天琴计划简介ppt课件.pptx

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1、天琴计划简介,引言：天琴计划是中山大学发起的一个科研计划，中山大学正在组建研究小组开展我国空间引力波探测计划任务的预先研究，制定我国空间引力波探测计划的实施方案和路线图，提出“天琴”空间引力波探测计划，并开展关键技术研究。引力波研究计划时间为20年，完成总投资约为150亿元。目前，中山大学珠海校区正在建设引力波研究所需的地面基础设施，已经启动山洞超静实验室和激光测距地面台站基础设施建设。该计划将在15年20年内发射卫星上天。，与LIGO探测到的短时间的爆发型引力波不同，天琴探测的低频段的连续型引力波，可以持续验证。天琴计划发展起来的关键技术可用于很多领域，如精确测量地球重力场，使人类更加深刻地

2、了解地球、水资源和矿产资源的分布和变化。又如精确测量距离，大到两颗卫星之间的距离，小到一个原子尺度的变化，都可以精确测算出来。,主要阶段：第一阶段完成月球/卫星激光测距系统、大型激光陀螺仪等天琴计划地面辅助设施；第二阶段完成无拖曳控制、星载激光干涉仪等关键技术验证，以及空间等效原理实验检验；第三阶段完成高精度惯性传感、星间激光测距等关键技术验证，以及全球重力场测量；第四阶段完成所有空间引力波探测所需的关键技术，发射三颗地球高轨卫星进行引力波探测。GW探测概况【Jun Luo et.al.,TianQin: a space-borne gravitational wavedetector,Cla

3、ss. Quantum Grav. 33 (2016) 035010 】：它依赖于3个相同的航天器，它们位于几乎相同的地心轨道，椭圆轨道的半长轴约为 ，形成一个几乎等边的三角形，对于航天GW探测器容易达到的地心轨道已经被采用，采用这些方案的比较著名的天计划有OMEGA【Hiscock B and Hellings R W 1997 Bull. Am. Astron. Soc. 29 1312】，LAGRANGE【A dozen more can be found here http:/pcos.gsfc.nasa.gov/studies/gravwaves】，gLISA【23.Tinto M,

4、 de Araujo J C N, Aguiar O D and Alves M E S 2013 Astropart Phys. 48 50】等。,采用地心轨道的主要优势是大大减小了操作成本，其中J0806作为参考源，3个天琴航天器分别标记为SC1，SC2,SC3(spacecraft)基本设备：每一个航天器都会装备一个激光系统，能够发射激光信号并接收来自另外2个航天器的激光信号，一个拍频干涉仪用来监测航天器之间的距离变化，每一个航天器都可以用来作为激光干涉仪的中心航天器，而另外2个作为干涉仪2条基准线的端点。 每个航天器都有会配备扰动衰减系统（disturbance reduction s

5、ystem，DRS），用来减小非引力效应对试探质量体的影响，激光干涉仪的臂长在大小上与轨道的长半轴类似（约为 ），探测器平面选择面向参考源，窄通带太阳辐射滤波器用来阻挡阳光进入望远镜，并计划使用主动的热控制将热涨落保持在可接受的水平，航天器的轨道以及观测时间窗的设计都会用来进一步减少热膨胀，即保持一个足够大的太阳排斥角，如果必要还会考虑来自地球的反射光。,天琴受益于许多现存的航天GW探测器，来自于LISA的许多结果证实，双星系统已经大大简化了天琴分辨可能的参考源的任务【Stroeer A and Vecchio A 2006 Class. Quant. Grav. 23 S809】【Nelem

6、ans G LISA verification binaries Web Interface to Database (The Netherlands: Radboud University Nijmegen)】，有关使用3个全同航天器组成近似等边三角形的构型，有关激光干涉仪的规划，以及DRS的许多方面几乎都是模仿【Max-Planck-Institut fr Quantenoptic 1998 LISA (laser interferometer space antenna): an international project in the field of fundamental phys

7、ics ins pace Pre-Phase A Report MPQ 233 (Garching bei Munchen, Germany)】有关类似OMEGA那样“使用窄通带太阳辐射滤波器”的提议被运用到天琴上，另外天琴还有一些原创设计特点。,为了尽可能简化工程设计，减少工程难度，天琴的敏感度被设计为正好能探测多数易观测的引力源，这样的源必须同时比较强且持续可观测，周期较短就更好了（较短的周期使得激光干涉仪和惯性传感器在mHz频段能更容易达到希望的精确度。）检验这些要求之后发现J0806作为所有已知引力源的最合适选择，因此现在会使用J0806作为试探参考源，然而最终关于天琴的参考源选择仍然

8、是一个开放性的问题，有待优化。主要考虑因素：这个项目希望能实现有着短时间周期的探测器，通常近似为3个月，关于持续时间的选择的动因是所选参考源的优势特征（与参考源相适应）。J0806与太阳连线与黄道平面（地球绕太阳公转的平面）夹角 ，探测器轨道平面几乎与黄道平面垂直，每年有2个相对平稳的时间窗口，此时太阳方向相对探测器平面有较大的夹角，在这短时间内，可能进入望远镜的太阳辐射量是最小的，这简化了系统热控制，然而在这段时间窗口内，太阳是靠近探测器平面的，导致阳光直接进入望远镜，对光学系统施加了较大的热负载，这种情况下需要依赖太阳辐射滤波器以及主动的热控系统来保证干涉仪整年的连续科学工作。然而如果只是

9、选择3个月的科学研究，确实是可以只在这段时间内控制天琴，此时主动的热控系统就不是必需的了。,天琴所需的位置测量精确度估计为 ，剩余加速度测量精度 ，对于像J0806那样的源，假定J0806到太阳的距离为5kpc（ ），臂长 ，整个3个月的时间内信噪比（SNR）可能约为10。另外应当考虑所使用轨道的稳定性，例如当它的半长轴增加至超过 ，月球对轨道运动的影响就变得更加显著（地球到月球的平均距离是 38.44万千米）。测试：虽然天琴上的仪器能够在宽的频带内观测引力源，但是至少在初始阶段将会让航天器处于“探测器模式”，从一个已知频率和相位的预先选择的参考源接收信号，当所探测的信号的频率和相位已知，就可

10、以利用锁相探测技术（锁相技术是使被控振荡器的相位受标准信号或外来信号控制的一种技术。用来实现与外来信号相位同步，或跟踪外来信号的频率或相位。广泛应用在超外差接收中进行自动频率控制、标准信号的倍频和分频、空间技术和频率合成中。）来以更高的灵敏度帮助确认信号的存在，这使得天琴能够完成基本任务目标：通过直接探测确认预期的mHz GW的存在。 基本任务的目标是达到SNR=10。,参考源：J0806在ROSAT的全天空勘察中被发现是一个明亮的软X射线源【Beuermann K, Thomas H-C, Reinsch K, Schwope A D, Trmper J and Voges W 1999 A

11、stron.Astrophys. 347 47 】【Israel G L et al 2002 Astron. Astrophys. 386 L13】，它也正好是因为发射出强烈X射线而被探测到【Strohmayer T E 2005 Astrophys. J. 627 920】【Strohmayer T E 2008 Astrophys. J. Lett. 679 L109】【Ramsay G, Hakala P and Cropper M 2002 Mon. Not. R. Astron. Soc. 332 L7】【Barros S C C, Marsh T R, Dhillon V S,

12、Groot P J, Littlefair S, Nelemans G, Roelofs G,Steeghs D and Wheatley P J 2007 Mon. Not. R. Astron. Soc. 374 1334】【Roelofs G H A, Rau A, Marsh T R, Steeghs D, Groot P J and Nelemans G 2010 Astrophys. J.711 L138】，它是已知最强的在低频带 发射周期引力波的波源，这对于航天引力波探测器是可以接收的。,J0806提供了有着明显周期（321.5s5.4min）的X射线和光学调制，高精度的X射线和

13、光学计时分别由Chandra【Strohmayer T E 2005 Astrophys. J. 627 920】和Keck-I【Roelofs G H A, Rau A, Marsh T R, Steeghs D, Groot P J and Nelemans G 2010 Astrophys. J.711 L138】完成，频率随时间变化速度为 ，J0806被考虑为一个可能的超高密度双白矮星，可以用“AM CVn”模型表示（半分离双白矮星）【Solheim J-E 2010 Publ. Astron. Soc. Pac. 122 1133】，有着Roche lobe-filling白矮星的质

14、量向质量更大的白矮星转移，在这个模型中，5.4min的光曲线调制源于双白矮星的轨道周期。,参考源双星系统模型： 其他有关这个引力源的模型包括“中间极模型”（IP），“非极化感应体模型”（UI），IP模型所描述的系统并不是一个超高密度的双星系统，而是一个轨道周期为几小时的双星系统，非常短的信号周期实际上来自于磁白矮星的自旋，而UI模型描述的是一个能量更大的Jupiter-Io系统，非磁性白矮星会绕着磁性白矮星公转，这样一个模型中5.4min的周期同样也是轨道周期，但是双星是分离的。 在Keck-I上使用相位分辨光谱学，Roelofs等研究得到了一些动力学证据【Roelofs G H A, Rau

15、 A, Marsh T R, Steeghs D, Groot P J and Nelemans G 2010 Astrophys. J.711 L138】发现J0806的平均光谱由离化的He发射谱线决定，这些谱线的半高全宽度（full width at half maximum,FWHM）大约为 ，在时间分辨谱中，He I 4471线具有S型Doppler调制，它的强度随着不同的连续光通量强度而变化，这意味着这些谱线源于相同的地区，使用线性投影Doppler X射线断层摄影，可以测出相应的径向速度振幅的一半，对于He I 4471,对于He II 4686,这些结果对AM-CVn模型是有利的

16、【Roelofs G H A, Rau A, Marsh T R, Steeghs D, Groot P J and Nelemans G 2010 Astrophys. J.711 L138】，IP模型预言的轨道周期具有小时的量级，然而这在光谱上并没有被发现，而且有关谱线的动态观测与“自旋周期性”预言的谱线变化并不一致，展宽而相当平稳的He II谱线是双星系统融合的强烈信号，这与UI模型并不一致。 J0806的参数中具有最大不确定性的就是到太阳的距离， 在基于X射线亮度【Roelofs G H A, Rau A, Marsh T R, Steeghs D, Groot P J and Nel

17、emans G 2010 Astrophys. J.711 L138】对距离的估计和基于光学亮度以及温度【Strohmayer T E 2005 Astrophys. J. 627 920】的大约差了1个因子10，在【www.csr.utexas.edu/grace】中甚至给出了更小的值（大约0.05kpc）。 J0806具有相对较大的银河纬度（黄纬），大约 【www.csr.utexas.edu/grace】，认为J0806到太阳的距离远大于5kpc几乎是不可能的。,航天器轨道：航天器的轨道由引力作用和非引力作用决定，天琴航天器的运动的精确度应该在相关频带中控制在量级 ，这将允许扰动减弱系统

18、将测试质量体上的加速度噪声减小到的量级 。 引力的重要贡献来自地球（加上相对论修正，有关地球的更高阶多极矩也是已知的，能够在某些项目的数据中找到，例如GRACE【33.http:/csr.utexas.edu/grace/】）和月球，以及太阳的单极引力场，而木星等其他行星,较大的一些小行星的单极引力场可能也会有贡献，这些力可能导致正三角边长（航天器之间的距离），夹角变化，距离变化会导致激光干涉仪信号的Doppler频移，这一点是需要模拟测试的，内角改变迫使“取向控制机构”将激光干涉仪的望远镜共线排列，所选用的轨道将会被优化，使得这些变化以及对位置，加速度噪声的贡献最小。,有关天琴轨道的初步时间

19、演化，（1）（2）（3）（7）显示出每一对航天器的接近速度随时间变化，（4）（5）（6）（8）显示出每一个内角随时间变化，假定3个天琴航天器处于几乎相同的轨道上，半长轴 ，（1）（6）以5年为跨度，而（7），（8）显示了几个月之内的变化细节（SC1-SC3）（另外2对的变化非常类似）太阳，月球，太阳系中主要行星，地球引力多极矩（精确到5阶），在水平的随机噪声 （代表非引力的约化效应，它们很大程度上已经被无拖曳控制所抵消）都在轨道模拟中被考虑了。,对于这些轨道，每对航天器之间的相对视距速度（接近速度）变化小于10m/s，大体行为保持一致长达5年，相对速度会导致激光信号的Doppler移动，这种效

20、应需要被补偿或者模拟，对于LISA的情况【Max-Planck-Institut fr Quantenoptic 1998 LISA (laser interferometer space antenna): an international project in the field of fundamental physics ins pace Pre-Phase A Report MPQ 233 】【Hammesfahr A et al 2000 LISA system and technology study report, July 2000, ESA-SCI 11】，计划是用一个基于

21、航天器振荡器的信号来调制激光束【Hellings R, Giampieri G, Maleki L, Tinto M, Danzmann K, Hough J and Robertson D 1996 Heterodyne laser tracking at high Doppler rates Opt. Commun. 124 31320】【Stebbins R T, Bender P L and Folkner W M 1996 LISA data acquisition Class. Quantum Grav. 13 A2859】，这允许接近速度可以大到15m/s，对于天琴会采取相似的方

22、法。,有关内角的变化可以分成2部分：1.短期涨落。2.长期的变化平均值位移。 短期涨落的周期量级为几天，变化量级，这一部分可以用激光束的指向控制（利用一个快速转向的反射镜）来修正。 另一方面，有关望远镜的姿态控制通过万向节机构控制，这种机构在处理长时间积累的更大的变化的时候是需要的，可以在几个月的时间段内实现，万向节调控的望远镜相比于快速转向反射镜具有对“指向错误更低敏感性”的优势，相关选择还有待改进。为了进一步减轻对扰动衰减系统的需求，将会考虑采用一个冗余的光学系统，就像在BEACON项目提议的那样【Turyshev S G, Lane B, Shao M and Girerd A 2009

23、 Int. J. Mod. Phys. D 18 102538】为了实现这一点，将来可能会把第4个航天器加到天琴上。,灵敏度目标：天琴的灵敏度被设定为能探测选定参考源发射的GW，按照之前的参数，来自J0806的引力波强度由描述【Misner C W, Thorne K S and Wheeler J A 1973 Gravitation (San Francisco: Freeman & Co)】，a是双星的距离（光速取为c=1），Michelson干涉仪对GW的灵敏度用描述【Larson S L, Hiscock W A and Hellings R W 2000 Phys. Rev. D

24、62 062001】【Cornish N J and Rubbo L J 2003 Phys. Rev. D 67 022001】【Cornish N J and Rubbo L J 2003 Phys. Rev. D 67 029905】 其中 是转移函数， 是干涉臂长度， 分别是位置噪声和剩余加速度噪声的功率谱.,对于LISA这样的构型【Amaro-Seoane P et al 2010 GW Notes 6 4110】，它是通过对所有方向和偏振平均并忽略高频的小幅振荡行为得到的，对于一个特点未知的源（或者说位于一个未知的天空方向），转移函数R(w)是一个最有用的量,对于一个给定相对于探测

25、器平面处于最优方向的双星GW源，可以定义一个特定的转移函数 ，它包含了2种偏振的贡献（一般的转移函数包含2种偏振的GW 【Cornish N J and Rubbo L J 2003 Phys. Rev. D 67 022001】【Cornish N J and Rubbo L J 2003 Phys. Rev. D 67 029905】 有关 的定义来自 【Larson S L, Hiscock W A and Hellings R W 2000 Phys. Rev. D 62 062001】，更多细节详见【Mei J, Shao C G and Wang Y 2015 Proc. of t

26、he XIIth Int. Conf. on Gravitation, Astrophysics and Cosmology (Moscow, Russia, 2015) (Singapore: World Scientific) 】在低频极限，假定探测器平面垂直于入射引力波 ，此时转移函数与w无关，除了倾斜角，其他描述双星系取向的参数通常是不确定的，在方程中通常需要作平均。 对于J0806,对于J0806， ， ，而 的低频极限 ，只有J0806最优值的约1/4.（因为方程 有2种偏振的贡献，而 只是对一种偏振定义的，探测器从J0806得到的总增益大约为2乘以遍历方向平均得到的转移函数。）假

27、定的天琴只能在消除噪音的时间窗口进行有效的观测，每一个这样时间窗口的观测会产生累积效应，根据对于SNR=10的要求这是我们对于天琴激光干涉仪及扰动衰减系统的噪音的基本要求。,对于激光干涉仪，我们希望达到的最大位置灵敏度是 （6mHz处），对剩余加速度灵敏度的要求很大程度上依赖于源的强度，假定 ， ，从 可以导出为了保证项目成功，天琴将会以最不利的情况下成功探测J0806作为目标，即 ，（可以预见距离越远GW强度越弱，达到相同的信噪比越困难），使得满足最严格的加速度灵敏度 （6mHz处）。关键部分的误差预算：激光干涉仪和扰动衰减器是代表技术挑战的2个关键部分，有关激光干涉仪的搭建策略类似与LIS

28、A【Max-Planck-Institut fr Quantenoptic 1998 LISA (laser interferometer space antenna): an international project in the field of fundamental physics ins pace Pre-Phase A Report MPQ 233 】,每一个航天器上都有3个光学模块：1.激光稳频模块 2.光学锁相模块。2.拍差干涉模块。同时包含一个基于FPGA（FieldProgrammable Gate Array,现场可编程门阵列）的相位仪和2台望远镜。 在光学干涉工作台上

29、有4个激光干涉仪，信号获取指向系统，追踪控制光学系统。在稳频光学工作台，Fabry-Perot腔用来稳定激光的频率（通过PoundDreverHall方法），在锁相模块，辅助激光头与稳频激光头发生拍差相位锁定，还有2对声光调制器（AOMs），用于为拍差干涉仪生成拍频信号所有的光电信号都用光电探测器接收，并使用基于FPGA的超高精读相位仪来读取每个信号的相位。光学锁相模块由辅激光器和相位补偿锁相环来实现辅激光器与主激光器的相位锁定，拍差干涉仪模块由2套干涉仪光学系统组成，它们相应于激光指向控制系统，它们通过一块超低热膨胀率（ultra-low expansion,ULE）的玻璃基片连接形成一个接

30、近整体的光学工作台。,沿着3条干涉臂的每一个，一个拍差转发型激光干涉仪和2个惯性传感系统将被用来测量一对在“笼中的”测试质量体间的相对位移，这样的测试质量体在每个航天器中都有一个。惯性传感系统用来测量每个航天器中试探质量与干涉仪光学工作台的距离，2个干涉光学工作台的相对位移通过转发型干涉仪测量。 对于扰动衰减系统，在惯性传感系统方面有2种方案，可以使用有着惯性传感器的光学读出端的球形测试质量来构造，这种情况下每一个航天器只需要一个惯性传感器。第二种方案是使用立方体形测试质量以及电容型惯性传感器，就像在LISA那样【Hammesfahr A et al 2000 LISA system and

31、technology study report, July 2000, ESA-SCI 11】。最终使用哪种方案还是一个开放性问题，下面只考虑立方体测试质量的情况。 此时在每个航天器中需要有2个相同的惯性传感器，每一个传感器都有一个框状电极包围在立方体测试质量周围（测试质量边长5cm），沿着敏感轴的电容极板距离约为5mm，测试质量用Au-Pt合金制成，一个音频调制信号会通过框上的注射电极注入测试质量，以便得到调制信号。另外一个电极用来感应测试质量相对框的位置，同时通过静电作用控制测试质量。,如图为预期的天琴灵敏度曲线，LISA，以及其他短周期双星系统GW源，SDSS,J065133+2844【

32、Brown W R, Kilic M, Hermes J J, Allende Prieto C, Kenyon S J and Winget D E 2011 Astrophys.J. 737 L23】的相应曲线也画出来作为比较，周期量级包括90天的，实线是用方向和偏振平均转移函数 得到的，虚线是对于有着与J0806相同倾斜角和相同天空方向那些源的灵敏度曲线。,下面讨论干涉仪和惯性传感器的主要误差来源，并列出初步的误差预算。假定激光干涉仪的臂长为 ，激光功率 ，望远镜的直径D=20cm，光学系统的效率为=0.3，波前扭曲d=/10，激光中心频率 。拍差转发型激光干涉仪的主要噪音来源是：【Ha

33、mmesfahr A et al 2000 LISA system and technology study report, July 2000, ESA-SCI 11】【Bender Peter L 2005 Class. Quantum Grav. 22 S33946】1.频率噪声：激光频率噪声 与干涉仪2臂长失配L相耦合，导致噪声 ，假定 ，对于天琴频率噪声需要满足 ，这一点首先可以通过单板稳频系统来达到噪声低于 ，然后再利用时间延迟干涉测量法来使频率噪声达到 量级。2.轰击噪声：接收激光功率的量子涨落在相位探测中导致量子噪声 ，v为激光频率， ，这里 为出射Gaussian光束腰部的半

34、径，出射光的轴向补偿（包括DC指向误差 ，指向抖动 。）可能导致接收功率的减小，对于天琴需要： ，,3.指向稳定性和波前扭曲：因为测得的相位信号是对整个探测器表面平均的结果，波前扭曲和衍射（由于望远镜的孔径有限）将会影响信号，导致噪声 对于天琴要求 ，DC指向误差 ，指向抖动 。4.热稳定性：温度涨落会导致光学材料的尺寸和折射率改变，进而导致光程（optical path length,OPL）噪声，为了让整个系统稳定，ULE（ultra-low expansion）被用来作为光学系统的基板，S-PHM52型光学玻璃将被用来作为所有部件的基板【www.ohara- 的量级，总的温度-光程耦合系

35、数预计为 ，天琴的相位噪声要求：,5.时钟稳定性：拍差锁相环的参考频率由一个超稳振荡器（ultra-stable oscillator，USO）提供，在最终结果中频率移动导致的相位噪声 这里v是引力波频率，对于天琴，v=6mHz并假定F=20MHz，如果需要要求 。相应的Allan变化 ，使用航天器之间的时钟转移来抵消测量数据中的时钟噪声。我们希望能时钟的误差降低几个量级【Hammesfahr A et al 2000 LISA system and technology study report, July 2000, ESA-SCI 11】。,总结：1.天琴计划会以J0806作为参考源，利

36、用3个相同的地心轨道航天器利用激光干涉仪探测J0806发射的引力波，作为探测其他引力波源的参考。对 频段GW敏感。2.航天器干涉臂的臂长和内角的控制尤为重要，一般通过锁相控制技术，激光指向控制技术等实现对位置噪声和剩余加速度噪声的控制。3.天琴对灵敏度的要求是能够在 时于6mHZ处实现 ，SNR=10。4.每个天琴航天器上都有3个光学模块：1.激光稳频模块 2.光学锁相模块。2.拍差干涉模块。每个模块都需要通过扰动衰减系统来降低热涨落，量子涨落和电磁干扰等。在此预祝我校天琴计划圆满成功！,附录：LISA【参考自张宏浩老师讲座-从牛顿、爱因斯坦到引力波解读2017年诺贝尔物理学奖】激光干涉空间天

37、线（Laser Interferometer Space Antenna，LISA）最初由美国国家航空航天局（NASA）和欧洲空间局（ESA）合作开展研究计划，2011年NASA由于缺钱退出了。LISA计划于2034年投入运行，这有可能将是人类第一座在太空的引力波天文台。LISA由三个相同的航天器构成边长为500万千米的等边三角形。LISA将采用与地球相同的日心轨道，并且LISA与太阳的连线，和地球与太阳的连线之间的夹角为20，这种设计是为了尽可能减少地球引力造成的影响。LISA在实际运行中将达到能够在500万千米的长度上探测到10皮米（即10(-11)米，注：1皮米等于10(-12)米）量级

38、的长度变化。,锁相技术：采用电子电路使一个振荡信号与一个标准（或外来）振荡信号保持有固定的相位差，使信号的频率锁定在标准（或外来）信号的频率上，这种技术称为锁相技术。把锁相技术应用于控制技术时需要引入变换装置，例如可先采用光电编码器将转速信号变换成频率信号，再用锁相电路把这一频率锁定在参考信号标准频率的倍数或分数值上，这样即可实现对转速的准确控制。锁相控制系统的速率控制精度很高，长期工作误差可小于0.02%，常用于高精度的速率同步系统。系统中输入输出频率间的相位差用鉴相器测量。鉴相器和压控振荡器是构成锁相环路的两个基本环节，此外还包括必要的滤波和校正环节。锁相控制系统中的鉴相器常选用鉴频鉴相型，当输入输出频率不一致时可按频率差控制，当频率相接近时按相位差控制，以防止系统在起动过程和受干扰时失锁。,万向节是实现变角度动力传递的机件，用于需要改变传动轴线方向的位置。万向节的结构和作用有点像人体四肢上的关节，它允许被连接的零件之间的夹角在一定范围内变化。为满足动力传递、适应转向和机器运行时所产生的上下跳动所造成的角度变化。,谢谢！,