北斗卫星导航系统双差动力法精密定轨及其精度分析

针对GEO卫星切向轨道分量与双差模糊度强相关的问题,对经典双差动力法进行了改进,提出联合使用载波相位和相位平滑伪距实现北斗系统精密定轨,并从理论上分析了以上处理策略的可行性及对模糊度固定的影响,然后结合北斗系统精密定轨特点,推导给出了利用QIF方法实现北斗卫星双差模糊度固定的基本原理,实测数据分析表明:联合载波相位和相位平滑伪距,既可降低相关性,又可兼顾精度,定轨效果优于经典双差动力法;利用QIF方法能够取得一定的模糊度固定效果,但受观测条件限制,北斗卫星双差模糊度固定成功率整体不高,双差模糊度固定之后对轨道的改进作用有限。     

经验加速度补偿对HY-2A卫星精密定轨的影响

针对HY-2A卫星定轨中存在系统误差的问题,该文提出了加入经验加速度补偿系统误差。为了获得HY-2A卫星的高精度轨道,采用星载DORIS距离变率数据探索了经验加速度对定轨精度的影响。探讨了1d、3d和7d作为经验加速度周期的定轨精度差异,分析了3d作为经验加速度周期时在径向、法向和切向3个方向设置经验加速度对定轨精度的不同影响。研究结果表明:HY-2A卫星在径向和切向不存在系统误差,而在法向存在系统误差,因而在法向设置经验加速度进行力学模型补偿能够取得较好的定轨结果;3d作为经验加速度的补偿周期较为合适,不仅能够减少解算参数个数,缩短计算时间,而且径向定轨精度可达到1.00cm,满足HY-2A卫星精密定轨需求。     

涉及埃达克岩实验的若干基本概念与问题辨析

根据热力学原理,部分熔融是相变的一种表现形式。当岩石沿p-T轨迹穿过固相线时即可发生熔融。自然界岩石常见的不一致熔融行为可以导致残留相具有不同于源岩的整体成分与矿物组合。残留相与源岩可以属于不同的变质相,岩性也可以不同。"C型埃达克岩"含有含水矿物,它们不是干体系熔融的产物。实验岩石学研究表明,基性成分(SiO_250%)体系较中性、酸性体系在1.0~2.0 GPa压力条件下失水熔融时更易于形成"榴辉岩质"的残留相。源岩除SiO_2以外的其它主要氧化物会影响残留相中各矿物的比例,进而影响熔体的Sr、Y及HREE含量。因此,"C型埃达克岩"高Sr低HREE特征的形成取决于熔融温压条件以及源岩的主量元素、微量元素组成等多重因素。高钾含量(K_2O≈1.0%)的基性、中基性源岩形成的熔体成分与"C型埃达克岩"相比过于富Al或富Na。中等富钾的基性源岩的低程度熔融可以形成高硅的"C型埃达克岩",但无法形成中性的"C型埃达克岩"。     

冰层取心回转钻进模拟实验台的设计与测试

极地钻探实践表明,冰盖底部冰岩交界附近地质情况异常复杂,不但可能存在暖冰、基底融水,甚至还存在厚度不等的冰岩夹层,取心钻探异常困难,而优选钻头类型、确定合理的钻进参数是保证其安全、快速钻进的重要因素。本文设计了一套能够模拟冰层回转钻进的实验台,其技术参数为：钻压、转速分别可在0～10 kN、0～300 r/min范围内调节,最大扭矩约100 N·m。该实验台能够测量钻头切削具温度、钻孔深度及钻进速度等参数,为深入研究钻头类型及结构参数、钻进参数对扭矩、钻速和切削温度的影响规律提供了手段。采用PDC复合片钻头进行了冰钻实验,结果表明,实验台能够准确调节钻压和转速,可满足实验要求。     

矿业权边界在资源储量估算垂直纵投影图上的确定

利用垂直纵投影图进行资源储量估算时,当矿体走向与矿业权边界斜交时,矿业权边界在资源储量垂直纵投影图上投影的准确位置较难确定。该文介绍了利用不同中段平面图和利用计算公式确定矿业权边界在资源储量垂直纵投影图上的投影位置,对解决此类问题具有一定的参考价值。     

Prediction of Seaward Slope Recession in Berm Breakwaters Using M5' Machine Learning Approach

In the design process of berm breakwaters, their front slope recession has an inevitable rule in large number of model tests, and this parameter being studied. This research draws its data from Moghim’s and Shekari’s experiment results. These experiments consist of two different 2D model tests in two wave flumes, in which the berm recession to different sea state and structural parameters have been studied. Irregular waves with a JONSWAP spectrum were used in both test series. A total of 412 test results were used to cover the impact of sea state conditions such as wave height, wave period, storm duration and water depth at the toe of the structure, and structural parameters such as berm elevation from still water level, berm width and stone diameter on berm recession parameters. In this paper, a new set of equations for berm recession is derived using the M5'' model tree as a machine learning approach. A comparison is made between the estimations by the new formula and the formulae recently given by other researchers to show the preference of new M5'' approach.     

岸滩侧蚀崩塌速率的试验量测方法

岸滩侧蚀崩塌现象普遍存在于冲积河流演变过程中,是河道治理需重点关注的问题之一,岸滩侧蚀崩塌速率的准确量测则是崩岸机理及其治理措施研究的关键基础。基于图像处理技术,建立了河岸侧蚀崩塌速率试验量测系统,通过图像追踪河岸模型上边缘示踪网格位置变迁,提出了一种河岸侧蚀崩塌速率测量方法。以试验水槽为例,对河岸侧蚀崩塌速率进行了量测,并与经验公式计算值进行了比对,两者基本吻合,可较好地反映流速、土体级配等岸滩侧蚀崩塌速率的影响因素及其变化规律。研究成果可为江河崩岸机理的深入研究提供技术支撑。     

双向压缩条件下非均匀断层标本变形过程中的声发射活动特征

在双向压缩条件下,研究了一种非均匀断层模型标本在变形过程中的声发射(AE)时空特征.结果表明,随侧向应力sigma;2的增大,断层破裂强度提高,自加载至破坏的时间延长,破坏形式由突发失稳逐渐转变为渐进式破坏.预制断层及其非均匀性对标本变形过程中AE空间分布图象起明显的控制作用.预制断层,特别是预制断层上的强度不均匀部位及高强度段落,控制着微破裂空间分布的总体格局.破裂局部化均起始于断层上强度不均匀部位,随侧向应力sigma;2的增大,微破裂密集区域从预制断层强度不均匀部位逐渐扩展到整个高强度区段.侧向应力sigma;2的大小对AE时序特征具有显著影响.较低sigma;2条件下,断层表现为突发失稳,失稳发生在微破裂活动ldquo;增强-平静rdquo;的背景之上;而较高sigma;2条件下,断层表现为渐进式破坏,破坏前后AE频次持续增加,AER呈指数增长.sigma;2对b值变化也具有一定影响.当断层破坏表现为突发失稳时,b值在弹性阶段后期至弱化阶段显示出ldquo;前兆rdquo;性降低;而当断层表现为渐进式破坏时,b值变化平稳.      

磁化率和密度对中国大陆科学钻探主孔100～2000 m岩石类型的判别

为查明磁化率和密度对于中国大陆科学钻探工程(CCSD)主孔100~2000m岩性的响应和判别特征,利用SPSS10.0统计分析软件进行了判别分析.研究结果显示,岩石的密度和体积磁化率主要受岩性的控制.采用迫入法建立全模型,对CCSD主孔100~2000m井段岩心的岩性判别率达84.8%.其中,蛇纹石化橄榄岩、正片麻岩、副片麻岩、榴辉岩、角闪岩和退变质榴辉岩的判别率分别为100%、87.1%、89.7%、89.6%、96.7%和63.7%.该研究表明,密度和磁化率可以为超高压变质岩石的岩性鉴别和区分提供定量约束,有利于地球物理探测成果和测井资料的准确解析.同时,本文也是SPSS统计分析软件在超高压变质岩石类型判别方面的一个应用实例,对于其他岩石类型的判别分析具有借鉴意义.     

Photo—gravitational effects in the two—body problem

The effect of the radiation-pressure in the problem of the two bodies is analysed. It is found that such an effect is the same as that of reducing the stellar mass, m, by the factor p (0 ≤ p ≤ 1). The case p < 0 leads to stellar instability and, consequently, it is not considered here. The problem of the mass determination from spectroscopic observations is reviewed and an iterative method is recommended.