基于扇形子镜的12m光学红外望远镜拼接共相误差仿真分析

为满足国内对应用大型通用光学望远镜在光学红外波段进行天文观测的需求, 中国计划建设一架12 m大口径光学红外望远镜(12-meter large aperture optical-infrared telescope, LOT). LOT对于中国天文界具有极其重要的意义, 将会在近红外波段实现共相. LOT的主镜将采用子镜拼接的方案, 由72块扇形子镜拼接而成, 并且中央部分有一块直径4.5m的圆形镜. 分析了采用扇形子镜拼接方案下LOT的共相误差, 提供了详细的共相误差理论推导过程, 并对包括3种子镜面外误差在内的误差源进行深入的单独模拟和综合模拟. 在共相波长为1μm的条件下, 当服从正态分布的倾斜误差的均方根值小于0.016^\prime\prime或服从正态分布的活塞误差的均方根值小于42.5nm时, LOT的斯特列尔比大于0.8. 仿真结果对于采用共相拼接镜面主动光学的主镜在LOT中的应用具有重要意义.     

基于光学辅助指向测量的太赫兹望远镜指向误差模型研究

针对太赫兹波段天文点源目标较少, 指向测量相对困难的特点, 研究了利用与太赫兹天线共轴的小型光学望远镜来辅助太赫兹望远镜指向测量以及建立指向误差修正模型的方法. 依托紫金山天文台1.2 m斜轴式太赫兹天线开展了光学辅助指向测量的实验研究, 利用一台安装在天线背架上的100mm口径折射式光学望远镜获得了优于2$''$的指向测量精度. 此外, 通过对斜轴天线的结构分析以及大气折射和本地恒星时(Local Sidereal Time, LST)偏差等误差来源的分析, 建立了包含23个误差项的斜轴式光学指向修正模型, 实现了约3$''$的拟合精度. 最后, 借助高精度数字摄影测量对光电轴一致性进行了标定, 并针对其对指向模型精度的影响进行了讨论. 研究成果将为南极5 m太赫兹望远镜(The 5m Dome A Terahertz Explorer, DATE5)及其他太赫兹望远镜提供指向测量和指向修正模型方面的技术参考.     

快速射电暴光学对应体在中国未来大视场望远镜中的可探测性分析

快速射电暴是近年来发展最快的天文学科之一. 理论上, 快速射电暴可能存在毫秒到小时时标的光学\lk对应体. 快速射电暴光学对应体有可能在中国未来大视场望远镜中探测到, 例如: 中国空间站工程巡天望远\lk镜(China Space Station Telescope, CSST)、中国科学技术大学和紫金山天文台合作的2.5m大视场巡天望远镜(Wide Field Survey Telescope, WFST)和地球2.0 (Earth 2.0, ET)等. 快速射电暴光学对应体通常分为毫秒时标光学对应体、小时时标光学对应体和光学余辉. 前两者可产生于快速射电暴的高能外延或是快速射电暴的射电辐射与高能电子的逆康普顿散射, 探测率与光学-射电流量比$\eta_\nu$关系密切. 对于毫秒时标光学对应体, 最理想情况下WFST、CSST和ET的探测率可以达到每年上百个. 当$\eta_\nu$~10^-3时, WFST、CSST的年探测率仅 为1个的量级, ET的年探测率为19.5个. 对于小时时标光学对应体, 最理想情况下超新星遗迹的年龄为5年且$\eta_\nu$约为10^-6时, 年探测率可到100以上. FRB 200428的X射线对应体表明, 快速射电暴可能产生相对论性外流并且与星际介质相互作用产生光学余辉. 结合快速射电暴的能量、在宇宙中的分布以及标准余辉模型, 可以对快速射电暴余辉的可探测性进行研究. 当总能量-射电能量比与FRB 200428类似(ζ = 10⁵)时, CSST、WFST和ET的 年探测率分别为1.3、1.0和67个.     

伽马天文观测技术综述

伽马射线作为宇宙中极端事件的独特探针,探测伽马射线是人们了解宇宙构成、星体演化和宇宙线起源等的重要途经.伽马天文涉及了宇宙中的各种前沿科学问题并且观测所需能谱跨度极宽(102 keV–102 TeV),针对不同的科学目标和细分谱段,必须利用不同的伽马望远镜探测技术.总结了空间和地面的共5大类伽马射线观测技术,分别是编码孔径望远镜、康普顿望远镜、电子对望远镜、成像大气切伦科夫望远镜和广延大气簇射阵列;回顾了70 yr来在观测设备和技术进步的推动下伽马射线天文学领域的巨大进展,其中包含高能和甚高能谱段取得的大量成就,中低能段由于已有观测任务有限以及灵敏度低,超高能和极高能段由于观测难度大、起步时间晚,数据和成果相对其他谱段产出较少;展望了未来已经规划的伽马望远镜任务、能力及预期科学产出,其中,中低能段空间望远镜增强型ASTROGAM望远镜(e-ASTROGAM)、全天区中能伽马射线观测站(AMEGO)和甚高能段地面望远镜阵列高海拔宇宙线观测站(LHAASO)、切伦科夫望远镜阵列(CTA),由于灵敏度较同谱段已有任务灵敏度有大幅提升,极有可能在20 yr内从不同角度再度扩展人类对伽马宇宙的认知.     

甚高能γ射线天文观测的利器——成像大气切伦科夫望远镜

地基甚高能(very high energy, VHE)γ射线天文观测成果的取得,很大程度上与成像大气切伦科夫望远镜技术发展密不可分。大气切伦科夫技术概念于20世纪50年代提出,20世纪80年代末和20世纪90年代初取得重要突破,21世纪初逐步发展成熟。立体成像大气切伦科夫望远镜阵列以其良好的角度分辨率、能量分辨能力和优异的γ/p鉴别能力成为地基VHEγ射线天文观测关键探测技术,在现有和计划中的γ射线地基探测中被广泛使用。对成像大气切伦科夫技术发展历史和现状作了概述,包括地基VHEγ射线探测现状、大气切伦科夫望远镜探测原理、技术演进、目前典型的成像大气切伦科夫望远镜阵列、未来发展等内容。     

冕流电流片的白光和紫外观测研究

日冕电流片是日冕磁重联发生的主要区域, 这一过程将磁能转化为等离子体的热能和动能. 通过选取大角度光谱日冕仪(Large Angle and Spectrometric Coronagraph, LASCO)的白光与远紫外日冕成像光谱仪(Ultraviolet Coronagraph Spectrometer, UVCS)的紫外观测, 研究了2003年1月3日观测到的冕流电流片. LASCO C2白光数据显示电流片中的等离子体团在视场中可从60km·s^-1加速至340km·s^-1, 加速度为 60m·s^-2; 假设视向深度为0.3--1.5R_⊙, 得到所研究电流片在UVCS狭缝高度处的平均电子数密度约为(1.52--7.60)×10⁷cm^-3. 对沿UVCS视场狭缝分布的[Fe xviii ] 974 ? A和Lyα谱线强度进行研究, 发现电流片处的[Fe xviii ]谱线强度比周围明显增大, 计算得到所研究时段内电流片的电子温度范围为(2.94–4.04)×10⁶K; 而在电流片处的Lyα谱线强度相对周围变化不大, 在电流片内部两侧强度比中心略高, 可能的主要原因是电流片内部中心处等离子体的运动速度要比两侧快, 这使得中心比两侧有更强的多普勒暗化作用. 以UVCS观测的Lyα和[Fe xviii ]谱线的辐射强度比和计算的电子温度为约束条件, 发现当狭缝电流片处等离子体运动速度约为237–254 km·s ^?1 时, 通过理论计算的Lyα和[Fe xviii ]谱线的辐射发射率比值和观测谱线强度比值相当. 在该速度范围内, 电流片内部Lyα辐射的碰撞项约为辐射项的42%–57%. 此事件中的冕流电流片比通常情形下的冕流电流片中等离子体温度更高、运动速度更大, 可能的原因在于其南侧爆发的两个日冕物质抛射促进了电流片中的磁重联过程, 更多的磁能释放用于等离子体的加热和加速. 所得研究结果可以为我国将要发射的先进天基太阳天文台(Advanced Space-based Solar Observatory, ASO-S)未来的资料处理提供重要参考.     

基于直接成像法的多星系统观测

系外行星直接成像探测能够获取系外行星更全面的物理信息,是未来搜寻系外生命的关键技术之一.针对近期地基望远镜高对比度成像观测数据,对新发现的多星候选体进行系统展示.前期,结合地基系外行星高对比度成像设备观测能力,从已发表文献整理的Gaia星表恒星数据中筛选,得到约1000个观测目标.这些目标分布于不同的年轻星团中.近期,使用Palomar天文台Hale望远镜对上述观测目标中的42个目标在K波段开展了高对比度成像观测.这些目标恒星在可见光波段为7.5-14.2019年经过两轮观测,发现了6个多星系统候选体,这些目标在Gaia Data Release 2星表和Gaia early Data Release 3星表中难以确认是单星还是多星系统.     

采用光学指向系统建立天马13m望远镜指向模型

描述了采用光学望远镜辅助天马13m射电望远镜进行指向测量以及建立指向误差修正模型的方法. 对于小口径望远镜, 指向校准目标源比较少, 用射电法建立指向模型难以覆盖全天区. 利用上海天文台天马13m射 电望远镜进行光学望远镜辅助射电望远镜指向测量研究, 在13m天线背架上安装一套光学指向系统, 获得了优 于3''的重复测量误差. 此外, 通过对影响天线指向因素的分析, 建立了包含8个误差项的指向误差修正模型以及 光轴和电轴偏差模型. 将指向模型代入天线伺服控制系统, 对校准目标射电源进行十字扫描, 得到指向样本残差约 为5''. 该研究可以为实现高精度指向建模提供一种参考方法.     

中国“宋”项目:一个全球自动化观测网络

在技术发展和科学需求的驱动下,天文数据获取的方式发生了巨大的变化.全自动化的观测网络成为地基时域天文观测研究领域的一种趋势.以中国"宋"项目为例,从科学目标、设计和实现等方面,介绍自动化观测网络的构建与实施.SONG(Stellar Observations Network Group)计划是中国天文界参与的一个国际合作的天文学研究计划,以星震学、疏散星团中的变星研究等时域天体物理现象为主要科学目标.项目以全球布站的全自动观测网络为建设目标,每个站点的核心设备包括1台1 m光学望远镜、高精度和高分辨光谱仪与双通道幸运成像系统.中国自主提出在每个站点增设的1台50 cm双筒(双通道)测光望远镜,共享国际SONG计划的网络平台和基础设施.主要针对这一个由多种设备、多站点构成的地基网络,讨论其技术手段和方法的设计与实现.     

一个大质量恒星形成复合体的动力学性质

恒星形成于分子云之中, 分子外向流是恒星形成正在进行的重要动力学特征, 也是研究和认识恒星形成的重要契入点. 利用紫金山天文台青海观测站德令哈13.7m毫米波望远镜, 采用5种分子谱线探针(包括¹²CO、¹³CO、C¹⁸O、HCO$^+$ $J=1-0$和CS $J=2-1$, J为角动量量子数), 对一个包含IRAS 19230+1506、IRAS 19232+1504和G050.3179--00.4186这3个源的大质量恒星形成复合体进行了成图观测研究. 通过对以上分子谱线数据并结合红外波段巡天数据的分析, 在这3个源中首次探测到了分子外向流活动, 并确定了分子外向流的中心驱动源. 最后对这3个源进行了分子外向流相关物理量参数的计算, 分析了这些物理量参数之间的关系, 结果表明分子外向流的性质与中心驱动源的性质息息相关.     

超大口径射电望远镜温度场分析

随着天线口径增大、频率升高,日照热对其性能的影响愈发严重.针对待建的新疆110 m大口径全可动射电望远镜,建立其热分析有限元模型,研究天线在夏至日不同太阳时刻的温度场分布特性.结果如下:一天中,主反射面的最高温度可达42.86℃,出现在14时,同时刻撑腿的温度也达到峰值,为41.74℃.背架水平分区温差在5时、18时、19.5时均超过1℃,会对天线指向性能产生较大影响.夜间天线结构温度分布亦不均匀,俯仰结构的温差明显高于其他构件,最大温差为6.42℃,通过数值模拟与试验相结合的方法,证明了构件的壁厚差异是导致结构夜间温差较大的主要原因.     

一种偏振定标单元方位角误差的约束非线性最小化优化定标方法

偏振定标单元(Polarization Calibration Unit, PCU)对于定标由偏振系统和天文望远镜产生的仪器偏振至关重要, 然而偏振定标单元 中偏振元件光轴的方位角误差是限制定标精度的主要因素之一. 为解决该问题, 提出了一种基于约束非线性最 小化优化的方位角误差定标方法, 该方法具有定标精度高、定标速度快的优点. 首先将偏振定标单元中的线性 偏振片和四分之一波片的光轴方位角误差设置为两个待优化的自由变量, 然后利用产生和测量的Stokes参数 以及偏振定标获得的响应矩阵定义优化目标函数, 最终使用约束非线性最小化优化方法来确定 两个偏振元件的方位角误差. 分别从理论模拟和实际测量两个方面对优化方法进行了验证, 实验结果表明, 该 优化方法能够成功获得上述两个方位角误差, 精度分别优于2.79$''$和2.72$''$. 此外, 从理论上 计算分析了不同方位角误差对各Stokes分量的影响情况. 该优化方法有望应用到我国太阳望远镜中偏振定标 装置的误差定标及研制之中.     

射电望远镜多目标观测策略优化

望远镜调度是望远镜运行中的关键组成部分, 用于辅助科研人员进行合理的观测计划安排, 提高望远镜的运行效率, 获取高质量的观测数据. 然而, 由于不同观测项目的科学需求不同, 望远镜的调度过程十分复杂. 针对短周期多目标的观测项目, 考虑望远镜换源时转动时长、观测高度角等因素进行建模, 采用贪心算法对中国科学院新疆天文台南山26m望远镜脉冲星到达时间观测列表进行调度. 通过模拟表明, 使用算法完成的观测列表可以有效地减少观测过程中的平均转动时长, 提升观测数据的质量, 提高望远镜时间利用率, 减少科研人员对观测列表编排的负担.     

FMG载荷地面试观测导行跟踪系统的设计与实现

全日面矢量磁像仪(Full-disk vector MagnetoGraph, FMG)是先进天基太阳天文台(Advanced Space-based Solar Observatory, ASO-S)卫星的3台主载荷之一,为开展FMG全系统性能测试和定标试验,已搭建用于FMG外场测试的地面试观测平台.利用该平台模拟FMG在轨跟踪状态,研制了基于全日面太阳图像的望远镜导行系统.该系统通过大面阵CCD (Charge Coupled Device)采集太阳像、多重逻辑条件判定、微调恒动跟踪速度校正偏移等策略,实现了RMS (Root Mean Square)优于1′′/30 min的跟踪精度.通过分析FMG方案阶段试观测的太阳纵向磁图,开启导行30 min后磁图特征点在赤经方向的偏移比恒动条件下减少17.5′′,提升了磁图空间分辨率.测试过程中该系统达到设计指标且工作稳定,为FMG地面试观测提供了良好的技术支撑.     

行星(月球)自转监测望远镜的原理样机地面验证实验

类地行星(月球)自转监测望远镜的科学目标是在行星(月球)表面现场测量行星(月球)自转并研究其内部结构和物理性质.为了验证全新的观测原理和资料处理方法,项目团队设计制造了一套原理样机,在一台商用天文望远镜的光路前端增加3面反射镜组,使其具有同时观测3个视场的能力.自2017年起在地面上开展了观测实验,获得了混合有3视场星象的图像.通过计算星象在前后图像上的位移实现了归属视场识别,使得观测效果与分视场独立观测等同,证明了用一台设备同时观测多视场的可行性.处理图像并通过3个视场中心的指向变化归算地球自转轴的空间指向,与理论值比较偏差平均约1′′,证明了观测原理和数据处理方法有效.对各种观测误差来源进行了分析,包含大气折射、仪器热稳定性和光学分辨能力的影响等,指出采用更长焦距的望远镜可以提高空间分辨率,优化形变控制可以提高观测稳定性.改进多视场同时观测中的光学设计也有助于精度的提高.     

应用自适应光学望远镜所取得的天文观测成果

自适应光学技术已经成为现代地基天文光学望远镜的重要部分。在世界各地的天文台中 ,许多大型光学望远镜的自适应光学系统正在建造 ,不少的系统已经投入使用。自适应光学技术经过二十多年的发展 ,取得了越来越多的令人激动的天文观测成果 ,自适应光学正在接近成熟并正向天文实际应用的阶段转化。本文根据近几年来自适应光学望远镜在天文中的应用 ,对其所取得的天文成果给予介绍 ,并讨论了自适应光学系统所能开展的天文研究课题。     

Determination of secular polar motion from astronomical observations: Priority of Aleksandr Orlov

The aim of this article is to draw attention to the priority of the well-known astronomer and geophysicist, member of the Academy of Sciences of Ukraine A.Ya. Orlov (1880–1954) in the determination of the following parameters describing the secular motion of the earth’s poles: speed (4 mas/year) and direction (69° west). These results (1954) are based on the astronomical observations from 1900 to 1950 with zenith telescopes at international latitude stations. Orlov is well known in the world astronomical community as the founder of the Poltava Gravimetric Observatory, the Main Astronomical Observatory, and the national research school of global geodynamics. However, his pioneering work on secular polar motion is little known worldwide. At present, Orlov’s estimates for secular polar motion have been verified by century-long observations (1900–2012) obtained with different telescopes at many observatories worldwide and by different, both astronomical and space-based, methods (LLS, VLBI, GNSS, etc.).     

Doing Research on Eclipsing Binary Stars with Small Telescopes and PC computers

Astronomical research with a small telescope (20 cm – 40 cm) has always been a challenging problem. The invention of CCD cameras and personal computers has now put this question to past as small telescopes can do good and practicle science. This paper describes the use of small telescope in the study of eclipsing binary stars. Binary stars play an important role as astrophysical laboratories in our quest to understand the evolution and structure of stars. The most useful aspects of research with a small telescope in binary star research is; 1) as a viable teaching laboratory for begining students 2) to teach and learn the fundamental observational techniques that are common to many types of astronomical research areas 3) as a starting point to initiate research programs in observational astronomy, optics, instrumentation, computational astrophysics and 4) as a foundation to develop an infrastructure and technical know how for larger telescope facility. This revised version was published online in July 2006 with corrections to the Cover Date.