空间碎片激光测距探测能力分析

针对利用激光测距技术探测空间碎片这一新的发展趋势,基于国内外现状和未来探测的需求,首先对空间碎片激光测距的探测成功率进行了理论计算;其次计算分析了望远镜口径大小、激光器单脉冲能量及重复频率与可探测空间碎片大小及探测距离之间的关系。研究结果表明,采用大功率激光器与大口径望远镜可有效地提高空间碎片的探测能力。为满足探测微小空间碎片(尺寸在20 cm左右)的需要,建议采用能量在2 J~3 J之间、重复频率为100 Hz的激光器和口径1.2 m以上的望远镜。     

采用云量仪提高光电望远镜观测效率的探索

光电望远镜按编目次序对空间碎片进行跟踪,对于有云层分布的夜空,不能根据云量分布情况实时调整观测次序,造成望远镜资源浪费,影响探测目标数量.云量仪用于实时采集全天空的红外云量图像,测定云量分布与定位的同时,可以对望远镜的观测调度策略进行优化.实验测试表明云量仪优化的观测调度策略有效可行,能够充分利用现有资源,在多云条件下使望远镜实现见缝插针式的工作,显著提高观测设备效率.     

吉林天文观测基地光学观测环境及相关研究进展

地基光学天文望远镜是人类探索与研究宇宙的重要手段, 对已有地基光学台址的光学观测环境进行监测分析, 可以为后期设备针对性改造以及观测者调整观测策略提供参考依据, 对提升地基光学设备的观测效能具有重要的意义. 吉林天文观测基地(简称``基地'')隶属于中国科学院国家天文台长春人造卫星观测站, 位于吉林省吉林市大绥河镇小绥河村南沟约5 km处(东经126.3^\circ, 北纬43.8^\circ, 海拔高度313m). 基地大气视宁度均值范围约为1.3$''$--1.4$''$、天顶附近V波段的天光背景亮度为20.64magcdotarcsec^-2、年晴夜数最高可达270余天, 具有良好的天文观测条件. 吉林天文观测基地于2016年投入运行, 现有1.2m光电望远镜、迷你光电阵列望远镜、大视场光电望远镜阵列、新型多功能阵列结构光电探测平台等多台(套)光电望远镜设备. 利用上述设备, 主要围绕空间目标探测与识别、精密轨道确定、光电探测新方法以及变源天体的多色测光等开展相关研究工作, 与多家国内高校及科研院所保持着良好的合作关系.     

空间碎片观测精度分析

文章分别用内符合精度和外符合精度两种精度指标对云南天文台SBG望远镜的观测数据进行判定，确定了其观测精度。得到高轨空间碎片的观测精度约为2″，和低轨空间碎片的观测精度约为7″，并对观测误差的来源作了一些初步的分析。     

太阳目标哈特曼波前探测研究

分别对Hinode光学望远镜SOT观测太阳黑子的本影和半影图像以及太阳米粒组织图像进行了空间频谱计算和相关计算,分析了太阳不同结构区域图像的时域和空域特性对哈特曼波前探测精度的影响。计算和分析结果表明,在子孔径波面倾斜小于0.25″情况下,米粒组织图像采样时间在2 min内、本影和半影采样时间在4 min内,对子孔径波面倾斜探测精度的影响极小;并且由太阳目标特性引起的哈特曼波面探测误差随波面畸变量的增大而增大。这些研究结果可为太阳望远镜哈特曼波前探测器研制和应用提供依据和参考。     

实验室中成功模拟太阳耀斑

2011年的中国科学十大进展中有两项物理学研究成果,其中一项属于实验室天体物理学。什么是实验室天体物理学？从字面看与天体物理学有关,传统的实测天体物理学在广义上也可以称为实验室天体物理学,因为所进行的各种探测都是在实验平台上完成的,包括地面与空间的各波段望远镜等探测设备。为了更准确详细地观测天体,可以通过改变望远镜和探测设备的参数,来获得天体物理学家所需要的图像和信息,如光谱等。     

高轨空间碎片的观测模拟

对高轨空间碎片进行了观测模拟。在观测模拟中，分别选取南京和云南两个观测站；采用2种跟踪方式：跟踪恒星和跟踪卫星；对于同一地理经度上的同步卫星进行了观测；提供了发现新目标的方法；并给出了新目标的初轨。这为我国空间碎片的数据库的建立作了有益的尝试，对于卫星和航天器的飞行安全具有特别重要的意义。     

2014年上海天文台卫星激光测距观测报告

介绍了2014年上海天文台卫星激光测距系统的常规观测、系统升级改造及科研实验情况。在主副镜完成用1064 nm波长镀膜的基础上,突破激光指向监视、发散角调节等关键技术,国内首次完成1064 nm波长激光对卫星的测量;通过引进10 k Hz激光器,以及解决超高重复频率的事件记录、控制采集等关键技术,国际上首次实现10 kHz重复频率激光测距,最远探测距离达40 000 km;使用200 Hz重复频率60 W大功率激光器及低噪高效探测器,基于60厘米望远镜完成最远距离2200 km的激光测距、雷达散射截面(radar cross-section,RCS)最小为0.3 m~2的空间碎片测量,并成功实现1.56米望远镜的空间碎片激光测距。     

空间碎片光学观测中若干问题研究

<正>地基光学观测是探测空间碎片的重要手段.本文从目标搜索方案的制定、目标质心提取、目标精密定位以及目标关联4方面入手,研究提升设备探测能力、提高目标观测精度的方法.首先,为了满足对GEO(Geosynchronous Orbit,地球同步轨道)空间碎片探测的要求,克服长时间曝光CCD像元饱和溢出的问题,使用多帧连续曝光图像叠加的方法,增加图像的宽容度,同时保证系统的探测能力.实验表明,叠加10帧连续图像,有效消除了像元饱和的情况,提升目标信噪比约3.2倍,提升探测能力约2.5 mag,使用底片常数的均值计算目标位置,精度符合要求.使用星像几何形态检测     

光学相机FOC对黑洞双星高时间分辨测光性能研究

黑洞暂现双星MAXI J1820+070于2018年3月的明亮爆发为研究光学快速测光能力提供了重要机遇. 以快速光学相机(Fast Optical Camera, FOC)为终端设备分别在2018年4月22日、5月26日和8月31日(UTC)使用云南天文台丽江观测站2.4m望远镜对爆发中的黑洞双星MAXI J1820+070进行了亚秒时标的测光观测. 通过观测数据分析, 研究了相机的快速测光性能.对全帧和1/4帧两种观测模式的帧间间隔(frame time), 测得平均帧间间隔为(22.866 pm 0.679)ms和(5.868 pm 0.169)ms. 通过视场中多颗明亮参考源校准,提取了观测对象和参考源的光变曲线, 获得了光变曲线的傅里叶功率谱, 区分了观测对象本征光变和仪器或望远镜等观测因素带来的非本征光变, 成功探测到目标黑洞双星MAXI J1820+070中的光学波段低频准周期振荡信号, 并判别了观测中来自仪器设备或与观测条件相关的时变信号. 这成功验证了相机高速稳定的测光性能和对短至5ms时标光变信号的探测能力.     

"水平式"施密特(Schmidt)望远镜光学系统的调整方法与步骤

近年来我们为青海德令哈观测站安装了一台施密特(Schmidt)望远镜,还把云南天文台原德制施密特望远镜机架进行了设计、改装成"水平装置".它们的改正镜口径约为Φ400mm,焦距约为800mm,用于观测人造卫星及空间碎片,用CCD作为接收器,提高了工作效率,为神州发射提供了资料.本文所述的是对这两台施密特望远镜光学系统的调整方法与步骤.     

面向空间碎片观测的望远镜指向误差校正方法

空间碎片光学观测图像的处理过程中,受望远镜指向误差影响,背景恒星易出现错误匹配或无法匹配的情况,给底片模型的计算与目标的精密定位带来困难.从空间碎片观测图像的特点出发,提出了一种基于特征恒星的多邻域迭代匹配法.实测数据的试验结果表明,该方法消除了望远镜跟踪误差带来的影响,大幅提高了背景星图匹配的效率与正确率,且时间开销较少,有利于数据的实时处理.     

基于CSST多色测光的时序测光精度分析

中国巡天空间望远镜(Chinese Survey Space Telescope, CSST)是中国的首个大型空间光学望远镜, 将对包括系外行星探测在内的诸多科学目标开展研究, 有望取得前沿科学进展. 时序测光精度是CSST重要的性能指标, 受到物理噪声和仪器噪声的影响, 需要通过数值模拟对其分析和评估. 模拟基于目前公布的CSST主要技术参数, 建立了时序的恒星信号和噪声模型, 以CSST的i波段为例, 分析凝视观测模式下的测光精度. 通过数值仿真, 展示了孔径测光中各项噪声的贡献, 特别是由指向抖动和像素响应不均匀性导致的抖动噪声. 模拟结果还给出了测光孔径的推荐范围. 为了获得更高的信噪比, 可以减小仪器抖动振幅和像素不均匀性, 或者采用参考星较差测光的方式. 结果为CSST后续的时序测光精度与不同指标参数的相关性分析、系外行星探测能力评估以及测光数据处理提供了模拟数据的支撑.     

分子云的天体化学观测和模拟研究

正分子云是恒星形成的主要场所.伴随着望远镜探测能力的提升,时至今日已经有约200多种分子在星际云团和星周环境中被探测到,为人们理解分子云内物理化学过程提供了观测窗口.天体化学就是通过理论、实验和模拟等手段,从物理化学角度理解分子云内分子演化的化学过程,揭示分子在星际空间的演化途径.本文首先简要介绍了两种分子频谱数据的分析方法—转动图和能级布局图方法,然后总结了天体化学模拟方面的最新研究进展,对一批大质量恒星形成区中复杂有机分子的观测进行了     

兴隆2.16米望远镜圆顶吊装通道通风研究

圆顶引起望远镜附近的大气湍流,造成望远镜成像质量与观测精度下降,较差的圆顶视宁度浪费了优秀台址的观测条件。圆顶通风是大型望远镜圆顶设计中必不可少的部分,可以有效解决圆顶视宁度问题。为了减小兴隆2.16 m望远镜圆顶视宁度对观测的影响,将圆顶吊装通道改造为通风口,并使用计算流体动力学软件对通风效果进行分析。分析结果表明,将圆顶吊装通道改造为通风口可以提高圆顶内外热平衡速率,使圆顶内空气更稳定,从而降低圆顶视宁度对观测的影响。根据通风效果模拟结果,可对通风策略进行优化设计。圆顶通风的研究可为2.16 m望远镜圆顶通风改造提供参考依据,以提高望远镜成像质量和观测效率。     

基于天籁射电阵的空间目标探测与测向方法研究

天籁计划射电望远镜阵列(简称天籁射电阵)具有大视场与高灵敏度的双重优势,既可以在观测时探测到尺寸较小的空间目标,也能在同一时刻探测到多个空间目标,具有较强的空间目标探测能力,因此可作为空间目标监测设备之一。以曲靖非相干散射雷达作为发射源,对天籁射电阵的空间目标探测能力进行计算。随后提出了可用于该系统的基于相位差测量法的空间目标测向方法,并研究了测向误差与测向角度之间的关系。     

伽马天文观测技术综述

伽马射线作为宇宙中极端事件的独特探针,探测伽马射线是人们了解宇宙构成、星体演化和宇宙线起源等的重要途经.伽马天文涉及了宇宙中的各种前沿科学问题并且观测所需能谱跨度极宽(102 keV–102 TeV),针对不同的科学目标和细分谱段,必须利用不同的伽马望远镜探测技术.总结了空间和地面的共5大类伽马射线观测技术,分别是编码孔径望远镜、康普顿望远镜、电子对望远镜、成像大气切伦科夫望远镜和广延大气簇射阵列;回顾了70 yr来在观测设备和技术进步的推动下伽马射线天文学领域的巨大进展,其中包含高能和甚高能谱段取得的大量成就,中低能段由于已有观测任务有限以及灵敏度低,超高能和极高能段由于观测难度大、起步时间晚,数据和成果相对其他谱段产出较少;展望了未来已经规划的伽马望远镜任务、能力及预期科学产出,其中,中低能段空间望远镜增强型ASTROGAM望远镜(e-ASTROGAM)、全天区中能伽马射线观测站(AMEGO)和甚高能段地面望远镜阵列高海拔宇宙线观测站(LHAASO)、切伦科夫望远镜阵列(CTA),由于灵敏度较同谱段已有任务灵敏度有大幅提升,极有可能在20 yr内从不同角度再度扩展人类对伽马宇宙的认知.     

APOSOS项目15 cm光电望远镜故障监测方法研究

为了对海外站点和无人值守望远镜进行动态监测,判断望远镜是否处于正常的工作状态,提出了一种联合使用天文定位数据和轴系定位数据对望远镜的运行状态进行动态监测的方法。该方法对观测得到的天文定位与轴系定位数据进行误差计算,对比分析两种数据的误差范围,判断望远镜的工作状态。利用该方法对亚太地基光学空间物体观测系统项目位于伊朗和巴基斯坦的两台15 cm地基光电望远镜的观测数据进行检验,结果发现:其中1台15 cm望远镜轴系定位中方位角存在较大误差,误差在上百角秒,设备存在问题。通过对比此设备在国内与国外两地观测数据的误差,确定了出现问题的时间和地点。观测站工作人员对望远镜出现问题的报告印证了分析结论,证明了方法的有效性。     

射电望远镜远场区域强干扰源规避方法研究

随着频率使用率的提高, 射电天文台址地面或空间存在强电磁干扰致使望远镜接收机系统处于非线性状态. 为减少强电磁干扰的影响、提高天文观测效率, 提出了一种基于望远镜远场区域的强干扰源规避方法. 首先, 通过仿真分析确定的射电望远镜远场方向图, 结合望远镜与干扰源之间的位置关系, 分析了强电磁干扰到达射电望远镜焦点处的功率响应, 并依据接收机第2阶中频放大器性能参数, 确定射电望远镜处于非饱和状态的规避角度计算方法. 其次, 采用该方法计算分析了民航飞机对射电望远镜的影响, 若民航飞机上有主动发射的干扰源, 且不经过反射等传播现象, 当射电望远镜主波束轴偏开一定方向后, 可有效降低对射电望远镜的干扰强度.     

空间碎片跟踪图像序列的目标识别方法

自动化观测已成为目前空间碎片光学观测的发展趋势,相应的完全无人工干预的目标自动识别成为迫切需要研究的课题.开环跟踪依据历史根数引导望远镜进行碎片的跟踪观测,是一种实现简单并且很稳健的观测方法.针对开环跟踪获取的观测图像,开展了目标在像素空间内的点列特征分析,提出使用像点簇识别算法来进行目标的自动识别,并对3种不同的簇识别算法实现进行了比较.