脉冲星平均脉冲消色散的一种数学方法

从色散原理出发,将消色散问题反演转化为解积分方程的问题,并在消色散接收机原理的启发下,将积分方程离散化为方程组,并采用分段反演的方法对其求解。求解过程以及对该方法所作的检验表明,在理想化条件下,反演结果与预先给定的理论曲线吻合得很好。     

脉冲星信号相干消色散与非相干消色散的比较研究

脉冲星信号在星际空间传播的过程中,由于星际介质的存在造成观测到的脉冲星信号发生色散,因此需要对接收的脉冲星信号进行消色散,以获得原始的脉冲星信号。目前,消色散方法主要分为两种:相干消色散和非相干消色散。相对来说相干消色散效果彻底,算法较简单,而且能保留原始数据的时间分辨率,不过计算量较大,但是现在快速进步的计算机技术已经使计算量的问题得到很好的解决。为了精确了解两种消色散方法的区别,利用相关系数的方法定量地比较了相干消色散、非相干消色散两种方法的效果:在一定的频率值之下,前者得到消色散效果优于后者。同时确定两种消色散方法在效果相同时的观测频率。     

一种基于短时傅立叶变换的脉冲星消色散算法

叙述了一种基于短时傅立叶变换的脉冲星消色散算法。首先介绍了脉冲星的色散形成原因以及几种当今流行的消色散算法。接着介绍了短时傅立叶变换,并在此基础上提出了一种基于短时傅立叶变换的消色散算法。然后详细讲述了这种消色散算法的具体实现步骤,并且比较了在选取不同长度的时间窗函数的情况下,消色散的处理过程和残余色散量。最后,通过将这种算法的计算量以及结果和其他几种算法做横向比较,得出了结论:这种消色散算法的计算量小,实现简单,可以有效的进行消色散处理。     

基于GPU的非相干消色散算法

针对脉冲星信号实时消色散处理的需求,实现了基于图形处理器(Graphics Processing Unit, GPU)的非相干消色散算法。采用高性能并行计算方法对非相干消色散算法的多线程处理进行了深入研究,提出了算法的并行化加速方案,解决了消色散算法计算量大、无法实时处理的问题。分析算法的密集型计算部分,高效利用图形处理器的层次存储结构,提高了图形处理器的资源利用率,减少了计算时间,显著提升了非相干消色散算法的计算性能。     

GPS/LEO掩星技术中Abel积分变换的奇点问题

在GPS／LEO无线电掩星反演地球大气技术中，Abel积分是反演地球大气折射指数的最常用的方法，Abel积分存在积分奇点的问题，根据这一问题讨论了解决奇异积分的几种不同的积分方法，并提出了一种直接求Abel积分变换的解析解．通过数值积分模拟计算，对比了各种不同积分方法引入了的计算误差。     

二维射线跟踪技术中的掩星面坐标系

在大气球对称假设下,可以从弯曲角观测资料通过Abel积分变换反演得到折射率廓线。在低层大气中,折射率水平不均匀性可能导致Abel反演在近地面的误差达到10%。避免该误差的一种有效方法是不通过Abel反演而采用非对称模式下二维射线跟踪算子直接将弯曲角同化到数值天气预报模式中。文章介绍了非对称模式下二维射线跟踪技术的背景、原理和数学模型,讨论了掩星面坐标系与地心惯性坐标系之间的转换关系。     

乌鲁木齐天文站建立脉冲星相干消色散观测系统

脉冲星发射的辐射信号经过星际介质到达观测天线的过程中,存在色散效应。该效应导致有一定带宽脉冲信号的不同频率成份到达天线时间有延迟,影响对脉冲星的观测。消色散技术是脉冲星观测的关键技术,它对脉冲星观测系统的灵敏度和观测精度至关重要。脉冲星相干消色散过程是:通过对观测信号进行Nyquist采样,对采样数据做傅立叶变换,变换后的频域信号与星际介质Chirp函数乘积,然后再做逆傅立叶变换回时域,得到消色散后的时域信号。乌鲁木齐天文站依托现有的南山25m射电望远镜和VLBI记录终端MK5A系统,自行开发的相干消色散处理软件(Linux操作系统下C语言调用MPI库)和4节点机群系统,建立了脉冲星相干消色散观测系统。     

基于小波变换的脉冲星弱信号的去噪方法研究

利用小波变换去除噪声的基本原理和方法及消色散方法对毫秒脉冲星极弱信号进行了提取,并对噪声进行了最佳阈值选取实验研究,实现了脉冲星弱信号消色散积累后的检测和抑噪.并研究了软硬阈值估计子等不同阈值消噪技术,进而对PSR 0437-4715信号采用不同方法去噪后的结果进行了分析比较,认为在最大分解层数J=5时对脉冲星信号处理有普适意义.研究结果认为基于小波变换的消噪方法是一种提高信噪比、展示噪声和突变信号的优越方法.     

关于数值求解天体运动方程的几个问题

本文讨论三个问题：1.在采用各种非辛（Symplectic）的数值积分器积分天体运动方程时，截断误差将引起人为的能量耗散，这一问题是不能用简单地在相应的力模型中加进一个人为的阻力因子而得以解决的，被歪曲的能量（或数值轨道）必须在积分过程的每一步用能量关系来进行校正，此即能量控制方法．2.当摄动加速度涉及到坐标轴的旋转时，如何在各种积分器中采用能量控制方法．3.对于大偏心率轨道，用数值方法求解相应运动方程时，积分步长必须随运动天体与中心天体之间的距离变化而改变，显然，这对所有积分器都是不方便的，特别是多步积分器．本义给出了一种步长均匀化的处理，可以使上述大偏心率轨道积分问题按定步长计算．     

山区地形对100KHZ地波相位影响的实验研究

扼要介绍解决不规则地形条件下ＬＦ地波传播问题的积分方程法及其存在问题的诸方面．根据导出方程的基本假设，定性地分析了积分方程应用于地形复杂的山区时会迁到的困难；然后将在秦岭山区实测的地波传播时廷与由积分方程法算得的相应时廷值进行比较，结果表明：在地形沿传播方向（纵向）和垂直于传播方向（横向）的起伏均很急剧的情况下，实测值和计算值偏离很大，相对偏差多数＞５０％，从实验和计算比较说明积分方程法只能用于地波路径的横向地形基本均匀，而纵向地形起伏坡度不超过２０°的不规则地面．文章最后根据实测数据，提出了将山区对地波二次相位因子的影响可以分为路径的山区地形平均影响和接收点附近地形局部影响之和的新概念，并给出了计算局部地形影响的简单方法．用此法得到５个观测点的时延计算值与实测值之差多数＜０．２μｓ．     

日震反演方法进展

在科学研究中，反演方法正受到越来越多的重视，其发展速度如此之快，以至于几乎所有的现代计算方法都被用于这一领域。本文回顾了日震学中反演方法的发展，并对其中的各种方法进行了比较。通过这些讨论，我们得到这样的结核：日震反演方法对于求解太阳内部和太阳外层问题都是一个强有力的工具。     

CCD消干涉及平场系统

本文给出了云南天文台CCD——Coude光谱仪系统的消干涉条纹及平场光源系统——光源,光路原理,机械装置。文中简要地介绍了CCD探测器用于大色散光谱观测中干涉条纹产生的原因,为什么需要平场,消除干涉条纹和平场的原理。     

天体轨道长期数值积分的误差估计方法

数值积分方法是进行天体力学研究的重要工具, 尤其对于行星历表的研究工作而言. 由于在使用数值方法计算天体轨道时, 最终误差通常是难以预知的, 所以在面对精度要求较高或者积分时间较长的工作时具体积分方案的设计---尤其是当使用定步长方法时的步长选择---需要十分谨慎, 因为这将意味着是否能在时间成本可以被接受的范围内使解的精度达到要求. 因此, 在使用数值方法解决实际问题时如何快速寻找效率与精度之间的最佳平衡点是每一个数值积分方法的设计者与使用者都会面临的难题. 为解决这一问题, 在定步长条件下对数值积分方法的舍入误差概率分布函数以及截断误差积累量对步长的依赖关系和随时间的增长关系进行了深入研究. 基于所得结论, 提出了一种仅需较少的数值实验资料即可对选择任意时间步长积分至任意积分时刻时的舍入误差概率分布函数与截断误差积累量进行准确估计的方法, 并使用Adams-Cowell方法对该误差估计方法在圆周期轨道条件下进行了验证. 该误差估计方法在未来有望用于不同数值算法的性能对比研究, 同时也可以对数值积分方法求解实际轨道问题时的决策工作带来重要帮助.     

乌鲁木齐天文站脉冲星观测研究新进展

乌鲁木齐天文站自 1 999年研制完成 1 .5GHz频段室温双偏振消色散接收系统。 2 0 0 2年又完成 1 .5GHz频段致冷式双偏振消色散接收系统。我们成功地完成了第一个国际合作协议的任务。为在我国建立高灵敏度的观测脉冲星设备和取得优秀的脉冲星观测结果作出了贡献。为了进一步发展乌站脉冲星观测 ,第二个合作协议包括利用致冷式系统进行脉冲星大样本的监测和建立低频段的基带技术的消色散系统。     

一米望远镜低色散光谱仪试验

本文介绍了云南天文台一米望远镜附属的一台低色散光谱仪实验装置,介绍了该装置的设计原理、系统结构参数及试观测情况,并讨论了存在的问题和解决问题的设想。我们已用该装置观测到19m左右的具有大红移的类星体光谱。该类低色散光谱仪,将为我国星系研究工作者提供实测条件。     

基于Mark5B＋GPU脉冲星观测系统

云南天文台40m射电望远镜进行的脉冲星观测数据量巨大,必须实现数据的实时处理,否则将会产生海量的数据积压.为实现这一目标,采用图形处理器架构,对Mark5B数据进行解码、消色散、折叠等处理.实验结果表明,对以1s8MB的实时采样,可以在0.51s内处理完成,从而实现了实时处理的要求.首先介绍这一观测系统各部分的图形处理器实现,然后相对于传统中央处理器构架,对各部分的运算速度进行了详细的对比.针对时间开销最大的消色散部分,分析了单次傅里叶变换的数据量大小对执行效率的影响.从系统最终的输出轮廓和柱状图上可以看到实时处理的结果符合要求.最后对存在的问题和未来的工作进行了讨论.     

星系盘厚度效应的研究

在三维引力Poisson方程严格解基础上，探讨了有限厚星系盘基盘的动力学性质，并进一步讨论了盘的厚度效应对银河系所需晕质量的影响。研究了扰动盘的动力学性质，通过将扰动引力势Poisson方程的严格解与林家翘、徐遐生提出的自维持密度波理论相结合，建立了三维旋涡星系有限厚盘上密度波的色散关系。在此色散关系的基础上讨论了盘的局域稳定性，研究了旋涡星系旋臂的形态、三维盘状星系密度波的群速度。研究表明厚度是星系盘研究中不容忽略的重要参量。另外在有限厚盘星系密度波色散关系的基础上还探讨了一种确定星系厚度的新方法。     

多方关系下闭合水平环状日珥的静力学平衡

本文研究了以多方关系代替能量方程,完整地求解闭合水平环状日珥在磁力、重力及等离子体压力作用下的平衡问题。用多方关系建立确定磁面ψ的偏微分方程,并在一定的边界条件下求解,根据多方关系进一步求得所有热力学量参量的分布。关系指数γ的选择可代表不同的模型。结果表明:重力场强度、多方关系指数γ等等将极为显著地影响环状日珥的静力学平衡态及热力学参量分布的特征。     

窄吸积环动力学不稳定性的数值解

本文在细环近似和共转半么位移不为零的条件下，考虑吸积环中非轴对称动力学不稳定性的线性扰动过程，采用数值计算方法求得不稳定性的线性增长率和共转半径位移随波数的变化关系，发现线性增长率受共转半径不为零的影响较小，而共转半径位移项随波数的色散关系与线性Ｋｄｖ方程的色散关系相同，说明窄吸收环在动力学不稳定性数值模拟中出现的“行星状解”很可能是类似于Ｋｄｖ方程中的孤子解。     

关于从冻结磁场求速度场的一个注记

一些场合下,特别是无力场,有时可先得到磁场的解. B=B(r,t)然后再用感应方程求解横向速度,即速度垂直磁场的分量.如结磁场是冻结的,许多文献也采用另一途径:由(1)式直接积分微分方程