丽江高美古视宁度、等晕角及相干时间的探空测量

对高美古的折射率结构常数C_n~2廓线和常规气象参数廓线进行了探空测量.实验期间,白天视宁度ε_(FWHM)为3〃,等晕角θ_0为0.3〃,相干时间τ_0为0.4 ms左右.夜晚ε_(FWHM)为1.04〃,θ_0为1.00〃,τ_0为1.84 ms.通过计算TER(turbulent energyratio)以及Richardson数表明,视宁度主要来自近地面层和自由大气层湍流的贡献,边界层湍流贡献不大.距地面几米的强湍流层、对流层顶附近强湍流层以及风速梯度变化较大所对应的强湍流层构成了高美古湍流空间分布的主要特征.     

丽江高美古大气透明度和可降水量

大气气溶胶和可降水量会影响天文望远镜光学成像系统的观测质量.利用中国科学院安徽光学精密机械研究所自主研制的DTF-6型太阳光度计观测了丽江高美古2010年10月～2011年5月的太阳直接辐射,获得了丽江高美古晴朗无云天气条件下气溶胶光学厚度(大气透明度)、(A)ngstr(o)m指数和可降水量;给出了该地区观测期间气溶胶光学厚度、(A)ngstr(o)m指数和大气可降水量的日变化与季节变化特征.实验期间,气溶胶光学厚度和可降水量日变化大致可分为4种类型,季节变化都呈现为冬季最小,秋季次之,春季升高.总体来说丽江高关古气溶胶光学厚度和可降水量都较小,该地区大气较清洁透明,且大气中积聚的多为小粒子,适用于天文观测.     

光学系统参数确定带宽约束的天文图像盲反卷积

大气湍流极大限制了地基大口径望远镜观测天文目标图像的空间分辨率.根据最大似然估计原理,提出了用实际光学带宽约束的可有效减小天文观测图像中大气湍流影响的盲反卷积方法,通过共轭梯度优化算法使卷积误差函数趋向最小.建立了望远镜光学系统参数和图像频域带宽的关系,采用变量正性约束、点扩散函数带宽有限约束,提高算法的收敛性.为避免图像处理中有效傅立叶变换频率超出截止频率,要求采集望远镜焦面图像时单个成像单元(如CCD像素单元)应小于四分之一衍射斑直径.算法中未用目标支持域约束,所提出的方法适用于全视场天文图像恢复.用计算机模拟和对实际天文目标双鱼座图像数据的恢复结果验证了所提出方法的有效性.     

丽江高美古2号点的大气视宁度观测

介绍了2007年11月至2008年1月15日在丽江高美古2号选址点的大气视宁度及其它天文气象参数观测结果.数据分析显示:观测时间段内高美古2号点平均r 0为8.74cm(FWHM 1.27″), 观测到的r0的极大值为20.47cm(FWHM 0.54″).     

恒星大气模型的应用

本文总结了如何将恒星大气模型计算结果与实测进行比较以获得恒星的一些重要物理参量的方法。这些物理参量包括:有效温度T_(eff)、表面重力加速度logg、元素丰度x_i、湍流速度ξ_t、恒星半径R、自转速度Vsini、角直径θ、质量M、光度L,关于恒星演化状态的信息等。     

天文台址大气光学湍流探测技术

综述了大气光学湍流探测技术的最新进展,对近年来光学湍流探测设备进行简要总结。通过对光学湍流特征参数的介绍,分析了大气光学湍流探测在天文观测中日趋重要的作用。重点介绍了微温脉动仪、DIMM、MASS、SCIDAR等技术的原理与观测。总结国内大气光学湍流探测技术的现状,展望其在天文领域应用的未来发展趋势。     

高美古观测站大气消光系数测定的初步结果

大气消光系数的测定是天文观测台站一项很重要和基础的工作.介绍了利用新建的2.4 m望远镜在高美古观测站开展的消光系数测定等定标工作的初步结果.利用2009年4～5月对Landolt标准星场的2次测光观测,分别给出了UBVRI 5个波段的消光系数.此外,对该站点大气消光的成分情况进行了探讨.给出的结果与数年前高美古观测站选址时得到的大气消光系数基本一致,并与其它一些知名天文观测台站的消光数据进行了比较.     

丽江高美古的天文观测条件

综述对丽江高美古的视宁度、天光亮度、消光系数进行观测的原理、仪器、观测方法和结果．结果表明,高美古是我国南方的优良光学天文台址,视宁度达到世界优良台址的水平     

天文高分辨像复原技术检测地基天文光学望远镜成像质量

在天文高分辨像复原技术的基础上，根据谱比法较准确地测量视宁度参数r0后，计算得到大气系统的平均短曝光传递函数，从而把大气湍流对检测结果的影响从综合成像系统中分离了出来。利用望远镜摄取大量目标源的短曝光像(斑点图)作为原始数据，通过分析这些含有望远镜衍射极限分辨率信息的斑点图，实现天文光学望远镜系统点扩展函数(PSF)中低频信息的重建，得到半峰全宽(FWHM)和80％的能量集中度(EE)。     

三孔较差像运动测量仪计算和统计的进一步探讨

从天文选址的角度出发 ,介绍了影响望远镜光学成像质量的大气湍流的成因、特性以及它对星光波前的影响 ,进而对衡量大气宁静度的量度值———大气视宁度做了详细的叙述 ,包括其测量方法 ,以及目前国际天文选址界常用的较差像运动测量仪的测量原理 ,介绍了云台三孔较差像运动测量仪的光学和硬件结构组成部分 ,对图像处理 /采集软件中用Waldie法计算大气视宁度值与用Roddier法计算大气视宁度值的不同之处进行了理论的分析 ,编写了Roddier法相应软件 ,并用于实测中测量了大气视宁度的值 ,得到一些有意义的结果。