人卫观测中拖长星像的中心定位

提出应用于人造卫星观测中确定拖长星像中心的平均几何中心法，介绍了该方法的基本原理与实现步骤。将中值滤波应用于CCD数据的预处理并收到较好的效果。利用实际观测资料初步验证了平均几何中心法，结果表明，与通常采用的重心法相比，此方法对人卫观测中的拖长星像进行中心定位的精度较高。     

用列阵器件测量星像位置的精度估计

当用CCD和Reticon等列阵器件观测恒星时,可利用每个象素的光度读数提供的信息,求出星像的光度重心作为星像的中心。本文应用概率与数理统计知识阐述了重心法测量星像位置时的精度估计,得出测量的精度与星像的象素的总光度读数的平方根成反比的结论。     

基于几何扭曲模型的CCD图像扭曲校正残差及分析

在已知图像几何扭曲模型的基础上,对2013年2月5日使用云南天文台2.4 m望远镜观测近地小行星(99942)Apophis资料中的58幅CCD图像进行了几何扭曲校正,并对校正后的图像测出的星像位置进行了几何扭曲残差分析。结果发现,星像位置X、Y两个方向的几何扭曲残差约在±0.02 pixel内。为了探究影响几何扭曲残差大小的因素,设计了仿真实验。将模拟星像函数经过设定的扭曲函数模型添加几何扭曲,得到受扭曲的星像函数,并对扭曲前后的星像进行几何扭曲残差分析。结果显示,星像的半峰全宽(FWHM)越大,几何扭曲模型的扭曲变化越快,几何扭曲残差越大。     

利用子午仪光子计数观测资料计算星像直径

对于一颗在大气外层不可分辨的恒星,当其光线通过地球大气层后,恒星的星像光度呈高斯分布;而子午仪光子计数观测记录下与其星像光度相关的轮廓曲线。采用模拟光子计数观测方法,求得恒星星像直径的经验公式。利用恒星的子午仪光子计数观测资料,使用最小二乘估计方法,并考虑到模拟计算星像直径的经验关系式,可以求出恒星子午仪光子计数观测的实测直径。用该方法对一组星的观测资料,求出其平均星像直径为3″.2。     

星像抖动随不同天顶距的变化

本文给出了一种研究星像抖动随天顶距变化的观测和归算方法——分组观测与分组二元线性迴归方法。这种方法既在一定程度上考虑到了星像抖动随时间的变化,又认为由于大气层结分布几何状况的相对稳定,它所造成的抖动随天顶距变化的规律亦是相对稳定的。由于这种方法比以往人们所常用的方法要合理些,因而将对于星像抖动量归一化到天顶以及大气湍流结构之研究等工作有所帮助。最后,我们用这种方法分析了滇西宾川选址所得到的星像拖影资料。     

星像抖动随天顶距的变化

本文给出了一种研究星像抖动随天顶距变化的观测和归算方法——分组观测与分组二元线性回归方法。这种方法既在一定程度上考虑到星像抖动随时间的变化,又认为由于大气层结分布几何状况的相对稳定,它所造成的抖动随天顶距变化规律亦是相对稳定的。所以这种方法比以往人们所常用的方法要合理些,从而将对于星像抖动量归一化到天顶以及大气湍流结构之研究等工作有所帮助。最后,用这种方法我们分析了滇西宾川选址过程中所得到的拖影资料。     

望远镜几何扭曲实测方法仿真研究

精确求解望远镜几何扭曲效应,有利于提高望远镜的天体测量定位精度,这对天文学的诸多学科具有十分重要的意义.为此,前人发展了一种针对密集星场抖动观测并针对观测底片迭代求解几何扭曲的自校准方法,取得了较好的效果.但是,先前的工作并未对星场的密集程度或抖动方式做进一步要求,而是经验地选择较为密集的星场和较多的抖动次数进行观测.这些经验的观测方式固然能够较好地给出几何扭曲,但有时会占用较多的望远镜观测时间导致效率较低.首先介绍了上述求解望远镜几何扭曲的一般方法;通过仿真模拟,对上述方法的有效性做评估,同时对该方法要求的星场密度和抖动次数等条件做进一步优化;最后,针对实际应用中几何扭曲改正后的定位精度与视场参考星数量的关系也做了进一步的仿真和分析.     

基于BATC 1999-2008十年观测值班记录的兴隆天气情况统计

基于BATC巡天组近十年的观测值班记录,统计了兴隆观测站可观测时间随月份的变化,结果表明平均每年大约有195个可观测夜(约1986小时),其中大约有87个观测夜(约918小时)用来巡天,约有18个观测夜用来测光.另外还统计了兴隆观测站施密特望远镜十年来北极天区的观测图像中星像的半高全宽(FWHM)随月份的变化,结果表明一年内平均星像的半高全宽约为2.3像元(老CCD)或2.2像元(新CCD).一般来说,夏季的星像要好于冬季,这与刘颖(Liu)等人2003年[1]的结果基本一致.     

机器视觉高斯拟合法自动导星定心系统设计

丽江2.4m光学望远镜自动导星系统升级改造需要计算CCD图像中实际星像中心的位置,在现有导星定心算法的基础上,利用机器视觉Canny边缘检测和椭圆拟合的方法识别星像轮廓,然后对星像直接二维高斯拟合,计算星像中心位置.研究了导星算法中涉及的天光背景参数、星像轮廓识别所需阈值、星像拟合边界参数的整定方法,总结出有效的自动导星定心方法,并开发了基于Linux平台的高速自动导星定心系统软件.软件对星像的高斯拟合结果与IRAF软件高斯拟合结果一致;同一天区相邻时间图像中星像中心偏移量计算结果也表明算法的有效性.     

对英仙座变光变色天体——“bN?”的观测

我们重订了“bN?”天体绕星星云的亮度和颜色,表明它大概为反射星云;估计了光电测光时,云对中心星测量值的影响,结果表明影响很小,平均小于0~m.01。在用施密特镜观测时,我们同时用双筒镜拍摄了天体的底片(拍摄时左右镜筒露光中间时刻基本相同,但长短不同),并比较了它们的星像和复制放大像,考察了在我们使用的望远镜上有关的照相效应;最后补充列出了此天体在1978年10月的紫外照相星等。     

A CCD OBSERVATIONAL METHOD TO DETERMINE PRECISELY THE BARYCENTRICPOSITIONS OF THE OUTER PLANETS(SATURN-NEPTUNE)

This paper presents a new method to determine precisely the barycentric positions of the outer planets(Saturn - Neptune)by optical observations. It requires the CCD observations from a long focal distance telescope which is used to observe a planet and its satellites and ones from a meridian circle when it works in a CCD drift scanning manner. The key part of the method is tested by the observations with 1 meter telescope of Yunnan Observatory. The result shows that the new method is feasible to carry out.     

CCD联合平差方法及其初步实例检验

在常规照相天体测量工作中 ,对暗天体的定位是采用逐级定标星过渡的方法实现的。由于星表系统差和局部差的存在 ,最终定位结果可能包含难以把握的误差积累。在CCD小视场观测情况下时常难以找到足够数量的定标星。鉴于此 ,推导了CCD观测联合平差方法的严格矢量表达式 ,以期通过共同星的过渡 ,实现大天区统一平差。原理上此方法可实现相对于河外天体的定位 ,以削弱星表系统差和局部差对定位结果的影响。讨论了CCD联合平差方法实现中的问题 ,包括底片常数模型选择、切点位置改正、共同星的较差改正和法方程解算方法等 ,并分析了具体的处理措施。用实例初步检验了CCD联合平差方法的效果 ,表明通过对多张CCD观测的联合平差 ,可以削弱单张CCD观测参考星数目过少、单张CCD观测参考星分布不均、个别参考星存在位置偏差和局部区域参考星存在系统性位置偏差等不利因素对归算结果的影响 ,进而达到扩大视场和提高归算精度的目的     

天王星卫星的CCD观测与分析解的比对

本文给出了处理天王星卫星ＣＣＤ图象位置资料的新方法,并将我们在１９９５年取得的重要资料与两种理论模型位置进行了比较计算,结果表明经处理后的天王星五颗主要卫星ＣＣＤ观测精度有了较大提高。     

Observations of asteroid occultations by the trailed-image method

The method of trailed CCD images for observations of asteroid occultations is described. This method was used to observe 9 asteroid occupations at the Lisnyky observational station in 2006 with the telescope AZT-8 (D= 0.7m and F= 2.8m) equipped by the CCD ST-8 XME. In the case of occultation of the star TYC 0587-00209-1U by the asteroid 76 Freia in November 4, 2006, the distance between the asteroid center and the star, as well as the time of asteroid occultation were determined. The size of asteroid 76 Freia is determined assuming that its shape is spherically symmetric. In other cases, the minimal distances between the asteroid center and the star are determined. The method makes it possible to observe asteroid occultations with high time resolution.     

天王星卫星CCD（SRT）位置测量的数字图象处理

天然卫星的位置测量在天体测量和天体力学中都有重要意义。国外有人对天王星卫星位置测量应用新的图象处理方法得到了高精度的卫星观测资料。利用云南天文台１米望远镜上获得的两颗卫星的ＳＲＴ的ＣＣＤ观测资料进行了新老图象处理方法的比较研究。当用两颗卫星直接作定标测量ＣＣＤ的比例尺和指向时表明：主星晕的处理对卫星位置的测量非常重要。去晕处理后,测得的比例尺和指向的弥散将大为减少。     

Eclipses and Occultations of Galilean Satellites Observed at Yunnan Observatory in 2003

We describe and analyze observations of mutual events of Galilean satellites made at the Yunnan Observatory in February 2003 from CCD imaging for the first time in China. Astrometric positions were deduced from these photometric observations by modelling the relative motion and the photometry of the involved satellites during each event.     

天王星卫星两种定标方法测定结果的比较

利用新发表的高精度、高密度天体测量星表UCAC2,对天王星的五颗主要卫星的CCD观测图像重新进行量测,采用不同方法作定标归算,并使用两种理论模型(GUST86和GUST06模型)计算卫星的理论位置。对不同方法所得到的卫星位置的O-C结果的分析和比较表明,本文获得的卫星位置精度,除天卫五(Miranda)有显著提高,其他4颗卫星的位置精度基本相同。本文中天卫一和天卫三的结果与"亮卫星定标法"的结果在精度上相当,天卫二的位置精度与其他天王星卫星的位置精度具有较好的一致性,这从另一方面证明了我们的"亮卫星定标法"的可靠性。此外我们还获得了天卫四的位置与精度。     

New evidence of precision premium for Galilean satellites from CCD imaging

After a CCD image of the four Galilean satellites of Jupiter is obtained by a long focal length telescope, we can compare the theoretical positions of these satellites with their pixel positions so as to obtain the calibration parameters of the CCD field of view. In theory, when two of the four satellites have small enough separation, their relative positional measurement will have a good accuracy since the error existing in the solved calibration parameters has a direct proportional effect on the separation of the two satellites. The 347 CCD images taken by 1-m long focal length telescope at Yunnan Observatory in 2002-2005 are used to perform the experimental test. After we improve the centroid algorithm for the satellites and our former halo-removal technique, the results show that the positional measurement of two small-separation satellites has an external precision as good as 0.01-0.03 arcsec. This precision has comparability as that from rarely occurring mutual events of the Galilean satellites. This experiment confirms the finding of the “precision premium” firstly presented by Pascu [1994. An appraisal of the USNO program of photographic astrometry of bright planetary satellites. In: Morrison, L.V., Gilmore, G.F., (Eds.), Galatic and Solar System Optical Astrometry, pp. 304-311] using photographic observations. We believe that this type of observations, besides mutual event observations, might also be used to improve our knowledge of the orbital motions of the Galilean satellites because of its much more opportunities.     

基于有效点扩散函数的高精度测光

介绍了利用有效点扩散函数拟合方法得到CCD图像中恒星仪器星等的过程。对国家天文台1 m望远镜观测的16幅CCD图像进行实际测量,结果表明:亮星的内部测量平均精度为0.015 mag,最高精度可达0.001 5 mag,而暗星则达到0.043 mag。与Gauss拟合测光方法相比平均精度提高了3倍多,精度标准偏差是0.005,说明该测量方法比较稳定,是一种更优的测光方法。     

天王星卫星CCD观测的初步分析

１９９５ 年８ 月在上海天文台利用安装在１ ．５６ 米望远镜上的ＣＣＤ 探测器对天王星五颗主要卫星进行了定位试观测。将观测所得的位置资料与其理论值做了比较。结果表明：ＣＣＤ观测的位置精度优于照相观测的结果。这些资料对于卫星轨道的研究是有价值的。