准惯性参考架。 射电参考架 ICRF 和基于 Gaia 光学卫星的参考架 GCRF(Gaia Celestial Reference Frame)在国际天球参考系下必须具有相同的概念。为了连接这两个参考架,通常使用在光学和射电波段都有辐射的天体,在暗端使用类星体,在亮端使 用射电星。类星体在光学波段的位置精度较差,且存在明显的位置偏差和时变性。这些偏差通常由多种原因引起,例如背景星系的污染、双源系统以及类星体自身的喷流结构。由于这些偏差难以通过其他手段消除,因此在亮端,射电星便成为验证 GCRF 亮端的一致性并实现光学与射电波段参考架连接的最佳候选体。 为了使用射电星来建立参考架连接,本文首先选用了美国 Very Long Baseline Array(VLBA)的相位参考模式观测了两颗较强的射电星 HD199178 和 AR Lacertae(后简称 AR Lac);在一年内开展了6个历元的观测,每个历元10小时,其中包括为了减小大气误差的测地观测时段;为了减少参考源带来的系统误差,每颗 射电星分别对应有两颗参考源;经过数据处理,本文得到了两颗射电星相对于参考位置的 offset,并拟合出了它们的自行、视差;HD 199178 视差为 8.949 ± 0.059 mas,自行为 cos = 26.393±0.093 和 = −0.950±0.083 mas yr −1 ,AR Lac 的视差为 23.459 ± 0.094 mas,自行为 cos =−51.906±0.138 和 = 46.732±0.131 mas yr −1 ;本文测量的这两颗射电星的天体测量参数的精度比相应的历史VLBI测量精度高4-5倍,并且与Gaia的精度相当;本文还给出了两颗射电星各个历元的流量;对于近密掩食双星AR Lac,本文还疑似发现了它的轨道运动。本文后续还分别使用 IVS(International VLBI Service for Geodesy and Astrometry)和 澳大利亚的 LBA(Long Baseline Array)中的测地观测搭载的相位参考观测,和LBA的快照模式,对27颗位于南天球的射电星进行了观测,检测到了其中11颗,并对这11颗射电星进行了成图和大致流量估算,给出了它们的单历元位置坐标和误差。最后本文利用 HD199178 与 AR Lac 的天体测量五参数数据,和后 11 颗射电星的单历元数据,尝试进行了射电和光学参考架的连接,结果显示使 用 HD199178 与 AR Lac 的多历元高精度天体测量结果对连接效果有一定的提升,无论是定向参数还是旋转参数,在Y轴方向上的精度都提升了约25%。但是11颗射电星的单历元数据对连接结果的精度提升有限。本文的工作对使用VLBI相位参考模式观测射电星进行了探究,得到了2颗射电星的精确天体测量数据, 得到了11颗射电星的粗略位置和流量信息,给出了LBA观测射电星的大致流量下限,对于后续丰富射电星样本库和多历元的后续观测奠定了一定的基础。
2024-03-26T06:24:37Z
液晶双折射滤光器的性能对太阳磁场观测的影响研究
王远方舟
http://www.irgrid.ac.cn:8080/handle/1471x/7276667
2024-03-26T17:34:09Z
2024-03-26T06:24:36Z
题名: 液晶双折射滤光器的性能对太阳磁场观测的影响研究
作者: 王远方舟
摘要: 太阳的磁场活动会在较小的空间和时间尺度上体现,对太阳进行高分辨磁 场观测可以研究等离子体、磁场和辐射之间的相互作用机制,构建太阳大气的物 理模型。一种常用的磁场测量方式是对磁敏谱线进行偏振观测,窄带可调谐滤 光器是获得太阳多波长高分辨偏振数据的有利仪器。地基磁场观测设备依靠快 速采集数据来减小湍流的影响,液晶双折射滤光器可以让磁像仪实现快速调制。 NVST 正在开展高分辨磁像仪研制的工作,液晶双折射滤光器是磁像仪的关键部 件。 在利用液晶双折射滤光器进行速度场测量时,出现滤光器扫描的轮廓中心 点在不同视场出现偏移,红蓝翼与理论轮廓不能完全重合的情况。滤光器在不同 的工作光路中也表现出不一样的特性。这些不一致会为磁场测量引入噪声,影响 测量精度。 本文针对液晶 Lyot 型双折射滤光器性能对太阳磁场观测影响的问题,开展 了三个方面的研究工作:分析了 NVST 液晶 Lyot 滤光器的稳定性和均匀性;研 究了 Lyot 型双折射滤光器在不同工作光路中的性能;为 NVST 望远镜设计了基 于液晶 Lyot 型双折射滤光器的磁像仪。这些工作为太阳望远镜选择滤光器的工 作光路提供方案,并推进了 NVST 磁像仪的研制工作。 从上述三个方面出发,本文主要开展以下工作: 1)测试了 NVST 磁像仪选用的液晶 Lyot 滤光器的稳定性和均匀性。对滤光 器的在线测试数据、液晶波片的实验室测试结果进行了细致的分析。并研究了稳 定性和均匀性对滤光器透过率曲线,光谱扫描曲线的影响。 2)利用双折射滤光器的视场效应分析模型和 Zernike 多项式,建立了具有不 同非均匀性的双折射滤光器模型。分析了 Lyot 型双折射滤光器的误差来源,利用 Zernike 多项式模拟了位相差分布为 PV3.7∘ 、PV4.5∘、PV5.7∘、PV7.8∘ 和 PV12.5∘ 的滤光器。分析了具有不同非均匀性的双折射滤光器在不同工作光路中的性能。 当整个滤光器的非均匀性能够控制在 PV6∘ 以内时,远心光路的中心波长偏移量、 旁瓣水平都优于准直光路。对于滤光器的均匀性较差时,例如存在液晶波片响应 不均等情况,非均匀性可能超过 PV6∘,此时需选择准直光路。模拟工作为如何 选择滤光器的工作光路提供了有利的分析数据和方法。 3)分析了 NVST 设计磁像仪的技术难点,设计了基于 Lyot 型双折射滤光器的磁像仪。NVST 磁像仪的技术难点包括:折轴光路带来的时变偏振、望远镜姿 态变化和风载带来的光轴偏移以及湍流的影响等问题。讨论了同步成像系统的 光学特性,滤光器的工作光路等问题,设计了磁像仪的整体结构和工作时序。最后利用 ZEMAX 光学设计软件为磁像仪设计了光路,为推进 NVST 磁像仪的研 制做出贡献。 本文对液晶双折射滤光器的性能研究工作和相应的成果为 NVST 开展的高 分辨观测、速度场测量及磁像仪研制工作提供了明确的依据,对未来大口径太阳 望远镜的高分辨仪器研制提供参考。
2024-03-26T06:24:36Z
LAMOST光谱巡天中早型星及其性质研究
郭彦君
http://www.irgrid.ac.cn:8080/handle/1471x/7276636
2024-03-26T17:34:09Z
2024-03-26T06:24:35Z
题名: LAMOST光谱巡天中早型星及其性质研究
作者: 郭彦君
摘要: 早型星主要由光谱型为O、B、A型的恒星组成。它们质量大、温度高,在现代天体物理中扮演重要角色。观测表明,早型星的双星比例可高达百分之七十。双星相互作用将对早型星的演化产生重要影响。早型星双星最终可能演化形成双中子星、黑洞-中子星、双黑洞等引力波源。大质量早型星通过紫外辐射、星风损失和超新星爆炸等方式,对宇宙中的星际介质、元素增丰和恒星形成等产生重要影响。早型星星族可以用来追踪银河系旋臂结构,对银河系动力学提供更多观测限制。然而,大质量恒星因为演化过程复杂并缺乏观测限制,是恒星演化理论中最不确定的部分。此外,当前研究对早型星大气参数及统计性质进行估计时缺乏系统的、一致的方法,研究结果存在较大偏差,这使得我们无法对大质量恒星演化及双星演化给出令人满意的观测限制。LAMOST的海量光谱为早型星研究提供了难得的机遇。 本文主要是基于LAMOST中分辨率光谱开展了早型星参数和双星统计性质的研究。取得的主要研究成果如下:通过线指数方法,从LAMOST DR7中分辨率光谱巡天中识别出9382颗早型星。利用机器学习算法SLAM和模型光谱库TLUSTY,精确预测了这批样本的有效温度、表面重力加速度、金属丰度和投影自转速度。同时给出了LAMOST低分辨率光谱巡天得到的早型星的大气参数。通过和高分辨率光谱观测结果对比发现,LAMOST中、低分辨数据获得的有效温度、表面重力加速度和投影自转速度的不确定性分别为2185K、0.29 dex、11 km s-1和1642K、0.25 dex、42 km s-1。选取LAMOST中分辨率光谱巡天中有多次观测的早型星样本,根据其相对速度的变化确认双星样本,并扣除变星污染。通过蒙特卡洛模拟方法对观测数据进行全面校正,给出了早型星内禀双星比例与光谱型的关系。基于观测次数大于6次的886颗早型星样本,研究结果表明早型星内禀双星比例随温度降低而降低,随着金属丰度的降低而降低:大质量O/B型星的双星比例可以达到76%,而质量相对较小的B/A型星的双星比例约为48%,这个结论相比起两次观测样本量占主导时得出的结论要略高;金属丰度类太阳([M/H]>-0.1)的早型星双星比例为72%,而金属丰度较贫([M/H]<-0.5)的早型星双星比例为44%。同时我们检验了样本数量和观测次数对结果的影响,发现统计性质的不确定性随着样本数量和观测次数的增加而减少。结合我们在LAMOST中分辨率光谱巡天中搜寻到的高度一致的早型星样本和它们的大气参数信息,基于动力学分析,我们从最后详细筛选的4618个样本中,发现了294颗OB速逃星,并对其性质进行了研究。 元素(如镁)可以用于示踪核塌缩型超新星的核合成过程,而r-过程元素(如铕)则通常用于追踪双中子星并合事件并限制恒星形成过程中的气体混合过程。在以往的研究中,通常使用一维(1D)局部热动平衡(LTE)模型来测量铕和镁的丰度。我们采用了一维非局部热动平衡(NLTE)和平均三维(<3d>)模型来测量银盘和银晕中贫金属星的镁和铕的丰度,以获得更真实和准确的结果。由1D NLTE大气模型计算出的Eu的结果比LTE略低0.1 dex,1D NLTE大气模型计算出的Mg的结果和LTE的基本一致。
2024-03-26T06:24:35Z
双致密星的并合及其寄主星系
龚小波
http://www.irgrid.ac.cn:8080/handle/1471x/7276635
2024-03-26T17:34:09Z
2024-03-26T06:24:34Z
题名: 双致密星的并合及其寄主星系
作者: 龚小波
摘要: 对引力波的直接观测为天文观测开创了一个新纪元。自从第一例双黑洞并合事件被 Advanced LIGO在2015年探测到,越来越多的双黑洞并合和双中子星并合事件被证实。随着下一代地面引力波探测器或空间引力波探测器(特别是LISA)将要投入使用,与双致密天体并合有关的引力波事件以及它们的寄主星系将会被发现。双黑洞并合随红移变化的并合率的演化将会重构到更高的红移处。这些引力波观测将极大地帮助我们理解大质量恒星的演化以及星系的形成与演化。本文综述了有关引力波的相关领域的研究背景与研究现状,通过Newman-Penrose公式对一般坐标形式下的引力波传播方程进行了研究,得到了稳态轴对称时空背景下的引力波传播方程的Newman-Penrose形式。然后本文详细介绍了本人在双黑洞并合与双中子星并合及其寄主星系研究领域的工作。我们使用快速恒星演化程序BSE生成了大量的双黑洞并合与双中子星并合样本,利用这些样本计算了它们的并合率。在不同的恒星剩余质量机制和超新星kick速度等情况下,样本的性质是不同的。于是在接下来的工作中,通过快速恒星演化程序BSE与一些拟合公式(如星族中最大黑洞质量与星族金属丰度的关系),我们构建了一套唯象模型来描述宇宙中与双致密天体并合有关的引力波事件。再使用贝叶斯方法,拟合Advanced LIGO和 Virgo,我们得到了这一唯象模型中自由参数的最佳值(如最大黑洞质量为 93个太阳质量)。通过以上的拟合结果和经验星系形成与演化模型EMERGE给出的星系样本,我们得到了双黑洞并合与双中子星并合概率在红移小于0.1星系上随其星系恒星质量、星系比恒星形成率和星系年龄变化的分布。我们发现这一归一化的并合数目的概率分布在星系比恒星形成率上的分布与前人的工作是不一样的。我们的在星系比恒星形成率上的分布有两个峰,而前人的工作只在log10(sSFR/yr-1) = -10附近有一个峰。我们的分布的另一个峰在log10(sSFR/yr-1) = -12附近,这是与 GW170817的寄主星系NGC4993的观测结果 (log10_(sSFR/yr-1) = -12.65)相一致的。这一与前人工作的差异是来自于EMERGE中的今天的淬灭星系曾在高红移处拥有很高的恒星形成率的占比。更进一步,我们发现双中子星并合更容易发生在年龄在11Gyr附近的星系内,这一年龄大于前人的结果(即6-8Gyr),更接近NGC 4993的年龄13.2Gyr。由于双中子星并合引力波事件的寄主星系的观测数据特别稀少,我们粗略地与短伽马暴的寄主星系进行了比较。模型可以与观测符合得比较好,其在随时间的演化上大体覆盖观测到的数据点,但不能精确地匹配上短伽马暴的红移。这不是只对恒星演化模型进行改进就能解决的,其需要星系演化模型更加精确地对星系的降序演化进行描述。
2024-03-26T06:24:34Z
基于快速调谐滤光器的太阳大气谱线成像观测方法研究
王希群
http://www.irgrid.ac.cn:8080/handle/1471x/7276666
2024-03-26T17:34:09Z
2024-03-26T06:24:34Z
题名: 基于快速调谐滤光器的太阳大气谱线成像观测方法研究
作者: 王希群
摘要: 太阳磁场及其变化是太阳爆发并导致灾害性空间天气的主要因素,高分辨率二维磁场是当今太阳物理研究不可缺少的数据。当前太阳磁场测量通常采用对磁敏谱线进行偏振测量方式实现,利用窄带滤光器及偏振分析器可获得太阳大气多波长偏振数据,且便于进行高分辨重建。复杂的大气湍流是地基大口径太阳望远镜进行高分辨观测时无法回避的问题,使用快速调谐滤光器对太阳大气谱线进行成像观测可以一程度上减小大气湍流的影响。液晶相位可变延迟器是一种电控双折射器件,使用该器件对双折射滤光器波长进行快速调节是一种有效方式。国内外均对基于液晶相位延迟器的窄带滤光器进行了研究。太阳光球磁敏谱线带宽极窄,因此需要滤光带宽在0.1Å左右。极窄的滤光带宽对多级液晶滤光器的设计、加工、装配、控制及定标提出了更严苛的要求。本文针对基于快速调谐滤光器的太阳大气谱线成像观测方法开展了研究工作,使用液晶相位可变延迟器实现了滤光器的快速调谐,并在 NVST 上进行实测应用。工作内容包括基于快速调谐滤光器的太阳磁场测量方法研究;多级液晶Lyot滤光器研制、定标及试观测;液晶相位可变延迟器的高精度定标等三个方面。这几个方面的研究为在大口径地基太阳望远镜上进行谱线成像观测提供了部分软硬件条件。本文的主要研究结果和创新如下:1、研制了FWHM为0.1Å的液晶Lyot滤光器。在Lyot型双折射滤光器的基础上,使用LCVR对各Lyot单元的透过带进行精确控制。文中对基于LCVR的Lyot滤光器进行仿真分析,并提出了多级液晶Lyot滤光器的波长定标方法,可实现多级滤光器的快速定标。完成了单级、两级及六级滤光器实验,实现了液晶滤光器的同步控制。并在光谱仪上对六级液晶滤光器中心波长进行对齐。针对光谱仪对滤光器透过带的展宽作用,通过仿真分析,结合不同狭缝宽度下的实测结果,证明该滤光器实际FWHM符合设计需求,为0.1024Å。控制滤光器透过带到不同波长位置,确定其最大定位误差为0.006Å。2、实现了多级液晶滤光器的同步控制,研制了多级液晶Lyot滤光器控制系统。分别在高分辨光谱仪及NVST的太阳光球窄带观测实验系统上实现了液晶Lyot滤光器高效精确控制。滤光器定标阶段与光谱仪探测器配合工作,实现高效波长调谐及光谱数据处理。滤光器试观测阶段通过时序控制,可稳定获得高质量太阳光强单色像。实现了多级液晶Lyot滤光器控制程序的封装,便于不同场景的使用。3、搭建了太阳光球窄带观测实验系统并进行太阳大气谱线成像观测。在NVST仪器平台搭建了用于验证同步重建、快速调谐Lyot滤光器、频率漂移校正等关键技术的实验系统,并进行多项实验。测试了液晶Lyot滤光器在不同光路下的光学性能,对相位差法进行波前探测进行了实验探索,实现了观测系统全视场频率漂移高精度测量,基于实验系统获得高质量太阳光球单色图像,并测量了视向速度场。测得的宁静区视向速度与同时刻HMI数据一致。4、研制了基于双旋转波片的Mueller矩阵椭偏仪并对LCVR进行精确测量。该系统可对LCVR驱动电压-相位延迟量进行高速、高精度定标。文中对测量系统的测量方案进行分析,并选用双旋转波片方式进行偏振调制。使用系统自定标方式对系统固有系统误差进行测量,并在样品测量过程中校准了这些误差影响。对用于波长调谐的LCVR进行实测,获得其相位延迟量的时间稳定性、空间均匀性及电控分辨率。实测结果表明,LCVR在24小时内延迟量变化小于0.2°;40*40通光孔径内延迟量均匀性PV值小于8.4°;电控分辨率为1mV,在2.5V及3.5V附近延迟量调节分辨率分别为0.177°和0.077°。此外,实测LCVR光学响应时间不大于40ms。5、提出了全视场系统频率漂移的在线测量方法。利用太阳大气谱线轮廓扫描,实现了观测视场范围内频率漂移的精细测量。不改变观测系统光路,利用观测谱线对全视场频率漂移进行测量,通过望远镜平场模式平滑观测目标的空间结构,使用高斯函数拟合方式测量每个视场处的频率漂移。基于该方法,在NVST仪器平台搭建实验光路并进行频率漂移实测,结果表明全视场的频率漂移测量误差小于0.13pm。系统频率漂移的静态误差接近二次曲面,与理论模型一致;在102”视场范围内,系统频率漂移静态误差幅度为1.6pm;多次测量频率漂移均值随地球自转变化,且与望远镜指向范围相关,需尽可能保证观测区域处于日面中心,减小太阳自转引入的误差。利用该方法对太阳光球观测系统频率漂移进行在线高精度测量,可用于校正太阳大气速度场及磁场测量过程中的光谱数据,提高其测量精度。
2024-03-26T06:24:34Z