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World File Search System到达方向
AI-WSN：基于蜂群的到达方向估计
人工智能 (AI) 技术是无线传感器网络 (WSN) 中能源利用的最重要考虑因素。AI 通过优化传感器节点的能耗来改变工业运营。因此，它对于提高传感器节点定位精度至关重要，尤其是在不平衡或 Ad-hoc 环境中。因此，本研究的目的是提高传感器节点经常遇到障碍物或障碍物的位置的定位过程的准确性。蜂群优化 (BSO) 算法用于分割传感器节点，以提高锚节点和未知节点对之间的到达方向 (DoA) 估计的准确性。即使在存在不平衡条件的情况下，涉及三个独立蜂群的所提出的 DoA-BSO 也可以识别合理的锚节点以及排列成簇的分段节点。为了获得预期结果，目标函数的设计考虑了锚节点和未知节点对的跳数、能量和传输距离等因素。研究在大规模 WSN 中使用传感器节点对进行，以确定 DoA-BSO 的定位精度。将 DoA-BSO 与传统方法进行比较时，元启发式算法的结果表明，它显著提高了节点的准确性和分割性。
通过到达方向验证 ADS-B 定位...
在过去的几十年中，空中交通量显著增加。空中交通管制 (ATC) 需要仔细协调高交通负荷，以满足严格的安全要求。为了提供高质量的 ATC，其运营商依赖于雷达传感器收集的信息。经典的主监视雷达 (PSR) 方法需要大量昂贵且耗能的地面站。为了减少主雷达站的数量，ATC 组织评估了非依赖性使用二次监视雷达 (SSR) 应答器进行飞机定位。自动相关监视广播 (ADS-B) 基于 SSR 模式 S 协议。与常规 SSR 系统不同，SSR 系统主要根据地面站的事先请求广播无线电报，而 ADS-B 使用基于 Aloha 协议随机触发的自发应答器广播。ADS-B 不仅提供高度和身份信息，还传输机载导航系统收集的运载飞机位置信息。此外，还提供地速、航向和许多其他信息。随着配备 ADS-B 的飞机数量不断增加（目前配备 S 模式的飞机中有 65% [1]），该系统在为 ATC 显示器提供信息方面越来越有吸引力。根据实地研究 [2]，大多数 ADS-B 应答器都在广播可靠的定位信息，其中位置的均方根误差 (RMSE)
被动声纳中的到达方向估计...
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在早期的先天盲人的“视觉”皮层中解码到达方向
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JCAP01(2024)022
摘要：已知，测量的超高能宇宙射线的能量谱和簇射最大深度分布的组合拟合可以约束具有均匀源分布的天体物理模型的参数。对宇宙射线到达方向分布的研究表明，与一部分通量是非各向同性的并与附近的射电星系半人马座 A 或星暴星系等目录相关的模型有更好的一致性。在这里，我们通过同时拟合到达方向、能量谱和在皮埃尔·奥格天文台测量的成分数据，提出了两种分析的新组合。该模型考虑了刚度相关的磁场模糊和由传播过程中的相互作用形成的目录贡献的能量相关演变。我们发现，包含星暴星系目录的通量贡献约为 20%（40 EeV），磁场模糊约为 20 ◦（10 EV 刚度）的模型可以同时描述所有三个可观测量。星暴星系模型具有 4 的显著性优势。与仅具有均匀分布背景源的参考模型相比，显著性为 5 σ（考虑实验系统效应）。通过研究以半人马座 A 作为单一源并结合均匀背景的场景，我们确认该天空区域对观测到的各向异性信号具有主导贡献。然而，包含喷流活动星系核目录的模型（其通量与 γ 射线发射成比例）不受欢迎，因为它们无法充分描述测量到的到达方向。
PoS(ICRC2021)383
在 NEVOD-DECOR 实验中，研究了介子束的能量特性，旨在解决“介子之谜”（与计算结果相比，宇宙射线中多介子事件过多）。实验装置包括一台切伦科夫水量热器和一台坐标跟踪探测器。介子束的能量沉积是通过 NEVOD 量热器的响应来测量的，坐标跟踪探测器 DECOR 可以确定束中的介子数量及其到达方向。实验获得了 10 PeV 至 1000 PeV 范围内的介子束中平均能量及其对天顶角和初级能量依赖性的估计值，并与使用基于 CORSIKA 软件包的模拟计算结果进行了比较，模拟使用了 QGSJET-II-04 和 SIBYLL-2.3c 强子相互作用模型。
用于估计传入电磁波到达方向的双波段矢量传感器
I. 引言 无线电测向仪 (RDF) 的目的是估计电磁 (EM) 源辐射的入射波的到达方向 (DoA)。RDF 可用于国防以及民用应用，如射电天文学、导航系统和救援设备 [1]。为了估计传入 EM 场的 DoA，通常使用由传感器天线的空间分布 [2] 或传感器的极化分集 [3] 产生的空间相位分集。也有人提出将这两种众所周知的方法结合起来，以提高 DoA 估计的准确性 [4]–[10]。基于空间分集的 DoA 估计包括使用单极化分布式元件阵列测量传入的 EM 场，而极化分集的使用则基于使用由六个天线组成的矢量传感器（例如三个正交电偶极子和三个正交磁偶极子）测量 EM 场分量 [11]。然而，根据 [10]、[12]–[18]，仅测量三个 EM 场分量似乎足以精确估计
30.宇宙射线
30.1 理论宇宙射线 (CR) 是遍布宇宙的非热粒子群。它们的显著特征可以从其主要的观测特性中推断出来：光谱、成分和到达方向。对于带电 CR，能量从几十 MeV 到接近 1 ZeV，强度在 1 GeV 以上为 ∼ 104 m − 2 s − 1 sr − 1，但差分谱随能量 E 急剧下降，遵循幂律依赖性 E − γ。最显著的光谱特征是在几个 PeV 处的“膝盖”，其中谱指数 γ 从 ∼ 2.7 变为 ∼ 3，“第二个膝盖”在 ∼ 100 PeV 处变为 ∼ 3.3 和在几个 EeV 处的“脚踝”，γ 变为 ∼ 2。 5. 通量在几十 EeV 以上被大大抑制。（有关光谱特征的更详细讨论可参见下文第 30.2.1 和 30.2.2 节。）带电 CR 主要由质子、氦和其他原子核以及电子、正电子和反质子组成。到达方向大多是各向同性的，但在膝点以下和周围，由于源的分布和银河系磁场的特性，观察到有趣的 O（10-4...10-3）各向异性，在最高能量下达到 ∼O（10-1）。伽马射线可分解为来自天体物理源的伽马射线（50 MeV 以上约 6660 [ 1 ]，TeV 能量下约 300 [ 2 , 3 ]），以及来自银河系和河外星系的弥散通量，主要表现出对能量的幂律依赖性。高能中微子的观测打开了一扇新的窗户；虽然分布基本上是各向同性的，但已经发现了两个河外星系源以及来自银河系平面的贡献的证据。带电 CR、弥散伽马射线和中微子的能谱如图 30.1 所示。对带电宇宙射线、伽马射线和中微子以及引力波的综合观测（见第 21.2.3 节）为我们了解最极端的天体物理环境提供了有价值的见解，这被称为多信使天体物理学。将所有物种的贡献相加，可得到全粒子谱。虽然长期以来人们认为它是一个没有特征的幂律，直到几个 PeV 的膝盖，但现在人们认识到它具有更多的结构，反映了各个物种的特征。这些特征包含有关宇宙射线加速和传输的重要信息。使用的能量变量是动能 E，即每个核子的动能，对于质量数为 A 的粒子，E n = E/A，或对于电荷数为 Z 的粒子，刚度 R ≡ pc/ ( Ze )（以伏特为单位），p 是粒子的动量；术语“刚度”是指在磁场 B 中抵抗偏转的能力：刚度低（高）的粒子具有小（大）的回旋半径 rg = R /B 。动能与量热仪器的实验特征密切相关，而刚度则是光谱仪器最自然的特征。还要注意，相对论性原子核的能量损失很小，它们的传输由磁场决定，因此它只取决于刚度。核子强度 J 也称为弥散通量，是通过能量在区间 [ E, E + d E ] 内的粒子的微分数 d N 来定义的，这些粒子在时间 dt 内从立体角 d Ω 穿过面积 d A：d N = J d E d A d Ω dt 。其各向同性部分与微分密度 ψ = (4 π/v ) J 有关，v 为粒子速度，与相空间密度 f 有关，即 J = p 2 f 。注意，强度也可以根据每个核子的粒子能量或刚度来定义。为了强调这一点，强度通常写为 d J/ d E 、d J/ d En 或 d J/ d R 。在探测 CR 方面，有两类技术 [ 4 ]。直接观测（见第 30.2.1 节）利用粒子物理探测器（例如跟踪器、光谱仪和量热仪）中的 CR 相互作用。鉴于此类仪器的曝光有限且光谱急剧下降，目前仅在低于 ∼ 100 TeV 时才切合实际。在间接观测（见第 30.2.2 节）中，