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...     

小视场CCD图像的几何定标

针对长焦距望远镜CCD观测天然卫星的情况,导出了用两颗亮星作为定标时,CCD视场几何参数(比例尺和指向)测量的误差公式,进而设计了多定标星定标时正确的归算方案。新方案不仅对天然卫星的位置测量,也对同类型的小视场CCD位置测量具有指导意义。     

小视场CCD图像的几何定标

针对长焦距望远镜CCD观测天然卫星的情况，导出了用两颗亮星作为定标时，CCD视场几何参数(比例尺和指向)测量的误差公式，进而设计了多定标星定标时正确的归算方案。新方案不仅对天然卫星的位置测量，也对同类型的小视场CCD位置测量具有指导意义。     

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。     

恒星自转测量中因标准星速度非零所引入误差的讨论

近年来,谭徽松等人以所选用标准星的观测轮廓与Gray的转致轮廓直接卷积,再与被测星观测轮廓比较,由此来测量了一些恒星的自转。在这种方法中,当所选标准星自转速度不严格为零时,将引入误差。本文在标准星速度(vsini)_s较小的条件下,进行函数展开,先后给出了轮廓修正关系式R_0(λ)=R(λ)-α_2(△λ_L)_s~2R″(λ),及速度修正关系式(vsini)_0~2=(vsini)~2+(vsini)_s~2。并估算说明,当标准星速度(vsini)_s<5km/s,而被测星速度vsini>20km/s时,该误差可不考虑。     

利用LAMOST和Gaia数据发现24颗晚型高速星

近日,中国科学院大学天文与空间科学学院杜翠花研究小组和美国RPI的海迪·霍·纽伯格(Heidi Jo Newberg)等人利用国家天文台LAMOST和Gaia空间天体测量卫星的观测数据,在近邻晕中发现了24颗晚型(温度4000~6300K)高速星,其中6颗属于超高速星。研究结果发表于国际知名天文期刊《天体物理学报通信》。     

近三年来我国天体测量的研究工作(英文)

该文简述近三年(2005年7月1日～2008年6月30日)我国天体测量研究工作的情况,其中包括我国天体测量工作者在仪器和归算方法、河外参考架、特别的天文研究项目,如位置、自行、三角视差和近距小质量星、太阳系、疏散星团和银河系,以及天体测量教育等方面取得的研究成果。特别描述了2007年10月在上海天文台召开的国际天文学联合会第248次讨论会的意义和作用。     

几颗Be星的光谱

本文给出82—84年对20颗Be星的观测结果。对其发射线特征(定义了V/R、E/C、E/A_0)进行了描述。按发射线特征可将Be星简单地分为三类:单峰、双峰和在发射线中心有强的壳层吸收的星。但是,除了第三类可认为是Be壳层星外,前两类并不能简单地认为是轴向的和赤道向的Be星。单峰和双峰通常是可以相互转化的,这种转化说明Be星的外包层在变化,即HⅡ和HⅠ区的厚度在变化。并且,由观测表明,很可能同时伴随着有光球电子密度等参量的变化。本文还利用理论模型的计算结果,由氦线的半强度宽求得了恒星的自转速度v sin i,并将结果与其它文献给出的结果进行了比较和讨论。     

多路皮秒时差自动测量系统的研制(摘要)

介绍一个研制成功了的多路皮秒时差自动测量系统。该系统基于双混频时差(DMTD)测量原理,是一个适用于多个频标相位和长短期频率比对的高精度测量系统,比对信号采用5MHz,与一个分辨力为1ns的计数器相配,时差测量的理论分辨力为0.2ps,相位测量的本底噪声为±0.3ps(rms),频率测量的本底噪声σ_y(τ)为4×10~(-13)/τ(τ≤100s)。     

应用X射线源的航天器姿态测量

在介绍X射线源和X射线探测器、准直器的基础上,重点描述了应用X射线源测量航天器姿态参数的原理和方法。对X射线星扫描仪的结构、扫描观测X射线源方法和矩形准直器响应函数等做了介绍,较详细地论述了应用单准直器X射线星扫描仪和差分准直器X射线星扫描仪确定航天器姿态参数的测量模型,并进行了二者间的比较和分析。简单讨论了X射线星扫描仪测量建模和应用测量模型拟合航天器姿态参数的算法问题。最后,对采用编码孔径系统确定航天器姿态参数的方法做了概括性介绍。     

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.     

PDS在天地测量中的应用技术——Ⅱ.密集星场底片的测量

本论述了在用PDS测量密集星场底片时扫描框架件生成和分组测量结果合并中遇到的各种问题，介绍了处理这些问题的计算机程序，并且给出了一个应用实例，表明只要在测量过程中始终保持良好的组内重复度，用这些程序处理后的结果在系统上是一致的，可以直接用于天体测量归算。     

基于有效点扩散函数的高精度测光

介绍了利用有效点扩散函数拟合方法得到CCD图像中恒星仪器星等的过程。对国家天文台1 m望远镜观测的16幅CCD图像进行实际测量,结果表明:亮星的内部测量平均精度为0.015 mag,最高精度可达0.001 5 mag,而暗星则达到0.043 mag。与Gauss拟合测光方法相比平均精度提高了3倍多,精度标准偏差是0.005,说明该测量方法比较稳定,是一种更优的测光方法。     

CCD整体平差方法的FORTRAN语言归算程序

介绍了实现CCD整体平差的FORTRAN归算程序的详细流程,包括(a)数据收集、(b)预处理和(c)整体平差与结果输出共三个步骤,并给出了各步所调用的子程序名称及其功能说明。采用模拟数据对该程序进行了可靠性检验,并将该程序应用于4颗河外射电源的光学定位。结果表明, 由于利用整体平差方法参加归算的观测资料覆盖天区扩大,包含了较多的参考星,因而可以获得高于单底片归算的定位精度。     

一种自转测量方法的改进

本文对谭徽松等人提出的一种自转测量方法改进成完全数字化。即把自转标准星序列存入计算机内,对每个被测星,通过调整四个参量:强度标度K,自转速度Vsini,临边昏暗系数ε,沿波长方向的平移量S,得到被测星的自转速度。和原来方法比较,其主要优点是:(1)节省计算机、绘图仪的时间和人力;(2)对测量值和误差估计减少人差;(3)同时可测得视向速度,有可能得到临边昏暗系数和元素丰度。     

基于振动测量的视宁度测量方法研究

根据像运动法测视宁度的原理,研究了一种新的视宁度测量方法,可以用口径为10 cm左右的望远镜测视宁度,并能排除人为因素和仪器光学质量的影响。原理是用加速度传感器测量望远镜的振动,并从单个星像的抖动中扣除镜筒振动的影响。为此设计了一套测量振动装置,进行了观测,并与差分像运动视宁度监测仪(Differential Image Motion Monitor,DIMM)作了比较,发现该方法在一定程度上消除了望远镜抖动对像运动法测视宁度的影响,但不能完全消除。     

GD-1星流金属丰度与运动特性分析

星流在星系形成与演化过程中扮演了重要的角色,对银河系中星流的研究将有助于进一步探究银河系的合并历史.将LAMOST(Large Sky Area Multi-Object Fiber Spectroscopic Telescope)DR6光谱数据以及SDSS(Sloan Digital Sky Survey)DR12光谱数据分别与Gaia(Global Astrometric Interferometer for Astrophysics)DR2天体测量数据交叉匹配,获得恒星自行等数据.对GD-1星流在速度空间、几何空间和金属丰度上进行限制,从LAMOST DR6和SDSS DR12数据中共获得了157颗星流成员星.GD-1星流的平均金属丰度为[Fe/H]=-2.16±0.10 dex,延伸长度超过80°.收集前人给出的GD-1星流高概率成员星,组成较大的成员星样本进行对比分析,发现GD-1星流的金属丰度分布呈现内低外高的特点,沿着星流方向径向速度分布特点是两端大、中间小,?₁=-20°(?₁为GD-1星流坐标系横坐标)和?₁=-60°附近的间隙是因为成员星运动差异形成的.根据成员星分布及其速度分布特性,推测GD-1星流起源位置是在?₁=-40°附近.     

连线干涉系统测量共位双星宽带信号处理与分析

随着人类空间活动的急剧增加,同步轨道资源已变得十分稀缺。为此人们采用了多星共位技术,来充分挖掘同步轨道资源。多星共位中,由于卫星存在位置漂移的情况,安全问题成为维护卫星正常工作必须考虑的问题之一。考虑到同步卫星的轨道特性,常采用三程测距的方式对卫星进行测轨,而且需要较长时间的测轨弧段。连线干涉测量可以获得高精度的差分相位时延,这对卫星在垂直视线方向上构成了很强的约束。给出了连线干涉测量系统设计及测量数据处理方法,并对测量中的关键技术与设备特性、测量数据精度进行了初步分析。     

閃光星(鲸魚UV型星和金牛T型星)

我们在有些恒星上观测到它们的光亮骤然发生变化,例如和太阳隣近的红矮星(鲸鱼UV型)和属於某一星協的星(金牛T型). 本文先列出20颗确定为鲸鱼UV型的星(表1),然後讨论它们的光变情况,如躍变的幅度,光变曲线(表2),闪光的速度(在上昇到极亮时,速度可达0.25星等/秒),躍变的频率等.跟着我们更讨论这些星不在闪光的时候的变化(表3). 这些星的光谱内常有发射线(H与CaⅡ),闪光的时候,光谱上的连续背景加强,并且出现HeⅠ和HeⅡ的谱线,表示温度增加很高,但是这仅限於星的很小的表皮层(1至3％). 鲸鱼UV型星自身亮度很弱(M_(pg)13),数目很多,属星族Ⅰ. 本文内提到几颗御夫RW型星的迅速变化,并且讨论了金牛区(表5),猎户星雲区(表6)和NGC2264里(表7)的闪光星. 我们研究了光变的情况,特别说明鲸鱼UV型星和金牛T型星之间的关系:例如在光曲线、光谱型和同属星族Ⅰ几个方面.我们也讨论了这两型星在绝对星等、光谱和赫-罗图上的位置三者的差异. 最後我们断定鲸鱼UV型星和金牛T型星实在是相同的一群;我们由观测得到的它们之间的差异,其原因一则由於“观测上的选择性”,再则由於这两型星的演化阶段有所不同. 许多恒星的光亮表现突然的增加,或者说很迅速地发出“闪光”,在几分钟、有时在几秒钟内,星光有显著的增加,跟着变暗,初迅速而渐缓慢. 这种星光的躍变在许多型星都观测到,特别是在绝对亮度微弱的星上面.我们现在只讨论下列的主要两类恒星:     

光纤阵列太阳光学望远镜偏振分析器设计

给出了满足光纤阵列太阳光学望远镜(FASOT,Fibre Arrayed Solar Optical Telescope)观测目标的偏振分析器的理论设计.它具有以下特点:(1)具备偏振光学开关功能,使得高偏振测量成为可能;(2)在750nm宽度范围内,对各Stokes偏振参量都具有50%以上的理论偏振测量效率,且总的偏振测量效率高于86.6%.使得观测者在如此宽波长范围内可对多条磁敏谱线同时进行偏振测量;(3)根据所选光球和色球线侧重于对线偏振或圆偏振的测量;(4)对偏振元件的制作工艺以及安装误差等具有相当好的容忍度.以上特性使该偏振分析器成为高性能的偏振测量设备.