基于Skyline的扬州市三维可视化系统的设计与应用

随着城市化进程的进一步加快,政府对城市统筹规划技术的要求日益增高。现代城市的规划设计更加需要科学的系统进行辅助决策。本文以扬州市三维可视化系统的成功建设,介绍了三维数字城市系统建设中的Skyline结合3Dmax快速建模技术,论述了Skyline三维平台建设虚拟城市的方法和策略,并利用其提供的应用程序接口进行了二次功能开发,一定程度上为数字城市规划建设提供技术支持与参考。     

三维激光扫描在建设工程竣工规划核实中的应用研究

本文介绍了建设工程竣工规划核实的主要方式,阐述了测量在竣工规划核实中的重要性,及目前核实方式中存在的问题.然后,针对三维激光扫描的技术原理,分析了三维激光扫描技术在竣工规划核实中应用的可行性,并通过对控制点布设、点云配准、建筑物特征点提取等技术方法的研究,实现了三维激光扫描在竣工规划核实中的应用,具有一定理论意义和实用价值.     

页岩岩相分类表征及对建产区产能的影响

单井产气能力差异大,导致持续稳产困难是页岩气建产区面临的关键难题.围绕页岩气建产区特点,建立了考虑建产区产气能力影响的优质海相页岩岩相分类表征技术流程.首先,分析了建产区优质页岩产气能力差异主控因素,制定了建产区优质页岩岩相分类方案;然后,建立了TOC含量,孔隙度,泥质、硅质、钙质矿物含量等关键参数测井计算模型,结合页...     

C1相干算法及其在三维地震资料处理解释中的应用

C1相干算法是计算每道的横测线和相邻纵测线的互相关，依据相干值来判断地层和岩性的横向不均匀性。根据互相关原理，提出了相干体算法中二维和三维C1算法的内容及其具体实现。通过对实际三维地震资料的处理，结合已知地质资料，证明C1相干技术在三维地震资料的断层解释方面有着明显的效果。     

三维技术在新疆若羌坡一镍矿找矿预测中的运用

新疆若羌北山地区坡—镍矿为近期发现、评价的超大型岩浆硫化物型铜镍矿床,目前已查明的镍金属资源量达130万t.由于坡北地区岩浆活动频繁,岩相组成复杂,认为坡一成矿岩体为早二叠形成的复式岩体.通过对坡一镍矿岩相学、岩石学的对比研究,总结出各岩相的时空关系,甄别出主要成矿岩体,并结合各岩相所反映出的地球物理特征,建立了三维地质模型及物理模型.通过对比研究,指明坡一镍矿下一步找矿方向,通过三维预测对找矿远景进行了探讨.     

青藏高原东北缘地壳三维速度结构

本文用1980—2000年M≥1.5的2 032个天然地震事件的38 052个〖AKP-〗、〖AKS-〗、Pm、Sm、Pn和Sn震相到时及人工地震测深给出的Moho面形态资料,利用地震层析技术反演了32°~40°N, 100°~108°E区域内地壳地震波速度结构.从层析成像图象中可以得到,本区的地壳可分成4个层位.第1层（埋深约在0~3 km）为沉积层, 速度梯度约为0.2 s-1;第2层（埋深约在3~17 km）为上地壳, 其顶部速度梯度约为0.1 s-1, 下部速度横向变化较大且存在低速块体;第3层（埋深约在17~36 km）为中地壳, 速度梯度约为0.03 s-1;第4层（埋深约在36 km—Moho）为下地壳, 是一个契形层,总的趋势是西厚东薄,青藏高原较厚逐渐向鄂尔多斯地块和扬子准地台方向变薄,各处的地震波速度梯度不尽相同.     

水下溢油数值模拟研究

基于Lagrange积分法和Lagrange粒子追踪法建立了一个水下溢油数值模型。该溢油模型由两个子模型组成:羽流动力模型和对流扩散模型,其中羽流动力模型用以模拟溢油的喷发阶段和浮力羽流阶段;对流扩散模型用以模拟溢油的对流扩散阶段。通过数值实验,结合实验室水槽实验和水下溢油现场实验的观测资料进行模型验证。实验结果表明,模拟结果与观测资料一致性较好,从而验证了本文溢油模型的合理性和准确性;羽流动力模型为对流扩散模型提供源,海流、海水的垂向密度结构和油滴的直径分布是影响溢油在对流扩散阶段运动和分布的主要因素。     

地面三维激光扫描仪测量误差检定

在利用三维激光扫描仪进行测量工作前,我们首先应了解其实际测量精度是否符合标称精度,而可靠的评价方式对得到精确的数据结果至关重要。本文利用北京卓立汉光TSA50-C型电动位移台作为评价标准,通过其精确的位移功能,准确地评价了RIGEL VZ-400三维激光扫描仪在测量单点位移时的误差,从而得到了其最佳工作距离。     

Blazar天体3C 66A光学波段准周期光变分析

研究了Blazar天体3C 66A光学波段的准周期光变行为.收集了3C 66A光学V波段将近18 yr (2003—2021年)的测光数据,观测数据主要来源是:上海天文台(ShAO)、 AAVSO (The American Association of Variable Star Observers)数据库、Steward天文台.使用了Jurkevich和Lomb-Scargle两种方法分析了光变数据.Jurkevich方法得到了(850±90) d (～2.3 yr)和(1150±140) d (～3.2 yr)的光变周期,而Lomb-Scargle方法在充分考虑了“红噪声”效应之后同样得到了(869±70) d和(1111±90) d的光变周期,它们的置信水平分别为>99%和> 95%.通过与之前的研究结果比较,发现～2.3 yr的光变周期在3C 66A的历史光变数据中是一个稳定的周期,而～3.2 yr的周期则是不稳定的.     

New magnetic field measurements of β Cephei stars and slowly pulsating B stars

We present the results of the continuation of our magnetic survey with FORS 1 at the VLT of a sample of B‐type stars consisting of confirmed or candidate β Cephei stars and Slowly Pulsating B (hereafter SPB) stars, along with a small number of normal B‐type stars. A weak mean longitudinal magnetic field of the order of a few hundred Gauss was detected in three β Cephei stars and two stars suspected to be β Cephei stars, in five SPB stars and eight stars suspected to be SPB stars. Additionally, a longitudinal magnetic field at a level larger than 3σ has been diagnosed in two normal B‐type stars, the nitrogen‐rich early B‐type star HD 52089 and in the B5 IV star HD 153716. Roughly one third of β Cephei stars have detected magnetic fields: Out of 13 β Cephei stars studied to date with FORS 1, four stars possess weak magnetic fields, and out of the sample of six suspected β Cephei stars two show a weak magnetic field. The fraction of magnetic SPBs and candidate SPBs is found to be higher: Roughly half of the 34 SPB stars have been found to be magnetic and among the 16 candidate SPBs eight stars possess magnetic fields. In an attempt to understand why only a fraction of pulsating stars exhibit magnetic fields, we studied the position of magnetic and non‐magnetic pulsating stars in the H‐R diagram. We find that their domains in the H‐R diagram largely overlap, and no clear picture emerges as to the possible evolution of the magnetic field across the main sequence. It is possible that stronger fields tend to be found in stars with lower pulsating frequencies and smaller pulsating amplitudes. A somewhat similar trend is found if we consider a correlation between the field strength and the v sin i ‐values, i.e. stronger magnetic fields tend to be found in more slowly rotating stars (© 2009 WILEY‐VCH Verlag GmbH & Co. KGaA, Weinheim)