1.56米望远镜的极轴校正和跟踪误差测定方法与结果

1.56米天望远镜已于1989年上海天台的佘山工作站投入使用，经校正，瓣极轴指向偏离北极为：0″.±4″.48（在方位上）和0″.±2″.21（在高度上）。望远镜的跟踪误差也被测定：在天顶附近30分钟内所作的128次观测得到的望远镜跟踪的均方根误差为±0″.36。结果表明，1.56米望远镜的恒动跟踪十分优良。     

1.2米地平式望远镜轴系的精密检测及结果分析

对云南天文台1.2米地平式望远镜的轴系给出了精密检测的结果。分离出其中的系统差,找到各项系统差对应的机理。分离系统差后轴系的随机晃动量,竖轴为0″.08,水平轴小于0″.16。     

1.56m望远镜的FWHM和CCD照相机象素格值测定结果

叙述了1.56m望远镜CCD照相机的象素格值测定结果和1.56m望远镜FWHM测定情况。结果表明，1.56m望远镜的Series 200 CCD照相机1pixel=0″.0002，而1.56m望远镜的FWHM值在1″.1－1″.9之间，在国际上是属于较好的一架望远镜。     

全球最大的双筒望远镜开光

3月6日,位于美国亚利桑那东南部格雷厄姆（Graham）山上的世界最大双简望远镜开光。这是一个新的里程碑,通过它人们可以看到比以前更远古的影像,比哈勃望远镜的图像还清晰十倍！耗资1亿2千万美元的“大双简望远镜”（Large Binocular Telescope,简写为LBT）,两个镜子的主镜均为8．4米,有效口径等同于一架11.8米的望远镜,分辨率则等同于22．8米的天文望远镜。望远镜终端所使用的全景照相机的CCD像素高达3600百万像素,再加上其聚光能力远超哈勃空间望远镜、分辨率更胜于夏威夷的十米口径凯克望远镜,为目前的世界之冠。     

空间太阳望远镜科学卫星

“空间太阳望远镜”是一颗载有口径为1米的主光学望远镜、极紫外望远镜、Ha与白光望远镜和宽带光谱仪及射电频谱仪的科学卫星。它将在距地面730千米轨道的太阳同步轨道上运行,在摆脱了地球大气层影响后,对太阳进行广泛光谱范围和全连续的高空间分辨率高时间分辨率和高频率分辨率的科学探测,为太阳物理研究和空间天气预报提供重要实测数据。     

土卫六上有海吗

天文学家用10米凯克望远镜1拍摄了土卫六最好的图象,从图象上可以分辨出一块复杂的暗区,天文学家猜测可能是液态烃海,一些较亮的区域可能是由冰和岩石构成的大陆和高地。由于凯克望远镜1高超的分辨本领,天文学家能够给出128亿千米远的一颗卫星上的240千米大小的表面特征。...     

35厘米望远镜若干性能的测定

本文介绍了35厘米望远镜的简况,给出了望远镜光学技术指标和跟踪精度的测定值,确定望远镜90％的光能集中在2″.13范围内,目视极限星等为13~m.2。     

宇宙信息

星系比预测的要老 香克斯领导的达勒姆大学的一个天文学家小组认为,许多亮星系有非常高的红移,因此它们的年龄比以前预测的要老,而且宇宙中星系的形成年代也比以前预测的要早得多。 他们的证据分别来自英国—荷兰—西班牙4.2米威廉·赫歇尔望远镜和西班牙的3.5米Calar Alto望远镜所获得的地基图象。这些图象揭示了许多红移值在4到6之间的星系,说明它们在大约100亿年     

光学天文观测对于终端图象接收器件的分辨率要求与合理的器件研制课题讨论

本文着重分析了光学天文观测对于望远镜终端图象接收器件,特别是电子照相器件的分辨率要求,讨论了合理选择器件研制课题的问题和国外的研制情况。     

斑点干涉术实验室模拟

由于地球大气的影响,使通常的天体摄影的分辨率约为1角秒。用斑点干涉术可以达到望远镜的衍射极限分辨率,例如用一米望远镜,分辨率可达0.14角秒。本文简述了斑点干涉术的原理,并介绍我们1983年11月进行的实验室模拟过程和所得到的结果。     

鬼星团区域中部296颗AC星的自行测定

本以复盖鬼星团区域的6张AC底片为第一期底片，1986年用佘山40厘米望远镜拍摄的7张鬼星团底片为第二期底片，作在1991年发表的鬼星团中心区域257颗星的J2000.0位置和自行星表为参考星表，算出了296颗AC星的赤经自行和赤纬自行，精度好于±0″.005／年，大多数星达±0″.001／年左右。     

观测射电星联系依巴谷星表和地面光学星表自行的精度估计

用蒙特卡罗方法对佘山40厘米望远镜射电星的观测模拟，由照相测定的自行来估计依巴谷星表和光学星表自行间联系的精度。结果表明由90颗星估计的联系精度为0″.16／百年。     

49个爆后新星的证认和定位

本文作者在1980—1982年期间,用北京天文台兴隆观测站的600/900施密特望远镜、视场为5度,描述了28个经典新星、2个再发新星和14个激变变星的证认图和位置,一般未计入自行。方位测定中的平均误差为±1″.0。     

成像硬X射线望远镜在美国和欧洲的发展

硬X射线能带 (2 0KeV～ 1MeV)是我们了解天体物理中高能辐射过程的一个好窗口。成像硬X射线望远镜可以提供更好的分辨率和灵敏度来研究硬X射线天体物理学。本文介绍了成像硬X射线望远镜在美国和欧洲的发展 ,这包括 :1 )EXITE2 ,由美国哈佛———史密松林天体物理中心设计和运行的一个光电开关成像硬X射线望远镜 ;2 )EXIST ,一个成像硬X射线全天巡天望远镜 ,将于 2 0 1 0年由ULDB (EXIST -LINE)或国际空间站 (EXIST -ISS)承载 ;3)HERO ,由NASA/MSFC建造的一个新的硬X射线光学仪器。     

如何选择望远镜的放大倍数

很多人有一种误解 ,他们不管望远镜的具体条件盲目追求放大倍数愈高愈好。其实望远镜重要指标是它的物镜通光口径。人们提到天文望远镜只会说世界上最大的天文望远镜直径是几米 ,一定不会说它有几倍。因为按瑞利准则 ,望远镜的分辨率θ =1 2 2λ Ｄ(或θ=1 2 0″ Ｄ)Ｄ是望远镜的通光口径、Ｄ愈大分辨率愈高。望远镜通过人眼进行观察 ,人眼能看清物体的视角θ0 =1 2 2λ 2 67,因此望远镜的正常放大率Ｍ为 :Ｍ =θ0 θ=Ｄ 2 67如口径 60ｍｍ的望远镜正常放大率应为 2 3倍。 (详见“光学”一书 ;母国光院士和战元龄教授编著 )望远镜的放…     

云南天文台一米望远镜改造完成

中国科学院云南天文台“一米望远镜终端和控制系统更新改造项目”于 1 999年 1 0月 2 4日在昆明通过中国科学院综合计划局主持的专家组验收。验收组一致认为 ,改造后的一米望远镜实现了预定的现代技术指标和总体目标。云南天文台一米望远镜是从前东德引进 ,于 1 978年底正式投入使用的我国大型天文仪器。经过 2 0来年的天文实测工作 ,该望远镜的各种设备已严重老化 ,技术指标全面下降 ,越来越不能满足现代天文学发展的需要。因此对一米镜进行现代化改造已势在必行。从 1 994年底开始 ,以谭徽松和季凯帆研究员为首的项目改造小组 ,承担了对该…     

云南天文台太阳望远镜光学系统的光学传递函数检验

摘要：给出了太阳光谱望远镜光学系统成像质量的测定方法．以及给出了我们用星光作为目标来测定望远镜光学系统传递函数时必须考虑的条件和理论基础。实测结果给出望远镜空间分辨率的上限为0．6“，95％光能集中度在1．2“以内。     

望远镜之王者归来——平方千米阵（SKA）

单从字面理解,读者可能认为平方千米阵仅仅是一个更大的望远镜阵,面积只不过比我们国家正在贵州建设的500米望远镜大几倍而已。但实际情况远非如此,平方千米阵是革命性的射电天文设备,它同时具有极高的分辨率、极高的灵敏度和极大的视场,因而使得我们能够对天体的结构看得更清楚,能够看到更遥远的天体发出的辐射,能够更快地完成对整个天空的观测。而现在没有射电望远镜同时拥有这三方面能力,特别是绝大部分望远镜的视场很小,相当于只有一个像素的数码相机,要拍一张全天的照片,需要花很长很长时间。     

北天空三个区域恒星的绝对自行

本刊载了北天空三个区域（KNO10，NKO27，KNO148）的恒星相对于河外星系的自行（表4）。使用的资料由佘山40厘米赤道仪摄取（见表1）。归算方案见方程（1）。归算中，剔除了大自行的定标星，同时对得系和底片对采用加权法处理。最后结果：在x和y方向，星系平均“自行”的标准差分别为±0″.0017／年和±0″.0015／年；待测星的绝对自行的标准差为±0″.0021／年和±0″.0019／年；AGK3星表星的绝对自行的标准差为±0″.0035／年和±0″.0039/年（见表3）。     

上海—埃弗尔斯堡(西德)甚长基线干涉(VLBI)实验的综合结果

1981年11月上海和埃弗尔斯堡(Effelsberg)之间完成了中—西德之间的首次VLBI实验。所有被观测的射电源都获得干涉条纹。本文发表初步分析得出的综合结果:(1)测定了上海—埃弗尔斯堡基线向量,内部符合达2—3米;(2)测定了射电源1739+52和1928+73的位置,精度0″.05—0″.08,均未经电离层延迟误差的改正;(3)测定了14颗河外射电源的相关流量和可见度,并发现射电源1928+73具有双源结构,间距为8.9毫角秒。