2.4米望远镜天体测量试验

利用文[1]提出的方法,求解出云南天文台丽江观测站2.4m望远镜CCD图像中的几何扭曲模型.将求解的模型应用到同期观测所得Phoebe(土卫九)的116幅CCD图像表明:扣除视场几何扭曲的影响后,该卫星定位精度明显提高.土卫九天体测量精度在每个方向约为0."02～0."03.     

恒星系统中暗弱伴星的高分辨率成像探测

天文图像的高分辨率重建技术日益成为天文观测的一种手段.随着云南天文台丽江高美古2.4m望远镜的建立,基于2.4m望远镜利用高分辨率图像重建技术,对恒星系统中可能存在的暗弱伴星进行探测将成为一个现实的课题.本文拟通过实验和理论计算来论证,基于2.4m望远镜,利用天文图像的高分辨率重建技术,对恒星系统中可能存在的暗弱伴星在一定亮度范围内进行探测的可行性.     

云南-香港宽视场巡天新发现的一个磁活动双星系统

云南-香港宽视场巡天新发现了一个磁活动双星系统,其轨道周期为0.60286 d.利用云南天文台1 m光学望远镜附加CCD (Charge-Coupled Device)相机,观测得到了这个双星系统的V、Rc双色光变曲线,结果表明该系统食外存在明显的测光畸变.借助云南天文台丽江2.4 m望远镜附加云南暗弱天体光谱成像仪(Yunnan Faint Object Spectrograph and Camera, YFOSC)对该双星系统的分光观测,测定了该双星系统主星的视向速度曲线并发现该系统的主星表面存在着强烈的色球活动,从而证明系统的光变曲线畸变源自主星的黑子活动.使用W-D (Wilson-Devinney)程序分析上述观测得到的光变曲线和视向速度曲线,得到了该双星系统的轨道参数以及黑子参数.最后,对该系统的特性进行了讨论并对未来的工作进行了展望.     

土星主要卫星天体测量定标试验

在地面望远镜观测土星主要卫星的精确定位中,目前普遍采用CCD成像技术。为了测量视场中暗卫星的位置,常采用4颗主要卫星(土卫三-土卫六)进行定标。鉴于技术的进步,目前CCD视场正在逐步增加,如何精确定标图像值得研究。利用2010年1月20日在云南天文台1 m望远镜上观测的不同取向的105幅CCD图像进行了试验研究。采用了美国喷气推进实验室土星主要卫星历表和美国海军天文台的UCAC4恒星星表进行计算,相对于不同的参考对象进行定标。结果表明,采用4颗主要卫星进行定标并测量离卫星较近的观测对象时具有较好的测量准确度和内部精度。测量离定标星较远的卫星时,这种定标方法具有较大的不确定性。采用6颗主要卫星(土卫三-土卫八)进行定标,所有卫星的测量结果具有更好的外部和内部符合。即便如此,采用四常数模型和六常数模型定标的结果都不是令人满意,这揭示CCD视场存在明显的扭曲效应。如果采用视场中的恒星定标,卫星的外部符合和内部精度明显变差,这说明UCAC4恒星参考星表也不是理想的定标用参考星表。     

相互逼近技术用于小行星702(Alauda)的高精度位置测量试验

将相互逼近(Mutual Approximation)技术从天然卫星的天体位置测量拓展到小行星和邻近盖亚(Gaia)星表参考星的相对位置测量,希望获得更高的小行星位置测量精度.使用中国科学院云南天文台1 m光学望远镜在2020年11月11～12日对小行星702(Alauda)进行了观测试验.在观测资料中,目标小行星共有...     

Astrometrica与MaxIm DL在天体测量中的应用与技术研究

为探究Astrometrica和MaxIm DL两个软件在天体测量中应用与处理的差异,从软件的总体情况、CCD图像的读写与变换、平场校正、参数设置、归算与堆叠等方面进行了详细的比较和研究。以中国科学院云南天文台1 m光学望远镜拍摄的M35星团的两组观测资料为例,探究了Astrometrica均值、中值和MaxIm DL均值、中值、标准差(Sigma Clip)、迭代标准差(SD Mask)6种图像堆叠方法的输出结果。对上述6种输出结果进行了数据归算,具体参考Gaia DR2星表,比较了6种堆叠方法星像的位置测量精度。研究发现,使用Astrometrica中值堆叠输出的图像在位置精度中存在异常。最后给出了两个软件在天体测量和巡天工作中配合使用的方法。     

高精度恒星孔径测光注释

详细介绍了利用孔径测光方法得到CCD图像中恒星仪器星等的全过程,以及使用自己设计的程序对云南天文台1m望远镜观测的CCD图像进行实际测量的实验。测量结果表明:对亮星(约10mag)的内部测量精度能达到0.003mag,而对暗星(约17mag)达到0.2mag。同时,对相关问题进行深入讨论,总结了一些实验所得的经验,并与测光软件IRAF进行了内部精度的比较。     

CCD图像拼接试验

为了获得大视场的高精度天文图像,实施了一种望远镜CCD图像的拼接方法。从原始图像到最终合成图像的坐标转换采用了结合星表UCAC4的六常数模型。不同于硬件级的拼接,使用逐个像素的灰度值再分配的方案进行图像融合。进一步采用云南天文台2.4 m望远镜拍摄的CCD图像进行了试验。结果表明,该算法可以产生较高质量的大视场CCD图像,可以直观地发现运动目标,暗星信噪比有显著改善。高精度的图像拼接还与原始数据扭曲改正的预处理密不可分。与未做扭曲改正相比,图像拼接的位置精度提高了约一倍(约0.02 pixel)。     

关于云南天文台2.4米望远镜YFOSC的CCD的平场

与国家天文台兴隆站2.16m安装的北京天文台暗天体分光成像仪(BAO Faint Object Spectrograph and Camera,BFOSC)系统相似,云南天文台2.4m望远镜安装了云南暗弱天体光谱及成像仪(Yunnan Faint-Object Spectrograph and Camera,YFOSC),对它在直接照相时的CCD平场性能做了测定.使用不同旋转角度拍摄平均而得的平场,可以使不同位置拍摄的像场,所受最大误差≤0.015 mag.但与卡焦的VersArray CCD照相机不同,即使在视场中间直径6.′5的圆内,误差约在0.010～0.013 mag之间,达不到≤0.005 mag的精度.     

关于云南天文台2.4米望远镜YFOSC的CCD的平场

与国家天文台兴隆站2.16 m安装的北京天文台暗天体分光成像仪(BAO FaintObject Spectrograph and Camera,BFOSC)系统相似,云南天文台2.4 m望远镜安装了云南暗弱天体光谱及成像仪(Yunnan Faint-Object Spectrograph and Camera,YFOSC),对它在直接照相时的CCD平场性能做了测定。使用不同旋转角度拍摄平均而得的平场,可以使不同位置拍摄的像场,所受最大误差≤0.015 mag。但与卡焦的VersArray CCD照相机不同,即使在视场中间直径6.’5的圆内,误差约在0.010～0.013 mag之间,达不到≤0.005 mag的精度。     

New confirmation of image-processing techniques for astrometry of Saturn and its satellites

The image-processing techniques used by Peng et al. are further improved to measure precisely the positions of Saturn and its satellites. 495 CCD images taken with the 1-m telescope at the Yunnan Observatory during the years 2002–2004 are processed with these techniques. These measured pixel positions are compared to their theoretical positions computed with the ephemerides of TASS1.7 for the satellites and JPL DE405 for Saturn itself. Analysis of the data for the intersatellite positions among four bright Saturnian satellites (S3–S6) and for Saturn–satellite (i.e. Saturn–Titan) positions shows that these measured positions have the same dispersions, i.e. about 0.05 and 0.06 arcsec in right ascension and declination, respectively. However, for the fainter satellites, Enceladus and Mimas, poorer residuals up to 0.1 and 0.2 arcsec, respectively, in both directions are found mainly due to their small separations from the primary planet and short exposure time in order to obtain useful images of Saturn.     

A Method for Determining Precisely the Barycentric Position of Uranus Observed with CCD Systems

A method for determining precisely the barycentric position of Uranus by CCD systems is presented in this present article. It is required according to the method that the CCD observations obtained both with a long-focus telescope which is used to observe the major satellites of Uranus and with a meridian circle which works in a CCD drift scanning manner when it is used to observe some faint stars. The key part of the method is tested by the observations obtained with the 1-meter telescope at the Yunnan Observatory. This revised version was published online in July 2006 with corrections to the Cover Date.     

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.     

丽江2m级望远镜项目

在国家科技部,云南省,及中国科学院的支持下,2m级天文望远镜建设项目于2000年12月正式启动.在本文中,我们首先简要地介绍该项目的台址丽江高美古;其次,就该项目的情况给出详尽的介绍;最后,就该望远镜未来的一些计划进行了讨论.     

CCD图像数字定心算法的比较

从CCD采集的数字图像中提取天体的位置和光度信息对于天文研究具有基础意义.其中,恒星星像中心像素位置的精确测量对于天体测量至关重要.针对国际上常用的三种位置测量算法:修正矩方法、Gauss拟合法和中值法,利用实测的CCD图像进行了试验研究.具体地,采用云南天文台1m望远镜观测的CCD图像同时使用这些算法进行了实际测量,根据每幅图像中测得的像素位置,对这三类定心算法进行了比较和精度分析.可视化方法被用于不同阈值的选取和设定比较.实验数据表明,无阈值的二维Gauss拟合方法是一种精度相对较高的定心算法.     

A New Magnetically Active Binary System Discovered in Yunnan-Hong Kong Wide Field Survey

We present a newly discovered magnetically active binary system detected by Yunnan-Hong Kong wide field survey, with an orbital period of 0.60286 days. Two color photometry for the system was performed using the 1 m Cassegrain telescope of Yunnan Observatories with its CCD (Charge-Coupled Device) camera. In the observed light curves, there are clearly different light maxima existed in the out-of-eclipse regions. We made spectroscopic observations for the binary system using the 2.4 m telescope and YFOSC (Yunnan Faint Object Spectrograph and Camera) of Lijiang station of Yunnan Observatories, China. The radial velocity curve was derived for primary star of the binary system. The primary star exhibited strong chromospheric activity, which confirms that the distortion of the light curves results from the starspot activity on the primary star. Through analyzing the light curves and RV (Radial Velocity) curve mentioned above by means of the W-D (Wilson-Devinney) code, orbital parameters and starspot configuration of the binary system are obtained. Finally, we have discussed the properties of the binary system, and given the prospects on the future work.     

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.