陀螺经纬仪三点测时快速定向法

本文论述只在陀螺分划板的三条分划线上测取穿过时间而不测摆幅的快速定向方法。对于GAK1陀螺经纬仪，采用这种方法观测一次仅需6～7分钟（马达启动到停止）。本文比较了这种方法与中天法、记时摆幅法Ⅰ、多点测时法、5点快测法的观测精度。     

精密坐标仪修理两则

1坐标仪离合器故障的修理 1)故障现象.常见的有x、y离合器徒手移动受阻,即在x或y方向离合器脱开之后,运行中,离合器与丝杆碰撞,发出咔咔声音;或者相反,徒手移动时,虽无异常响声,但是x或y隙动差大. 2)检查方法.以y隙动差为例(x隙动差可参照进行),用手轻轻推拉坐标仪x车架,使绘图头在y方向上下轻轻移动,在推拉之后绘图头上对点显微镜始终对准着一个点,若误差小于0.1 mm,则认为y隙动差合格,若误差大于0.1 mm,就需校正,若推拉中,x车架完全不动,说明x车架没有弹性,也会产生隙动差.     

关于水平微动螺旋和测微器的“旋进”问题

一、问题的引起在《一、二、三、四等三角测量细则》§111第（8）款中指出：“无论用何种仪器观测,在使用微动螺旋作最后照准,或用测微器对准分划时,其最后旋转方向均应为‘旋进’。”但怎样谓之“旋进”？各种不同类型的经纬仪,其相应螺旋（这里是指水平微动螺旋和测微器扭）的“旋进”方向又是怎样的？关于这个问题,在不少人的概念中还比较模糊,往往不能够根据仪器结构的不同,找出相应的真正“旋     

等高观测的误差方程式及其权

根据作者能够找到的材料来看,观测恒星等高以解求经纬度的方法,一般推溯至高斯,高斯曾于19世纪之初用六分仪观测三星等高以测定经纬度。其后散姆奈于1837年提出用定位线法来解求船舶所在的位置,但所观测的天体并不等高。克劳与德延谷于1910年提出观测多于三个的恒星等高以测定经纬度的图解法,于其时曾设计出60°稜镜等高仪,并对仪器的误差及解算的理论详作研究。我国测量学者胡明城等于1946年出版等高观测手册一书,详述观测和计算的方法,对于等高仪器误差的探讨有独到的研究。苏联学者马札耶夫于1945年出版45°等高星表,他将选星的方法大加改进,此星表的使用甚为便利,远优于其他星表。马札     

关于仪器常数的采用问题

在进行天文测量时,必须经常测定仪器常数,并在观测成果中加以改正。然而在野外作业中,由于仪器受到自然环境和运输等不利条件的影响,仪器常数经常地发生变化,有时变化的数值也比较大,因此,在内业计算中就产生了很多的困难。由于仪器常数的测定和采用问题,直接牵涉到成果的质量,不妥善的处理,会使成果带进一定数量级的系统误差。为了搞清这个问题,我们就水准器、接触条宽、隙动差以及测微器周值等四个问题,谈谈在测定常数的过程中应注意的事项,以及仪器常数变化对天文经纬度和方位角的影响。     

室内星空仿真软件的研制初探

基于电脑显示器来显示仿真的星空图,可以根据任意给定的观测时间、观测地点、观测天区来实时生成真实的星空背景,利用电子经纬仪即可对其进行观测。仿真结果表明,利用该仿真软件可使视场内星的选取速度加快且更加准确,星空仿真的实时性好,提高星点的位置精度,使运行方向正确,并实现了星点显示的等角距性。     

蔡司030、002经纬仪度盘偏心校正的简法

经纬仪是用以测定角度的工具,而它的测角精度主要是决定于度盘刻划的正确性。除此之外,由于度盘的安装不正确,其刻划中心和它的旋转中心不一致而产生度盘偏心差,也会给读数带来一定的影响。这种偏心差,对吻合读数的光学经纬仪,或双游标的金属经纬仪来说,可以自行消去或取两游标的读数中数而消除。对于蔡司030或单游标经纬仪来说,虽然也可由正倒镜观测来消除度盘偏心差的影响,但是,当存在有较大的     

不同尺寸航天器立方镜测量方法研究

主要介绍了利用激光跟踪仪测量立方镜镜面,拟合镜面法线方向来代替双经纬仪准直的方法 ;并通过实验验证了经纬仪测量系统与激光跟踪仪测量系统联合测量方法的可行性。通过大尺寸的立方镜进行的准直测量,可解决舱体内部测量不通视的问题。     

采用中等光学经纬仪按金格尔法测表差定经度

前言在国防建设和经济建设的某些工程中,需要测定大量的三、四等天文经纬度及方位角。其中以天文经度问题较多。一般都是采用高精度仪器按金格尔法或中天法测表差,或者采用中等光学经纬仪按多星等高法或天顶距法测表差定经度。前者仪器笨重,携带困难,后者观测计算都较繁琐,且精度不易保证（稜镜等高法除外）,都不符合多快好省的要求。如果采用中等光学经纬仪按金格尔法测表差定经度是否能获得应有的精度？虽然曾有人作过一些试探性观测,但没有结论。为了解决业务上的迫切需要,我们组织了有限的人力和仪器,从1963年9月到1964年3月在某地（ψ≈30°）进行了一些观测。经初步分析,结果精度是能满足三等天文经度的要求。现将有关观测实验的几个方面阐述于后。     

技术问答

问：威待T_2经纬仪的几项主要检查结果均合乎要求,但在山区观测当垂直角相当大时（有时甚至大于45°）,2C的变动范围总是超限,而且似乎仰角的2C为正,俯角的为负,这是什么原因？（广东 邓集东）答：“2C”在一般习惯上称之为“两倍照准差”,假定在观测时其他误差都不存在,或者微小到可以完全不加顾及的情况下,由于视准轴差C即照准轴不垂直于水平轴之微小角差而引起的同一水平方向正镜与倒镜观测值之差,体现为2C。对于垂直角为α的观测目标来说,由于C的影响。观测一次将具有方向误差为     

导航卫星自主定轨中系统误差ΔΩ和Δt的消除方法

为了消除利用星间距离或速度观测值进行自主定轨时可能存在的卫星星座整体旋转和卫星钟差整体漂移的误差,提出利用单点定位的方法来研究并消除上述两项误差.当导航卫星整体旋转ΔΩ角时,单点定位所求得的测站经度也会偏移ΔΩ角,据此就能用具有精确地面坐标的控制点来测定ΔΩ角.当各卫星钟中均含有系统误差Δt时,利用单点定位所求得的接收机钟差中也会出现同样的误差,通过与标准时间比对就能测定Δt值.算例结果表明,该方法是有效的、可行的.     

CPⅢ高程网最小独立闭合环的一种搜索算法

水准测量结束后,对观测成果进行往返较差、附合路线及闭合环的闭合差检查是必不可少的工作。CPⅢ高程控制网网形独特,它部分边含有往返测或双次观测且属于大型控制网(观测边可能含有数千条)。根据最小独立闭合环及最小独立附合路线的限制条件,依据CPⅢ高程控制网的特点,利用Dijkstra算法思想,提出了最小路径搜索法并进行编程实现,通过算例验证了其正确性和高效性。     

利用本身观测成果研究仪器和轴颈的误差

一架旧子午仪Gustav Nr.4152 d=80mm已长久不曾使用,经修理后,须检验其轴颈有否误差。由于得不到适当的轴颈检验设备,只好按照误差理论从观测成果中来分析轴颈的误差。按子午仪测时的结果,可得到每一颗星的观测误差：V_i=u+Aia-u_i将所有的观测误差和相应的天顶距为纵横座标值描绘于图上（图3）,穿越这些点群可得一条曲线,这一曲线即代表因仪器轴颈的截面不为圆形而引起视线在垂直面内旋转时,视线在天空所描绘出来的曲线,通常是很复杂的。但依照Gustav Nr.4152仪器在纬度40°处所描绘的曲线很有正弦曲线的性质,因此综合地得到表差改正的近似修正公式为：Δu=+0.s065 sin 12Z.再由水平轴倾斜改正的数值来分析,知道了轴颈截面不为正圆的情况以与水准器挂钩接触处为最严重,与圆偏离得最大处已接近3.8μ。从观测成果的处理中,经过上述公式的修正后,观测值的权单位中误差由±0.s042提高到±0s.028,并得到最后结果的系统误差达0s.008。     

苏联A.B.马查耶夫等高观测选星图

用多星等高观测来决定某地的经纬度,已经是很普遍的方法,精度完全合乎要求。不过多星等高观测是一种不等权的间接观测,在结果的处理上每个观测值要给以不同之权,但决定这种权还没有比较适当的方法;虽然有些书中说明给与的方法,但不够理想,并且在平差计算中带来了许多麻烦。因此苏联学者A．B．马查耶夫不考虑权的大小就是认为权是相等的。经我们的实践,认为这样作很适当,精度也合於要求。为了使精度提高,观测不发生困难,因此避免子午圈与卯酉圈附近之星,并且要求星的分     

导航卫星自主定轨中系统误差△Ω和△t的消除方法

为了消除利用星间距离或速度观测值进行自主定轨时可能存在的卫星星座整体旋转和卫星钟差整体漂移的误差，提出利用单点定位的方法来研究并消除上述两项误差。当导航卫星整体旋转△Ω角时，单点定位所求得的测站经度也会偏移△Ω角，据此就能用具有精确地面坐标的控制点来测定△Ω角。当各卫星钟中均舍有系统误差△t时，利用单点定位所求得的接收机钟差中也会出现同样的误差，通过与标准时间比对就能测定△t值。算倒结果表明，该方法是有效的，可行的。     

基于VRS的GPS测量误差分析

系统误差包括卫星轨道误差、卫星钟差、接收机钟差及大气折射误差等。是GPS测量的主要误差源。但系统误差通常可以采用适当的方法来减弱或消除,如建立误差改正模型对观测值进行改正,或选择良好的观测条件,采用适当地观测方法,进行线性差分等.本文介绍了基于VRS的GPS测量要解决的一个主要问题即在系统运行中产生的各种误差进行改正,使之减小或者消除。并就影响VRS精度的各种误差予以分析     

地心非旋转坐标系中卫星共视法时间比对计算模型

卫星导航定位系统测距的基础是测时,定轨和定位的前提是各观测量的时间同步,因此,时间同步技术是卫星导航定位系统建设的关键技术基础之一。卫星导航定位系统中时间同步技术包括卫星与地面（星-地）和地面站间（地-地）的时间同步。在本文中,根据卫星共视法时间比对的基本原理,分别从数学角度和几何角度详细推导了地心非旋转坐标系中卫星共视法时间比对的基本计算模型,从而为实现站间高精度的时间同步提供了一些参考。     

利用多星矢量观测信息进行天文导航定位技术的研究

传统的天文导航定位原理都是基于天文定位三角形或高度差法来实现的,但是这两种方法均只能利用天体的高度信息,而不能利用天体的方位观测信息。介绍了与表示天体坐标相关的坐标系及天体位置的矢量表达式,详细推导了双星矢量天文定位模型,并基于此提出了实现多星矢量天文定位的原理。该方法同时利用了天体的方位和高度观测信息,不仅提高了观测量的利用率,而且还能够用于高精度、高自动化、大数据量的天文导航定位。     

平差元素的选择(提供讨论)

1．本文首先叙述了一些基本概念：即采用完全方向观测法或全组合测角法时,以测站平差后的方向作为平差元素（即按方向平差）是严格的;以测站平差后的角度作为平差元素（即按角度平差）则是不严格的。但将测站平差后的所有角度作为观测角而进行带权的平差,则又是严格的。由此引出一个结论,即不管采用何种观测程序,只要测站平差后各方向的权数相同,别在这种网形中,按方向平差与“顾及测站条件和权的角平差”是一样的。2．根据上述结论,作者导出一个按方向平差的要求的表达式,这一表达式是以角度改正数来表示的,这样就便于和角度平差的要求进行分析比较。3．根据分析比较并结合一些实际计算资料,提出平差大面积三角锁网时对于平差元素选取的意见,对于小面积三角网的平差元素的选择,也提出了一个简单的判别法。以上意见是初步的,在于提供参考。     

高轨无缝面阵扫描判断方法：栅格法和几何相交法

极轨海洋卫星的时间分辨率低,不能及时感知快速变化的海洋现象及海洋突发事件,因此,发展静止轨道海洋成像辐射计势在必行。静止轨道卫星可以长时间观测指定海域,但是视场小,需要通过二维指向镜等方式扩大卫星的观测区域。本文意在通过提出漏扫判断方法,给出合理的扫描方式,保证高轨面阵扫描无地理信息遗漏。首先,本文在分析二维指向镜成像原理的基础上,给出了指向镜子图像成像特性以及不同方向、大小的电机转角所引入的像面旋转。其次,画出了子图像的边界包络图,直观地给出了扫描角度变化与图像覆盖程度的关系。最后,提出了两种无缝拼接的判断方法:栅格法和几何相交法,栅格法能够判断出图像覆盖次数,几何法速度快、准确度高。实验结果表明应用本文的两种方法得到了不同扫描角度间隔下地球边缘有无漏扫的情况,找到基于本文光学系统、可覆盖全球且无缝拼接图像的最大俯仰、方位转角间隔,为电机转角步距的设置提供理论依据,保证不漏扫的同时提高载荷的时间分辨率。