近地天体望远镜的PSF分布研究

盱眙近地天体望远镜CCD视场为1.94°×1.94°,作为大视场望远镜由于存在场曲现象,因此根据单颗星像调焦会导致PSF(Point Spread Function)分布不均匀.研究所拍摄图像的PSF分布特征,并通过拟合半高全宽和离焦量的函数关系模拟出弯曲焦面,从而确定出最佳成像平面.制定出根据PSF的半高全宽直方图来判断最佳成像平面的调焦方法.     

Golay3型光学稀疏孔径系统退化图像的频率信息提取及合成研究

利用组成星座的小卫星,分别携带分离的子望远镜和合光成像望远镜,构成Fizeau型光学综合孔径干涉系统,实现高分辨率的面源目标成像是当前的研究热点之一。这种光干涉成像系统,由于稀疏度较大,UV覆盖不全,即空间频率采样不连续,表现为系统光学传递函数有零值存在。要克服UV覆盖不全的影响,获得等效的大孔径望远镜成像效果,需要改变子孔径的空间排布,获得不同基线条件下的图像,进行空间频率信息的提取和合成,最后采用逆滤波的方法达到提高图像质量的目的。在分析单子孔径传递函数与系统传递函数关系的基础上,优化子孔径的排布方式,采用不同的频域滤波器将不同基线获得的图像中信噪比高的频率区域提取出来进行合成,再变换到空域并进行逆滤波处理,得到改善的合成图像。仿真结果显示,当得到的干涉图信噪比较低时,该方法可以有效地提高合成图像的质量。     

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.     

基于图像位移叠加方法探测暗弱小行星

为了提高对太阳系内暗弱小天体的探测能力,将位移叠加方法应用于时序光学图像的处理,提高了暗弱小行星的识别效率.通过试位法预估动目标的视运动速度,确定动目标的存在性,进一步根据目标星象特征判据(信噪比和星象伸长率)迭代确定动目标的精确位置.将位移叠加方法运用在近地天体望远镜同一天区连续曝光的多幅图像的处理中,成功探测到暗于21 mag的单帧不可见动目标,验证了图像位移叠加方法探测暗弱动目标的可行性.     

基于亚像素图像平移叠加提高大倾角同步卫星信噪比的方法研究

大倾角地球同步轨道(GEO)卫星相对地面并非完全静止,其星下点做南北方向的"8"字周期运动,倾角越大运动范围越大.这会降低地面望远镜对其进行凝视观测时的有效曝光时间,无法获得较高的信噪比.对地球同步轨道的监测中,在硬件条件不变的前提下,提出亚像素图像平移叠加方法.根据目标的运动速度和相邻帧图像的时间间隔,在亚像素尺度平移并对齐多幅图像,使GEO目标星象在图像序列中的位置重合,通过叠加多幅序列图像来提高目标信噪比,从而达到提升整个系统探测能力的目的.实测图像叠加结果表明,该方法可以显著提高该类目标的信噪比.叠加5幅图像时,整数像素叠加图像的信噪比约为原图像的1.7倍,而亚像素叠加图像的信噪比是原图像的2倍左右.     

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.     

2.16m望远镜卡焦平面星象位置的模拟及其在光纤定位观测中的应用

本文利用GSC和SAO星表以及2.16m望远镜底片上星象位置的xy测量值,分析了该望远镜卡焦平面上星象位置的误差分布,提出了改正解析表达式.利用SUN工作站计算打印出了适合多目标光纤系统光纤探头定位用的纸质观测机场星图,代替采用照相底片作多纤维观测的视场模板,取得了满意的观测效果提高了工作效率.     

高分辨率太阳图像重建方法

高空间分辨率的太阳观测数据有助于深入研究太阳大气现象、太阳物理基本问题。地基大口径太阳望远镜常通过自适应光学技术和图像重建技术获取高空间分辨率图像。目前太阳图像重建技术主要有斑点成像术和斑点相位差法两类。介绍了斑点成像术中几类方法的原理,阐述了斑点成像术重建太阳像的流程以及几个关键步骤,介绍了多帧盲反卷积和相位差法的原理,比较了斑点成像术和斑点相位差法的特点,最后阐述了它们在太阳高分辨率观测中的应用和发展趋势。     

NVST高分辨窄带成像系统视场频漂的实测与分析

1 m新真空太阳望远镜的成像系统包括Hα,Ca Ⅱ和He Ⅰ三个窄带成像通道,三者均使用里奥滤光器系统进行单色像观测。以Hα通道实测图像为例,探讨了在线心-线翼的偏带观测出现的太阳像亮度空间分布不均匀问题的原因。该不均匀性不同于杂散光,其空间分布形式与变化程度随观测波长点的不同而不同。通过对多组实测数据的分析认为,出现亮度不均现象的根本原因是滤光器的视场效应,视场边缘区域的工作波长相对中心区域发生频率漂移。频漂的程度和空间分布特征与光路装调密切相关,通过分析对比2017年3月光路调整前后频漂情况得出结论:在目前Hα成像通道2.2'的视场范围内,视场频漂量最大为0.005 nm,小于透过带带宽,且仅出现在视场左下角边缘。     

一种对分离星点目标清晰成像的方法

提出了一种能克服大气湍流影响、对点目标清晰成像的方法,并将该方法成功应用到对分离星点组成的天文目标的模拟成像实验中.首先,在望远镜像面利用视场光阑选中单个星点目标,利用类Ptychography方法恢复出星点像场的频谱信息;其次,由于大气湍流的高斯随机特性,所选单星目标的频谱估计值可以通过叠加一系列在不同大气湍流下所恢复的频谱场而得到;然后,通过对单星目标的频谱估计做逆傅里叶变换得到该星点目标的清晰图像;最后,通过拼接每个单星目标的清晰成像得到分离星点组成的天文目标的清晰成像.模拟实验结果表明,该方法简单、高效、抗噪声能力强.     

近地天体望远镜配置大阵面CCD后轴外像差的校正

近地天体望远镜由SI600S (4k×4k) CCD升级为STA1600LN (10k×10k) CCD后,观测视场由4 deg~2增至9 deg~2,可用视场直径由望远镜原设计视场的3.14°增至4.28°,超出原设计36%,同时作为CCD密封窗的场镜增厚8.75 mm;两个因素导致10k CCD成像的轴外像差增大,视场外围的像质变差.依据望远镜原始设计光学参数,借助光学设计软件ZEMAX进行像质改善尝试,最终选择在10k CCD场镜前插入一个由两片球面透镜组成的场改正镜,使10k CCD的轴外像差得到校正.同时还提出了一个进一步拓展近地天体望远镜观测能力的设计方案,将望远镜的可用视场从目前的14.38 deg~2扩展至28.27 deg~2.     

丽江2.4米望远镜双视场终端的控制与图像采集

为充分利用丽江2.4 m望远镜有限的卡焦接口,提高观测效率,研制了一个双视场天文观测终端,在2.4 m望远镜上实现不同视场和图像比例尺等参数进行快速测光和高分辨成像等天文观测,以满足不同的观测需求。针对该终端对滤光片轮精度和大视场光路与小视场光路切换的精度要求,以及对电子倍增电荷耦合器件(Electron-Multiplying Charge-Coupled Device, EMCCD)相机图像采集的速度要求,采用三层电机闭环控制以及多线程并发执行等技术,实现了该终端中滤光片轮、大视场光路与小视场光路切换的精确控制,以及EMCCD相机图像的快速采集与存储。最后在实验室进行了详细测试,结果表明,所设计的控制与图像采集系统能满足各项性能指标的要求。     

图像移位堆叠方法用于暗天然卫星的天体测量

暗弱天然卫星与主带小行星相比,具有亮度低、速度变化快的特点.在观测这类天体时,不能简单地延长曝光时间来提高其信噪比.尝试观测多幅短曝光的CCD (chargecoupled device)图像,采用移位堆叠(shift-and-add)方法,希望提高目标成像的信噪比,获得暗弱天然卫星的精确测量结果.使用2018年4月9—12日夜间,中国科学院云南天文台1 m望远镜(1 m望远镜)拍摄的木星5颗暗卫星的229幅CCD图像,实施了移位堆叠试验.为了验证结果的正确性,与相近日期中国科学院云南天文台2.4 m望远镜(2.4 m望远镜)观测的相同木卫图像的测量结果进行了比较和分析.位置归算采用了JPL (Jet Propulsion Laboratory)历表.结果表明,对CCD图像使用移位堆叠方法,通过叠加约10幅曝光时间100 s的图像, 1 m望远镜能观测暗至19等星的不规则天然卫星,而且测量的准确度与2.4 m望远镜的测量结果有良好的一致性.     

综合孔径干涉望远镜的高分辨率图像重建

利用干涉望远镜成像,可以获取最长基线对应的高频率信息,但往往只能获得部分频域覆盖.为了获得尽可能多的频率信息,可以先通过孔径排布变换,进行更充分的频率采样,再经过干涉图像合成,得到含有完备频率信息的目标高分辨率重建像.介绍了综合孔径干涉望远镜的高分辨率图像重建工作,重点讨论了孔径旋转条件下的干涉图像对齐和合成问题,并成功实施了天文目标的干涉成像观测实验,获得了有完备频率信息的目标高分辨率重建像.     

基于相位差法的光学综合孔径望远镜失调检测技术

光学综合孔径望远镜常常因为子望远镜间的失调大于1λ而产生相位差,影响望远镜的分辨能力.基于相位差法的检测技术,主要是利用在焦面和离焦位置上同时采集的一对图像,对光瞳上的相位分布进行恢复,从而得出子望远镜间的微小失调误差.在计算机模拟成像系统的基础上,我们使用有限差分法对波前相位进行了恢复.模拟研究结果表明,相位差法可以较准确恢复出波前相位,检测出失调量.     

基于最大熵估计的空间物体星像复原

空间物体的光学观测中存在诸多的图像退化因素,影响了目标的成像过程,降低了探测精度,给高精度的定位计算带来困难.使用基于最大熵估计的图像复原方法,处理了退化严重的实测图像.通过比较处理前后空间目标的定位精度,分析图像复原方法对于数据处理的影响.实验结果表明,使用最大熵估计图像复原方法,降低了图像退化的影响,显著提高了退化星像的定位精度.     

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)。     

1.2m地平式望远镜视场旋转角的理论计算

利用光线追迹法和矩阵光学的方法分析了1.2m天文望远镜折轴平面反射镜系统在望远镜的方位轴、高度轴转动时所引起的像方视场的旋转,分别用两种方法给出了一致的目标图像旋转与望远镜高度角、方位角之间变化的函数关系式,并将地平式装置引起的物方视场旋转在球面坐标系下的旋转量转换到平面直角坐标系中,最终得到整个望远镜系统的视场旋转量,为实时改正这些旋转量提供了理论依据.     

一个巨型望远镜方案

提出一个有特色的巨型望远镜(FGT)方案．其主镜口径为30米，主焦比为1．2，由1095块圆环形子镜构成．采用地平式装置．光学系统包括Nasmyth系统、折轴(Coude)系统和一个大视场系统．提出一个由4个镜面组成的新的Nasmyth系统，在约10′的视场范围内像斑小于爱里斑，达到衍射极限．比传统的Nasmyth系统的衍射极限视场大得多．可在这样的大视场内同时作好几个小区域的衍射极限的观测．当由Nasmyth系统转换到折轴系统和大视场系统时，采用主动光学技术改变子镜的面形、倾斜和平移，产生一个新的主镜面形，使折轴系统和大视场系统都能得到很好的像质．大视场系统的视场直径25′，场曲轻微，并有可能校正大气色散．给出了子镜面形和位置的公差，并讨论了望远镜的装置和结构,方案中的特色和创新对未来大望远镜的研制有普遍意义．     

MUSER可见度数据积分方法与实现

射电观测是研究太阳活动的重要探测手段。我国明安图射电频谱日像仪(Mingant U Sp Ectral Radioheliograph,MUSER)主要用于研究太阳爆发活动初始能量释放区的物理过程,其观测将在太阳射电成像开辟一个新的窗口。成像处理是数据处理的重要组成部分,如何提高成像质量是当前数据处理的研究重点。首先介绍了射电干涉成像的基本理论,随后分析了对观测得到的可见度数据积分的必要性,细致讨论了短时段可见度数据叠加求平均和长时段UV覆盖叠加两种积分方法,并给出了完整的实现。通过实现代码与实验验证,两种积分均可以有效提高信噪比,图像质量明显提高。