DreamBlooms/HansPub-15000-to-45000 huggingface dataset:
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user: 4. 太阳内部离心力对太阳内部较差自转的影响 由(7)式可以推算太阳内部离心力对太阳较差自转的影响。首先需要给出摄动力因子 的式子。因为离心力 所以 (9) 太阳内部自转角速ω是径向 的函数[ 8 ] [ 9 ] ， 式中λ和μ为常数。实际上，太阳内部角速度变化不是径向r的连续函数，对不同层有不同角速度。本文首先研究太阳内部在距表面r或深度H处角速度ω不随径向r或深度H变化，其中r是由太阳中心量起的径向矢量，根据文[ 11 ] [ 15 ] 从太阳表面到径向r = 0.70R ⊙ 内部角速度不变。在这种情况下 ，即ω和太阳表面自转角速度 两者一样。将(8)式代入(7)式 . (10) 根据太阳内部多方模型理论，对r和M(r)做如下变换： (11) 用多方模型理论采用下列变换[ 10 ] ： (12) 式中 为待定常数，n为多方指数，ρ c 分别表示太阳–中心密度，ψ为多方模型函数。 将多方模型函数ψ和密度的关系式 以及 代入(11)式，有 用 ， 将(12)式的 代入上式，可得 对于太阳取n = 3/2 = 1.5 [ 10 ] ，则上式变为 (13) 令式中 。 (14) 式中 是由太阳表面边界值 和 决定的常数。由(14)式第一个式子可得 (15) 将(13)的M(r)和(14)式的r 3 代入(10)式 (16) ， r和 取表面值 ， ，则有 和 。再将 代入积分式(15)，则有 令 ， ， ， 因为 ， (由太阳表面向下的深度)，所以有 (17) 将(17)式代入(10)式最后项便得到离心力对太阳内部较差自转的效应项，即(8)式 (18) 式中r是由太阳中心量起的径向，H是由太阳表面向下量起的深度两者都以太阳半径 为单位， 为 的函数，可由多方模型指数n的表查到对应值的函数值[ 10 ] [ 13 ] 。(10)式可以写成 (19) Ω o 为太阳赤道自转角速度， 。
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user: 5. 数值结果 本文的理论结果适用于太阳内部角速度不变的部分或太阳内部角速度同太阳表面角速度一致的部分，即从太阳表面向下深度H或直到 的角速不变部分，但角线速度各部是不同的。文[ 11 ] [ 15 ] 认为太阳内部角速度从表面直到 ( )几乎不变，这意味着从太阳表面向下深度 部分角速度几乎不变。故本文取太阳内部这样深度作为本文的研究和计算部分。为此选取以下太阳的物理数据[ 12 ] ， ， ， ， 。 在 到太阳表面 处太阳内部自转角速度应该等于太阳表面赤道角速度，即 太阳内部粘滞系数可引用Eddington给出数值[ 13 ] 数值由(15)式确定。边界值 由多方模型边界值表给出[ 10 ] ，对于太阳n = 1.5查表可知 . 将 ， ， 各值代入(15)式可得 ， ， ， ， 由此可给出 的数值(对不同的r)，由 值查多方函数表(对于n = 1.5)对应的函数 的数值[ 10 ] [ 13 ] 。本文选取在Ψ对流区域内径向r = 0.90 R ⊙ 和r = 0.83 R ⊙ 得到对应值ξ为2.5和2.3 [ 13 ] 。从表查知对应的 值为1.644和1.0544。2.3的对应值是用2和2.5的对应值的内插得到的[ 13 ] 。文[ 13 ] 中的z相当于本文中的ξ，而u相当于Ψ。因为(7)式中的因子 ，其中 是余纬度，需转换成纬度 ， ，即由 转换成 ，同样，需要将i- 0.189P 2 (cosθ)转换成1 − 0.189P 2 (sinφ)的数值。 根据文 [ 11 ] ，从太阳表面到径向r = 0.70R ⊙ 以内自转角速度不变，而从太阳表面到径向r = 0.75R ⊙ 为对流区域。因为较差自转发生在对流层内，故必须研究从太阳表面到经向r = 0.75以内处深度的较差自转效应。因此本文取径向r = 0.83R ⊙ ，H = 0.17R ⊙ 和r = 0.90R ⊙ ，H = 0.10R ⊙ 处的较差自转效应。将以上各数据代入(18)式便得效应因子Q和1 − 0.189P 2 (sinφ)以及 的数值列入表1。
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user: 6. 对理论和数值结果的讨论 1) 从表1的计算结果表明太阳内部离心力对太阳内部径向和纬向较差自转均有影响。从表面向下愈深径向较差自转影响因子Q就愈大。另外，对于纬向的影响正好相反。在赤道处0度Q值为零(无影响)从纬度45˚开始纬度愈高影响因子Q值愈小。虽然如此，因为1 − 0.189P 2 (sinφ)的值随纬度增高而减小，但它加上Q值所得总的数值在赤道处有最大值，随纬度增高而减小。这说明即使包括离心力效应Q值，(Q值在赤道处为零)，太阳仍有赤道自转加速现象。 数值结果同理论结果相一致。例如：将纬度 ，用 代入(7)式中的因子 ，这和表1中Q = 0相一致。 2) 本文的理论推导公式用太阳多方模型(Polytropic model)基础上给出的，但太阳模型结构不仅由多方模型组成而还有太阳辐射平衡模型部分。可是本文研究内部较差自转是在深度 和 处，该处主要受对流区域所支配，对流区域下部才是辐射平衡区域。故本文用多方模型理论推导离心力对内部较差自转的影响在对流区域可以用多方模型推算而不考虑辐射层的影响 3) 在太阳对流区域适合采用太阳自转角速度不变的理论，正如文 [ 11 ] 指出：根据日震学观测反演得到太阳从表面直到对流层底太阳自转角速度基本不变。太阳在主序前是完全对流的借助对流摩擦在上下之间充分交换角动量，使太阳自转角速度不随深度变化(均匀自转)，进入主序星形成了辐射中层，只留下表面附近对流层保持着均匀自转。故本文取这一部分在角速不变的情况下研究离心力对太阳内部较差自转的影响是适宜的。 4) 本文所研究的离心力对太阳内部较差自转的影响区域与太阳内部磁场无关。文[ 14 ] 指出，太阳对流层没有磁场，自转方式取决于对流，而对流下面的辐射区域有磁场，自转方式取决于磁场。故本文研究的区域与磁场无关。 Table 1 Numerical results for the perturbation influence of centrifugal force on the radial and latitude differential rotation in the solar interio r (R ⊙ ) H (R ⊙ ) Q 0.90 0.10 2.5 1.644 0 0 1.0945 1.0945 0.90 0.10 2.5 1.644 45 0.0021 0.9527 0.9548 0.90 0.10 2.5 1.644 60 0.0013 0.8819 0.8832 0.90 0.10 2.5 1.644 75 0.0011 0.8300 0.8311 0.90 0.10 2.5 1.644 90 0.0010 0.8100 0.8120 0.83 0.17 2.3 1.5504 0 0 1.0945 1.0945 0.83 0.17 2.3 1.5504 45 0.0034 0.9527 0.9561 0.83 0.17 2.3 1.5504 60 0.0021 0.8819 0.8840 0.83 0.17 2.3 1.5504 75 0.0018 0.8300 0.8318 0.83 0.17 2.3 1.5504 90 0.0017 0.8100 0.8127 表1. 太阳内部离心力对内部径向和纬向较差自转的摄动影响的数值结果 5) 正如引言节所述，太阳较差自转产生在对流区域，特别在对流带底下部分。根据文 [ 11 ] ，太阳内部对流区域是在径向r = 0.75R ⊙ 到太阳表面部分。此外，太阳内部角速度不变(ω = const)是从太阳表面到径向r = 0.70R ⊙ 的区域 [ 11 ] [ 15 ] ，所以，本文研究太假较差自转径向部分不仅选取从太阳表面到r = 0.7 R ⊙ 处，而且还必须从太阳表面到r = 0.75R ⊙ 以内区域包括r = 0.75 R ⊙ 。因此，本文计算太阳的两个径向r = 0.90 R ⊙ (深度H = 0.10R ⊙ )和r = 0.83 R ⊙ (H = 0.17 R ⊙ )适宜上述两个条件。
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user: 摘 要 金属元素分析表明：在银河系的球状星团和椭圆星系中，普遍存在α增丰现象。极端水平分支星是一种处在氦燃烧阶段的天体，它们具有非常薄的氢包层。我们用Eggleton’s恒星演化程序，研究了α增丰对极端水平分支星的影响。我们计算了不同金属丰度、不同核心质量和不同包层质量的极端水平分支星的演化；金属丰度取0.001、0.004、0.02和0.04，核心质量取0.400、0.450、0.475、0.500和0.550 M ☉ ，包层质量取0.001、0.005、0.010、0.015和0.020 M ☉ 。通过研究发现，α增丰可以使极端水平分支星的有效温度升高，表面重力加速度和光度增大，演化寿命变短。金属丰度越大，α增丰效应越明显；包层越厚，α增丰效应越明显。 关键词 :恒星演化，元素丰度，水平分支
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user: 1. 引言 20多年以前，当人们在研究恒星、星团和星系的演化时，都采用太阳金属元素混合模式，也就是认为它们的各种金属元素之间的相对比例与太阳表面的各种金属元素之间的相对比例完全相同。可是观测表明，太阳金属元素混合模式并不是在所有情况下都适用[ 1 ] -[ 5 ] 。最近20多年来，很多学者都在研究这个课题[ 6 ] -[ 10 ] 。[α/Fe]可以很好地描述金属元素混合模式的不同，现在已经被广泛地认可。在[α/Fe]中，α代表α元素，包括氧、氖、镁、硅、硫、氩、钙和钛元素[ 11 ] ；Fe并不仅仅代表铁元素，而是代表所有的铁峰元素，包括铬、锰、铁、钴、镍、铜和锌元素[ 12 ] 。α元素主要是在II型超新星爆炸的过程中产生的，而铁峰元素主要是在Ia型超新星爆炸的过程中产生的[ 13 ] [ 14 ] 。对于标准太阳金属元素混合模式来说，[α/Fe] = 0。而当[α/Fe]> 0时，这种金属元素混合模式就称为α增丰模式。 观测表明，银河系核球和晕中的球状星团普遍存在α增丰现象[ 13 ] [ 15 ] [ 16 ] ；巨椭圆星系中也普遍存在α增丰现象[ 17 ] -[ 19 ] 。以前，人们认为总金属丰度一定的情况下，不同金属元素之间的丰度差异并不重要，因为氢和氦是气体的主要成分。但是这种假设并不一定正确，因为不同金属元素对气体总的不透明度(吸收系数)的贡献大不相同[ 20 ] 。恒星结构和演化理论表明不透明度的变化会影响恒星的物理量(例如有效温度、光度、核心温度、产能率)和演化进程[ 21 ] [ 22 ] 。不同金属元素之间的丰度差异会引起不透明度的变化，进而会影响恒星的结构和演化。所以，在研究恒星结构和演化时，很有必要考虑不同金属元素之间的丰度差异。 极端水平分支星是处在核心氦燃烧阶段的天体，具有非常薄的富氢包层；氢包层的质量一般小于0.02 M ☉ ，有效温度介于20，000到80，000 K [ 23 ] [ 24 ] 。极端水平分支星的核心质量一般介于0.40至0.55 M ☉ ，典型的核心质量是0.475M ☉ [ 25 ] 。在观测上，一般认为极端水平分支星是比天琴座RR 变星空隙更蓝的天体[ 26 ] [ 27 ] 。极端水平分支星在好几个方面都是重要的天体；例如，脉冲极端水平分支星可以用作距离测量的标准烛光[ 28 ] ，一个极端水平分支星和一个大质量白矮星组成的双星系统可能成为Ia型超新星的前身星[ 29 ] [ 30 ] ；极端水平分支星是很多星系中的远紫外光的重要来源[ 31 ] ，可以成功地用来解释很多椭圆星系中的“紫外翻转”现象[ 32 ] [ 33 ] 。极端水平分支星是一种重要的天体，观测也表明α增丰现象普遍存在；所以很有必要研究α增丰对极端水平分支星的影响，进而可以更好地研究星团和星系的演化。
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user: 2. 研究方法 2.1. 恒星演化程序中的物理输入 我们用1995版的Eggleton’s恒星演化程序来计算恒星演化，获取恒星演化数据[ 34 ] -[ 39 ] 。我们采用的对流超射系数为0.12 [ 40 ] [ 41 ] 。初始氢丰度和金属丰度的定量关系，我们采用 ，这是Pols等人通过观测银河系内大量不同金属丰度恒星的氢丰度和氦丰度，而给出的经验公式[ 39 ] 。我们用OPAL高温不透明度表[ 42 ] [ 43 ] 和Wichita大学低温不透明度表[ 44 ] 编译了与Eggleton’s恒星演化程序相匹配的不透明度表[ 45 ] [ 46 ] 。 我们采用Grevesse与Sauval (1998)标准太阳金属元素混合模式(下文缩写为GS98标准太阳模式) [ 47 ] 。Grevesse与Sauval的团队多年来一直通过观测和实验对比来研究太阳表面的各种化学元素的含量，他们的研究成果在恒星演化理论得到了广泛的认可和引用。我们采用Salaris与Weiss (1998) α增丰金属元素混合模式(下文缩写为SW98α增丰模式) [ 48 ] 。SW98 α增丰模式是根据3个银盘上的球状星团和28个银晕中的星团的的金属元素混合模式的观测数据得到的，[α/Fe]的值等于0.49。GS98标准太阳模式和SW98 α增丰模式的具体数据详见表1。 Table 1 Metal relative number fractions and mass fractions in the GS98 scaled-solar model and the SW98 α-enhanced model 金属元素 标准太阳模式 相对数丰度 标准太阳模式 相对质量丰度 α增丰模式 相对数丰度 α增丰模式 相对质量丰度 C 0.246023 0.172062 0.108345 0.076535 N 0.061798 0.050417 0.028507 0.023483 O 0.502315 0.468017 0.715919 0.673656 Ne 0.089326 0.104970 0.069963 0.083031 Na 0.001552 0.002078 0.000653 0.000883 Mg 0.028247 0.039988 0.029170 0.041697 Al 0.002296 0.003607 0.001001 0.001589 Si 0.026976 0.044126 0.021623 0.035717 P 0.000270 0.000487 0.000086 0.000157 S 0.011775 0.021991 0.010592 0.019972 Cl 0.000142 0.000292 0.000096 0.000201 Ar 0.001866 0.004342 0.001011 0.002375 K 0.000100 0.000228 0.000040 0.000093 Ca 0.001663 0.003882 0.002212 0.005215 Ti 0.000065 0.000181 0.000136 0.000384 Cr 0.000364 0.001102 0.000143 0.000437 Mn 0.000252 0.000805 0.000075 0.000242 Fe 0.023495 0.076413 0.009882 0.032459 Ni 0.001321 0.004517 0.000543 0.001874 表1. GS98标准太阳模式和SW98α增丰模式的金属元素相对数丰度和相对质量丰度 2.2. 构建零龄极端水平分支星的演化模型 极端水平分支星演化模型很难通过主序星的正常演化来得到，需要通过专门的方法来构建。我们采用张先飞等人(2009)类似的方法[ 25 ] 来构建零龄极端水平分支星演化模型，具体步骤如下。第一步，我们让一个质量为2.5 M ☉ 的中等质量恒星正常地演化到红巨星底部，这时恒星中心区的氢已经耗尽，而中心区的氦燃烧还没有启动。而且，这时恒星的核心质量比较小，大约只有0.3 M ☉ 。第二步，这个中等质量恒星从红巨星底部开始正常演化，核心质量逐渐增大。第三步，当核心质量增长到特定的值时，我们关闭氢燃烧同时快速抛星风；在这个阶段，包层质量快速减少，而核心质量不变。第四步，当恒星总质量达到特定的值时，停止快速抛星风；这样就得到了一个零龄极端水平分支星的演化模型，而且具有特定的核心质量和包层质量。第五步，我们打开氢燃烧和氦燃烧，这颗恒星就开始了极端水平分支星的演化。 用这种方法，我们构建了一系列的零龄极端水平分支星演化模型；再运行这些零龄极端水平分支星演化模型，就得到了极端水平分支星的演化数据。我们一共计算了200颗极端水平分支星的演化，零龄极端水平分支星的网格构建如下：金属丰度分别为0.001、0.004、0.02和0.04，核心质量分别为0.400、0.450、0.475、0.500和0.550 M ☉ ，包层质量分别为0.001、0.005、0.010、0.015和0.020 M ☉ ，金属元素混合模式分别为GS98标准太阳模式和SW98 α增丰模式。
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user: 4. 讨论 4.1. 其他标准太阳模式和α增丰模式 在我们的计算中，采用了GS98标准太阳模式和SW98 α增丰模式。如果采用其他标准太阳模式，金属元素的相对丰度会与GS98标准太阳模式存在产生一些差异，恒星演化数据可能会有一些差异。Vanden Berg et al. (2000)采用了其他两种不同的α增丰模式，[α/Fe]=0.3和[α/Fe]=0.6，而且[α/Fe]=0.6的α增丰模式的α增丰效应要更加明显一些，[α/Fe]越大，α增丰效应越明显[ 51 ] 。 4.2. 部分极端水平分支星的表面重力加速度异常偏大的观测现象 通过欧洲南方天文台Ia型超新星前身星的巡天观测[ 52 ] ，人们发现了一些特殊的极端水平分支星，它们的表面重力加速明显大于正常极端水平分支星的表面重力加速度[ 53 ] 。而我们的研究结果表明α增丰 图6. 极端水平分支星的有效温度–重力加速度图；金属丰度为0.04，核心质量为0.475 M ☉ ，包层质量分别为0.001、 0.005、0.015和0.020 M ☉ 。短划线、实线和空心方块的涵义与图1相同 图7. 零龄极端水平分支星的光度–包层质量图、有效温度–包层质量和重力加速度–包层质量图；金属丰度为0.004，核心质量为0.450 M ☉ 。包层质量分别为0.001、0.005、0.010、0.015和0.020 M ☉ ，实心方块代表标准太阳模式，空心星号代表α增丰模式 可以使极端水平分支星的表面重力加速度变大。所以，可以尝试用α增丰效应来解释这种极端水平分支星的表面重力加速度异常偏大的观测现象。 4.3. 球状星团的第二参数问题 关于球状星团的形态，有一个著名的第二参数问题；即两个金属丰度相似的星团(金属丰度一般被认为是球状星团形态的第一参数)，形态却大不相同[ 54 ] -[ 56 ] 。M13与M3球状星团就是第二参数问题的典型代表。一些观测表明M13与M3球状星团具有近似相等的金属丰度，[Fe/H]≈−1.49 [ 57 ] [ 58 ] 。另一些观测表明M13与M3球状星团的金属丰度很接近，只是略有差异；M13球状星团的金属丰度为[Fe/H]≈−1.51，而M3球状星团的金属丰度为[Fe/H]≈−1.47 [ 59 ] 。虽然这两个球状星团的金属丰度近似相等或者非常接近，但是它们的形态却相差巨大，其中极端水平分支的形态差异最为显著[ 54 ] [ 60 ] 。M13球状星团中的极端水平分支星的数量远远多于M3球状星团中的极端水平分支星的数量。 很多因素被用来解释M13与M3球状星团的这种差异。例如，Rey et al. (2001)认为演化年龄的差异是主要因素[ 54 ] 。然而，另一些学者却认为M13与M3演化年龄差异很小，不足以解释二者在极端水平分支的巨大差异[ 61 ] [ 62 ] 。有些学者指出双星比例是关键因素[ 63 ] [ 64 ] 。还有学者认为是氦增丰引起了这种巨大差异[ 26 ] [ 65 ] 。上述观点都言之有据，但是很难确定究竟是哪个因素导致了M13与M3球状星团在极端水平分支的巨大差异。 我们认为，类似M13与M3球状星团的这种差异，可能是由于α增丰引起的。我们的研究结果表明α增丰可以使极端水平分支星的有效温度升高，这会直接导致球状星团的极端水平分支星变得更蓝。另一方面，α增丰会改变球状星团的极端水平分支星的数量，理由如下。极端水平分支星并不是与生俱来的，而是由其前身星演化而来。它们的前身星在主序阶段也是普通恒星，只是在红巨星阶段由于种种原因损失了过多的包层物质，导致包层变得很薄而演化成了极端水平分支星。极端水平分支星的前身星在主序阶段也是正常演化的小质量恒星或者中等质量恒星，它们的主序寿命可以长达几十亿年，甚至上百亿年。而α增丰可以使恒星的主序寿命缩短大约10%~20% [ 46 ] 。因此，α增丰可以使球状星团中的极端水平分支星提前出现大约几亿年，甚至超过十亿年。这就意味着，当标准太阳模式的球状星团很少有极端水平分支星出现的时候，而α增丰模式的球状星团已经有大量极端水平分支星生成。在这一阶段，α增丰模式的球状星团形态和标准太阳模式的球状星团形态，看起来就会大不相同；在极端水平分支的形态差异尤为显著。
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user: 摘 要 在煤矿生产中，工作面的推进速度是影响支撑压力的重要因素之一。文章基于火铺矿21126综采工作面生产技术及地质条件，采用现场矿压实测及FlAC 3D 数值模拟，研究了不同推进速度时的矿压显现规律。研究表明，工作面前方35~80 m区段内，应力变化较大，受采动影响较为强烈;工作面前方35 m范围内应力变化剧烈，受采动影响十分严重。推进速度大于7 m/d时石门右侧塑性区范围加大，右侧围岩松散垮落现象明显，支护工作难度加大，所以工作面推进速度为5~7 m/d较为合理。 关键词 :综采工作面，推进速度，支承压力，矿压，实测，数值模拟
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user: 1. 引言 矿压研究是改善岩层控制，提高综采工作面技术经济效益的基础工作[ 1 ] [ 2 ] 。工作面前方支承压力是矿山压力的重要组成部分。目前，国内外专家学者对采场前方支承压力进行了大量研究[ 3 ] [ 4 ] 。工作面前方支承压力的分布、大小等与工作面推进速度存在密切关系。为了解掌握工作面前方支承压力与工作面推进速度之间的关系，确定合理的工作面推进速度，在火铺矿21126综采工作面进行了矿压观测实测，得到了大量资料，达到预期目标[ 5 ] 。
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user: 2. 工作面概况 火铺矿位于贵州省盘江县境内，该矿21126综采工作面为21采区12#煤层第三亚阶段北翼回采工作面，南东至21采区21126外上山，北西至工业广场保安煤柱线，上覆7#煤层2172、2174、2176采面早已回采结束，下覆14#煤层尚未开采。21126综采工作面标高1400 m，地面标高1960 m，平均走向长度635.5 m，可采平均倾斜长度125.3 m，其煤层倾角约为24˚，煤层厚4.6 m，煤层顶底板岩性见表1。21126运巷全长651 m，规格为下宽 × 中高4.6 m × 2.9 m。21126风巷全长643 m。
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user: 3. 矿压观测 3.1. 观测设备 采用YHY-60型单体柱压力测量仪配合矿用手持采集器对21126工作面进行超前支承压力的测量，测量仪表及原理如图1，在上下顺槽不同位置，工作面不同推进速度下进行了数据采集存储、收集、分析。 3.2. 压力表测量点的布置 在21126回风巷和运输巷距工作面煤壁100米、200米、300米处各安装一台测力仪，编号A，B，C，D，E，F。具体布置如图2。A，D测点以前100 m，工作面推进速度为7 m/d左右；B，E测点前100 m，工作面推进速度5 m/d左右；C，F测点前100 m，工作面推进速度为3 m/d左右。工作面推至A、D测点处时，用红外线手持采集器采集并存储相关数据后，将A、D测点测力仪卸下，并将测力仪清零。工作面推至其它测力点处时，重复上面操作，三台测力仪数据收集完毕时，为一个测量周期。 Table 1 Characteristics of roof and floor of the coal sea 顶板名称 岩石名称 厚度(m) 岩性特征 煤层顶底板 老顶 细沙岩 9.0 灰色细砂岩与薄层状菱铁矿互层 直接顶 粉砂岩 1.5 灰色泥岩与0.01~0.02 m的菱铁矿互层 直接底 泥岩 0.3~0.5 灰色泥岩，无层理，遇水呈泥状 老底 砂质泥岩 3.1 灰色砂质泥岩夹层状菱铁矿互层 表1. 煤层顶底板性质 图1. 数据存储、采集、上传系统分析实物图 图2. 单体柱测压表测点布置 3.3. 工作面上下巷支承压力分布规律统计 通过对回采期间，21126工作面前方支承压力进行观测，整理分析所测数据绘制出工作面超前支撑压力变化规律图。如图3所示。 图中A，D曲线为工作面推进速度为7 m/d时压力表所测数据；B，E曲线为工作面推进速度5 m/d时压力表所测数据；C，F曲线为工作面推进速度为3 m/d时压力表所测数据。经统计整理分析可知，工作面上下巷超前支承压力的分布规律及变化特点如下： 1) 从整体趋势来看，超前集中应力在回采工作面前方的分布，大体分为3个阶段：在工作面前方80 m以外处应力不发生变化，未受到采动影响；工作面前方35~80 m区段内，应力变化较大，受采动影响较为强烈；工作面前方35 m范围内应力变化很大，受采动影响十分剧烈，随着工作面的不断推进，支 图3. 工作面超前支承压力变化规律 承压力一直呈增大趋势，达到峰值以后又开始逐渐降低。 2) 从各个不同曲线图对比分析可知，工作面超前支承压力的峰值及峰值位置会随着工作面推进速度的改变而不同。在不同的推进速度下，各条曲线的压力峰值大小不同，出现的位置也不同，推进速度越大其峰值出现的位置就更加靠前。推进速度为7 m/d时，距工作面约10~12 m处达到峰值；推进速度为5 m/d时，距工作面约14~16 m处达到峰值；推进速度为3 m/d时，距工作面约20~22 m处达到峰值。 3) 当工作面推进速度相同时，工作面前方支承压力受工作面回采的影响从80 m左右处开始，并随着工作面地不断推进先是缓慢增强，靠近煤壁约15~20 m范围内又呈急剧下降趋势。当工作面推进速度不同时，工作面前方支承压力变化幅度很大，推进速度越快，在煤壁5~20 m范围内，压力曲线斜率越大，其超前支承压力变化幅度越大，峰值位置也越靠近煤壁位置。 4) 从支承压力分布情况来看，受工作面采动影响导致围岩集中应力的动态转移，高应力区集中分布在距煤壁5~20 m范围内。 根据上述分析可知，工作面推进速度在5 m/d左右是比较合适的，工作面前方5~20 m范围为高应力集中区域，应加强支护。
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user: 4. 数值模拟分析 4.1. 模拟模型的建立 FlAC3D数值模拟软件是有限差分软件，通过将连续介质的动态演化过程转化为离散节点的运动方程和离散单元的本构方程求解[ 6 ] 。本文采用FlAC3D模拟软件，采取分步开挖的方式建立三维模型，模拟工作面在不同推进速度下巷道围岩支承压力分布。煤岩层岩石力学参数如表2所示。 4.2. 数值模拟结果分析 通过FlAC 3D 软件模拟21126工作面在3 m/d、5 m/d、7 m/d、10 m/d的推进速度下围岩支承压力和塑性区的分布。不同推进速度下围岩支承压力云图如图4，工作面不同推进速度下围岩塑性区分布如图5。 从图4可知，随着推进速度的变化，工作面前方支承压力分布范围也随之发生变化。当21126工作面推进速度为3 m/d时，工作面前方应力集中范围和程度较小，对石门围岩稳定影响较小；随着21126工作面推进速度的加快，工作面前方应力集中现象逐渐明显，当推进速度大于5 m/d时的应力集中程度已经十分明显，石门围岩右测变形较大，稳定性较差；当推进速度大于7 m/d以后应力集中程度已基本不再发生改变，对石门围岩稳定性影响也基本保持不变。 分析图5可知，工作面回采导致了前方产生塑性破坏区。工作面推进速度小于5 m/d时，塑性区变 Table 2 Mechanic parameters of rack mas 编号 岩性 密度Kg/m 3 体积模量Gpa 内聚力Mpa 内摩擦角(o) 切变模量Gpa 抗拉强度Mpa 1 粉砂岩 2560 25.5 4.5 25 6.5 4.8 2 17#煤层 1500 13 2 20 1.6 3.5 3 粉砂岩 2560 25.5 4.5 25 6.5 4.8 4 14#煤层 1500 13 2 20 1.6 3.5 5 细砂岩 2500 23 4 32 8.3 3.6 6 12#上煤层 1500 13 2 20 1.6 3.5 7 粉砂泥岩 2550 17 2.5 29 4.8 1.2 8 10#煤层 1500 13 2 20 1.6 3.5 9 粉砂岩 2560 25.5 4.5 25 6.5 4.8 表2. 煤岩层岩石力学参数 图4. 不同推进速度下围岩支承压力云图 化不是很明显。随着推进速度的增加，塑性区范围不断增大，当推进速度达到7 m/d时工作面煤壁前方的塑性区与石门周围塑性区已经开始接近贯通，推进速度达到10 m/d时工作面煤壁前方的塑性区与石门周围塑性区已经贯通，破坏最为明显，所以工作面推进速度5~7 m/d较为合理，这与现场实测分析结果 图5. 工作面不同推进速度下围岩塑性区分布 基本相同。
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user: 5. 结论 1) 受工作面采动影响，在工作面前方会形成集中应力，工作面前方80 m以外采动影响不太明显；工作面前方35~80 m区段内，应力变化较大，受采动影响较为强烈；工作面前方35 m范围内应力变化剧烈，受采动影响十分严重。 2) 工作面推进速度的不同，对回风石门的影响也很大，随着工作面推进速度的不断增加，靠近工作面煤壁前方的塑性区范围不断增大。当推进速度大于7 m/d时石门右侧塑性区范围加大，右侧围岩松散垮落现象明显，支护工作难度加大，所以工作面推进速度为5~7 m/d较为合理。 3) 煤矿生产过程中应根据工作面前方塑性区范围、应力分布情况等，确定合理的工作面推进速度。
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user: 摘 要 河口采油厂义123-1块属于深层致密砂岩非常规油藏，油藏埋深3384~3757米，平均渗透率1.1 × 10 −3 um 2 ，平均孔隙度15.1%，为低孔、特低渗透储层，常规开发效果差，难以实现该块储量的有效动用。针对油藏特点，优化采用长井段水平井裸眼分段压裂工艺为核心，形成一整套致密砂岩非常规油藏开发配套工艺。截止到2013年7月，已完成9口井施工，成功率100%，压裂后全部自喷生产，累产油2.4万吨，实现了非常规油藏义123-1块有效动用，提高了义123-1块采收率。 关键词 :深层，致密砂岩，非常规，水平井，分段压裂
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user: 1. 引言 随着油田开发的越来越深入，新发现的石油储量主要以低品位、低渗透、低压的三低单元为主，常规开采工艺难以实现该类油藏的有效动用。为充分动用该类储量，借鉴国外页岩油气开发经验，采用引进、吸收、再创新的方式，先引进国外的先进开发技术及工艺，实现非常规油藏的高效开发。河口采油厂义123-1块属于深层致密砂岩油藏，常规开发效果差，难以实现该块储量的有效动用，针对油藏特点，优化采用长井段水平井裸眼分段压裂工艺为核心，配套井身轨迹方向优化、压裂液和支撑剂优选、压裂规模优化、微破裂影像裂缝监测技术应用、压后放喷制度确定等进行开发，形成一整套致密砂岩非常规油藏开发配套工艺。截止到2013年7月底，已实施9口，工具下入和压裂施工成功率100%，压裂后全部自喷生产，累产油2.4万吨，实现非常规油藏义123-1块有效动用。义123-1块非常规水平井成功为其他油田的开发提供了宝贵的借鉴作用。
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user: 2. 油藏概况 义123-1块为深层致密砂岩非常规油藏，地理位置位于渤南油田八区，南邻渤南油田三区。目的含油层系为沙三下9砂组，含油面积4.6 km 2 ，估算石油地质储量237.4 × 10 4 吨。埋深3384~3757米，地层厚度约35~45米，义123-1块沙三下9砂组砂体沉积类型为深湖相油页岩中发育的浊积扇体，物源来自东南部的孤岛凸起。该块位于浊积扇体的北部，以中扇亚相的辫状水道微相和水道间微相为主。孔隙度分布范围5.4%~20.1%，平均孔隙度15.1%，渗透率分布范围0.1 − 3.05 × 10 −3 μm 2 ，平均渗透率1.1 × 10 -3 um 2 ，为中低孔、特低渗透储层；该块采用天然能量开发，常规开发存在井距大、储量控制程度低、油井基本无自然产能、常规压裂后产量递减快、采出程度低的矛盾，一直以来未有效的动用。
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user: 3. 义123-1块完井及压裂工艺 针对义123-平1井油藏埋藏深、低孔特低渗、无自然产能等特点，优化采用水平井裸眼分段多级压裂完井配套工艺技术，实现有效改造储层，增大泄油面积，提高油井产能，实现该块的高效动用[ 1 ] 。 3.1. 井身轨迹优化 为保证裸眼完井工具的顺利下入，在井眼轨迹优化方面，强化A靶点的控制，减少其余靶点控制，在最大限度保证井眼平滑的前提下，实现最大限度的储层钻遇率，保证完井管柱的顺利下入。 3.2. 水平井裸眼封隔器多级分段压裂完井工艺 根据义123-1块深层、低孔低渗的油藏特点，优化采用确定该井采用裸眼封隔器多级分段压裂完井工艺，利用水平井多级压裂有效改造储层，形成多组的横向缝，扩大泄油面积优点，实现该块的有效动用。 3.2.1. 裸眼封隔器多级分段压裂完井工艺优点 1) 不固井：避免水泥浆对地层的污染，增加了井筒与地层的渗流面积； 2) 不射孔：压裂滑套和投球滑套可提供足够的流入流出通道，不会对流体产生节流效应。 3) 节约压裂作业时间：压裂施工可以连续进行，大大节约了泵组设备在井场的等待时间。 3.2.2. 完井管柱优化 根据义123-1块油藏埋藏深特点，压裂沿程摩阻高，另一方面采用投球压裂方式，要求尽量采用大直径的滑套，综合两方面因素，优选7in × 4 1 / 2 in完井管柱，即采用7in套管进行二开完井，后采用悬挂4 1 / 2 in套管进行三开裸眼完井，后下入4 1 / 2 in回接管进行压裂施工(图1)。 3.2.3. 裂缝间距优化 对于特低渗透油藏，由于存在启动压力梯度，渗流特征为非达西渗流，存在极限泄流半径，因此，主要采用极限泄流半径来优化裂缝间距[ 1 ] 。 特低渗透油藏义123-1块极限供油半径公式如下： 图1. 多段压裂完井工具设计示意图 根据义123-1块的油藏数据，其极限供油半径为52.5 m，设计分段压裂水平井两条裂缝间距平均为100 m。 根据已压裂井义123-平1压不开井段分析，裂缝间距设计时不包含泥质含量高、靠近隔层的井段，应以有效的井段进行分段。 3.2.4. 压裂滑套及裸眼封隔器位置优化 压裂滑套位置优化原则：选择储层物性好(GR值低)和应力低的部位放置压裂滑套。裸眼封隔器位置优化原则：选择井径扩大率<5%、连续稳定井段10 m以上，应力高的部位卡封裸眼封隔器。由此确定封隔器和滑套位置。 3.2.5. 完井液优选 完井液的主要功能：平衡地层压力、保护储层减少对储层的伤害、维持井下清洁、良好的防腐效果、维持井内各种工具性能的稳定。对完井液一般要求与地层流体的配伍性，与前期钻井液之间的配伍性，完井液各处理剂之间的配伍性，对粘土矿物的防膨抑制性。 义123-1块储层表现为强水敏、弱速敏、弱酸敏、弱碱敏储层。针对区块特性及钻井液性质，优选甲酸盐完井液，这种完井液是一种具有进攻性的油气层保护完井液，液相进入产层以后可以在一定程度上使油层渗透率得到改善，有利于克服水锁和液相损害。 3.3. 压裂参数优化 3.3.1. 压裂液优选 义123-1块非常规长井段水平井，由于油藏埋藏深，井段长，施工摩阻较高；裸眼完井压裂与常规水平井压裂，存在着液体接触面积大，滤失量大；容易产生多裂缝，造成瞬时滤失加大，容易造成脱砂砂堵，也不利于缝长的延伸；水平井压裂施工压裂液量大，连续施工，需要压裂液具有溶胀快，满足现场配液的目的。为此，胍胶压裂液体系是油田最常用的、较为经济的成熟压裂液体系。对其改性满足速溶的要求即可满足水平井压裂施工的需要。 胍胶是由半乳糖与甘露糖组成，属于非离子型高分子。研究表明：由于胍胶分子中含有大量羟基，羟基间存在大量分子间氢键，所以分子间氢键是导致胍胶分子溶解速率低的主要原因 [ 2 ] (图2)。 速溶胍胶研发思路：提高改性瓜胶(HPG)的醚化程度，由0.13提高到0.4，大大降低了分子间氢键作用，达到速溶，溶解速度由原来的2小时降低到1分钟。 通过对胍胶片的预处理，提高醚化程度，降低胍胶分子之间的引力，提高溶解速度。对处理后的胍胶在室内进行试验，试验结果无论是溶解时间还是粘温的变化都可以满足现场施工的要求。可实现现场在线混配，减小设计余量、压裂液腐败变质风险和降低运输费用，提高施工效率。 速溶瓜胶压裂液体系首先在义123-3HF井上得到了应用。本次施工共使用压裂液3730 m 3 ，加砂335 m 3 ，单层最高砂比45%；现场测定压裂液交联时间2~3 min，压裂过程中压力平稳。现场配液表明，速溶瓜胶增稠剂在配液车出口处粘度达到最大，远高于同类国内产品的指标，且配液粘度高，可以适应实时混配压裂要求，达到预期效果(表1)。 3.3.2. 支撑剂优选 针对义123-1块致密砂岩油藏的区块性质及压裂裂缝的长期有效性，优选用耐压86 MPa卡博30/60目高强度陶粒，这样既满足了井深的需要，也利于裂缝进砂形成高导流能力裂缝需要。 3.3.3. 压裂规模优化 义123-1块所布水平井井距为300米，该块的极限渗流半径为52.5米，优化该块压裂裂缝缝长为 图2. 胍胶分子结构及晶态结构 Table 1 Comparison table of fast hydrating guar and ordinary guar in Yi 123-3HF bloc 名称 测定位置 混配车排量(m 3 /min) 溶解时间(min) 表观粘度(mPa∙s) 速溶胍胶 混配车出口 3 ≤2 96 配液罐 / 20 99 混配车出口 2.3 ≤3 102 配液罐 / 20 102 普通胍胶 混配车出口 3 ≤2 51 配液罐 / 20 87 表1. 义123-3HF速溶胍胶与普通胍胶对比表 100~120米。针对该块的储层特点，进行如下的优化： 1) 针对区块北部储层薄，南部储层厚度大的特点，北部部署水平井每段平均加砂量为25~30方，南部部署水平井每段平均加砂量为35方。 2) 靠近储层边部的水平井，适当增大压裂规模。北部部署水平井每段平均加砂量为30方，南部部署水平井每段平均加砂量为40方。 3) 位于已压裂井中间的水平井压裂规模适当的控制，避免部分两口井压裂串通，影响压裂效果。北部部署水平井每段平均加砂量为22方，南部部署水平井每段平均加砂量为25方。 3.4. 井口返排的优化 义123-1块非常规井放喷分为以下几个阶段： 1) 压后关井阶段：压后关井7~12小时开始放喷，关井时间主要是放喷流程连接和安装； 2) 控制放喷阶段：开始放喷后，压裂裂缝闭合之前，采用3 mm油嘴进行控制放喷，出液300方左右进行更换油嘴，进入下个阶段； 3) 快速放喷阶段：待压裂裂缝闭合后，改用5 mm油嘴进行快速放喷，实现压裂液的快速返排，减少压裂液对地层的伤害。该阶段进行至压裂液返排至50%以上或油压降至10 Mpa时结束。 4) 自喷生产阶段：进入自喷生产阶段，一般采用3 mm油嘴进行放喷生产，压力下降大时，更换2.5 mm油嘴进行控制放喷。 5) 同层邻井施工影响导致含水较高时，可以放大油嘴生产，尽快实现含水的下降，待压力稳定后更换3 mm油嘴继续生产。
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user: 4. 实施效果 截止到7月底，共实施9口井，全部取得了成功，成功率100%，实施后全部自喷，实现累增油2.4万吨，效果明显。 以义123-平1井为例，该井于2012年3月31日开始放喷，油压34 MPa，3 mm油嘴放喷，放出压裂液190方见油，共出液9935方，其中出油4047吨。累计自喷生产413天，转抽后仍正常生产。
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user: 5. 结论及认识 根据义123-1块实践得到以下认识： 1) 建立以“水平井裸眼封隔器多级压裂完井工艺”为核心，配套井身轨迹优化、压裂段数及规模优化、压裂液和支撑剂优选等工艺，形成一整套配套工艺，满足了义123-1块油藏开发的需要。 2) 从已施工井施工情况分析，优选压裂液体系和支撑剂体系能够满足深层致密砂岩非常规水平井压裂需要。 3) 从已施工井未按设计加砂的井段分析，除1段是由于滑套未打开导致，其余段都是由于在泥岩隔层附近，施工压力高，导致未按照设计进行加砂。在致密砂岩水平井轨迹设计时应保证在油层中穿行，针对多层的油藏，兼顾其它储层的压裂将难以实现。 4) 在压裂段数分段时，只考虑有效的油层井段，泥质含量高泥岩隔层附近井段不作为分段考虑，可以减少分段段数，节约完井成本。 5) 压后放喷分为五个阶段，满足了压裂后放喷和生产的需要。 6) 从压后生产情况看，长井段水平井产量达到直斜井产量10~15倍，效果明显。
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user: 摘 要 SAR (雷达干涉测量)是现在较为新的测量方法，其具有全天性、全天时等测量特点，已经很好的应用在各个方面。对于SAR，反射角的标定测量精度是非常重要的。本文阐述角反射器的定位原理，对室外标定时水平放置、检校场标定时天顶放置两种状态下的精密定位测量方案进行研究，研究其测量顶点内角坐标的方法，并得到很好的效果，对其他人员起到借鉴作用。 关键词 :标定，角反射器，测量，精密定位
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user: 1. 引言 SAR在最近10来年有了很大的发展。但是，由于时间和空间的失相干以及大气效应的影响，传统的差分干涉测量的应用受到很大的限制。而角反射器由于可人为地控制其几何形状、尺寸、结构和安放位置，因此在SAR图像上显示出稳定的、清楚的、较高的振幅信息，能够实现在低相干区域进行SAR技术监测地表微量形变的潜力，近年来得到了广泛的应用和发展。角反射器被安装在研究区域，雷达入射光线照射到角反射器时相互垂直的两个或三个表面，经过几次反射，入射光线将沿原路径的逆方向反射回去，在图像上形成显著的亮点，亮点尺寸和亮度宽度均为一个分辨单元。 角反射器对SAR设备的定位精度指标的准确性进行有效评估，对SAR定位精度起到很好的作用，然而，由于角反射器的结构，使得传统测量设备和方法显得无能为力，对于角反射器内角顶点的准确测量更是个难以解决的问题，本文依据全站仪能够精确测量距离、角度的原理，结合内置的自由设站功能，巧妙的解决了精确测量内角定点的精确定位问题，并根据该原理设计实验得以确认，后又在实际定位中加以使用，收到了很好的效果，在提高效率的同时，精度也大幅度提高。
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user: 2. 定位原理 在综合标定场使用的角反射器结构如图1。 角反射器在标定SAR设备中的安置方式如图2。 角反射器的坐标测量，采用多点边角交会[ 1 ] ，经方向距离严密平差[ 2 ] ，确定其坐标。已知在角反射器周围有N个已知点，对已知点在方向观测值和距离观测值进行改正[ 3 ] ，得到角反射器位置的精密坐标；如图3所示。 R ij 为i到已知点 的方向观测值观测值。由此可以得出方向误差方程式为： (1) 式中 为测站定向未知参数也就是Z坐标改正数， 为X坐标改正数， 为Y坐标改正数[ 4 ] 。 (2) 常数项为： (3) 式中 为根据 近似坐标计算的方位角， 为测站的近似方位角； 对应的S ij 为i到已知点 的距离观测值，也可以列为相应的误差方程式。 因为现场距离在15米以内，采用机器人高精度自动观测[ 5 ] ，可以认为等精度观测，故取方向观测值的权为1，距离观测值的权也取值1，所以权阵为单位阵。 图1. 角反射器结构图 图2. 角反射器的两种基本安置照片图 图3. 定位原理图 N个方向的误差方程式可以写成矩阵形式： (4) 式中 ， ， ， 根据最小二乘原理组法方程[ 6 ] ： (5) 令 ，式可以写成： ，所以改正后的坐标为： (6) 式(6)中， 为改正东坐标， 为改正后的北坐标， 为改正后的高程。 通过严密坐标改正，可以的到安置反射器点的严密坐标，在根据此点的坐标，用几何方法[ 7 ] 算出角反射器内顶角的坐标，具体算法见本文第3节。
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user: 3. 角反射器内顶角测量方法 本节主要描述如何求取角反射器内角顶点坐标的方法步骤。 3.1. 外业安置位置测量过程 1) 根据角反射器的安置位置，选择合适的附近可用已知点作为确定角反射器[ 8 ] [ 9 ] 的参考点，并安置反射棱镜； 2) 根据角反射器进行全站仪对中； 3) 依次观测每个已知点上的棱镜，并记录距离和方向值； 4) 利用全站仪的自由设站功能求出仪器中心的坐标。 为检验该方法和全站仪的自由设站功能完备性，可进行验证性测量，具体结果见本文第4节。 3.2. 角反射器内顶角测量方法 首先根据多点边角交会的方法求出安置位置的严密坐标，在根据角反射器内顶角[ 10 ] 与安置位置的几何关系求出内顶角的公式模型，算出角反射器内顶角的坐标。 角反射器安置方向为天顶方向，所以，根据雷达[ 11 ] [ 12 ] 和角反射器固有的尺寸，可以算出一个差值。这个差值加上安置位置的坐标就能算出角反射器内顶角的坐标。根据角反射器构造尺寸和规格模型，可以用几何方法展示其各个关系，如图4所示O为内顶角，OA = OB = OC，∠AOB = ∠AOC = ∠BOC = 60˚，但是需要知道面与面的厚度，这样才能算出O点到安置位置的距离。材料厚度为d厘米，由于面与面的特殊关系，可以算出差值。 根据SAR的要求材料的性质，可以知道面与面的夹角为90˚，所以单个面的夹角为45˚，此时根据几何关系 ，算出内顶角O到安置距离。然而，如图1所示，角反射器顶角需要截断一个小角， 所以还需要减去一定的值 ，也就是说真正的改正值为 ，所以，角反射器内顶角坐标的安置的坐标的Z加上 的值。
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user: 4. 数据对比分析 实验采用角反射器附近的四个点安置棱镜坐标进行数据分析[ 13 ] [ 14 ] 。四个点Point1070，Point1071，Point1072和Point1102的坐标位置及用严密坐标算出的点Point1104的坐标位置如图5所示。 图4. 角反射器几何简图 图5. 测量点的平面位置 具体坐标见下表1。 在一个点1104上安置全站仪进行观测，提取的测站坐标与原有成果表对比如下表2。 Point1104的坐标是根据前四个点坐标经过严密平差算出来的，其精度与原有成果进行了对比，可以看出X相差为0.4毫米，Y相差为1.3毫米，精度完全满足要求。根据上面的算法，本实验比较的多个已知点的数据，如下表3所示。 从表3可以看出，四个点中与原有X坐标差值最大的为Point1105，差值为0.5毫米，与原有Y坐标最大差值为Point1108，差值为1.2毫米，精度满足要求，所以此严密平差方法解算坐标很精确，算出的角反射器内顶角精度较高，方法可取。
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user: 5. 结论 本文从理论上进行推导，加以实验验证，并成功运用到SAR设备的标定中的角反射器定位工作中，表明用全站仪自由设站功能对角反射器进行定位的方法是可取的。 通过实践表明，应该注意以下问题 1) 角反射器内角安置必须铅垂； 2) 附近用于标定的已知点精度必须足够； 3) 测量时可以采用具有自动观测的机器人进行，能有效减小测量误差； 4) 距离观测和方向观测的精度匹配问题值得探讨，但由于本次实验观测距离都比较近，则作了等权简化处理。 Table 1 List of results of known point 点号 X Y Point1070 4，369，104.4431 408，152.8243 Point1071 4，369，105.2137 408，112.0834 Point1072 4，369，104.1554 408，069.9123 Point 1102 4，369，103.8679 408，072.2769 表1. 已知点成果表 Table 2 Compared results of the setting point 点号 解算坐标/m 原有成果/m 较差/m Point 1104 4，369，081.2422 4，369，081.2418 0.0004 408，073.5972 408，073.5985 −0.0013 表2. 定位结果对比表 Table 3 Comparison between more calculating coordinates and the original coordinate differenc 点号 与原有X坐标差值mm 与原有Y坐标差值mm Point 1105 0.5 0.8 Point 1106 0.3 1.1 Point 1107 0.4 0.7 Point 1108 0.2 1.2 表3. 多点解算坐标与原有坐标差值比较
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user: 摘 要 本文介绍了三维激光扫描技术的原理、系统组成及其对玉米植株三维形态扫描的过程、数据的处理和形态特征参数获取的方法，并与传统量测方法进行比较探讨两种新旧方法的优劣。使用人工测量方法和三维激光扫描方法分别对12株玉米植株的株高、叶基角、茎秆直径及横截面积进行测量比较，研究结果表明，三维激光扫描的测量结果与人工测量结果规律性一致，可以替代人工测量。对同一植株的重复测量进行稳定性分析，发现三维激光扫描方法的测量结果变异性小于人工测量结果，人为影响因素小。但是在时间效率上，三维激光扫描方法还有待进一步提高。三维激光扫描能无损监测植株的三维形态结构，拓展了植株形态测量方法，对植物数字化有重要意义。 关键词 :三维激光扫描技术，玉米，三维形态，人工测量方法，无损监测，数字化
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user: 1. 引言 在农学、生物学等领域，植物的三维形态结构一直是重要的研究内容。随着测绘科学与计算机可视化技术的发展，植物的三维形态虚拟建模逐渐兴起，同时促使“数字植物”的研究成为热点[ 1 ] -[ 3 ] 。通过“数字植物”手段将植物三维形态结构信息数量化，可以更加细微和深入地研究植物生长的外在表现与内在生长分化之间的定量关系。三维激光扫描技术作为“数字植物”的一种重要数据采集手段，可以快速获取三维模型点云信息，冯仲科等[ 4 ] -[ 6 ] 在大型树木管径测量上进行了相关研究，郭新宇等[ 7 ] -[ 9 ] 对番茄、西瓜等植物的部分器官的三维重建方法进行了探讨，但是对于幼苗生长发育微观形态特征参数提取方面报道较少。玉米作为我国主要作物之一，其三维形态结构的研究有重要现实意义[ 10 ] -[ 12 ] 。传统获取其三维形态结构信息的方法不仅工作量大、精度低而且测量因子单一、测量过程复杂。而三维激光扫描技术能把玉米植物的立体模型在计算机上实现，不仅能提供更丰富的测量信息，而且具有精度高、原位无接触、不对植株造成破坏等特点[ 13 ] [ 14 ] ，可以实现植株生长的连续动态监测与比较。本文以盆栽玉米植株为例来探讨三维激光扫描在玉米形态监测中的可视展现与可视计算的方法，以比较与人工测量方法的优劣，为后期生物修复效果的植物形态监测奠定了理论基础，具有重要的现实生态意义。