CCD图像的一维定心方法

在天体测量学中，数字星象的高精度定位方法日益重要。本文利用边缘分布的方法将二维星像转换到一维，比较了高斯拟合法、修正矩法、中值法和寻导法四种一维定心算法。从精度上看，高斯拟合法最佳，修正矩次之，而寻导法最低。但从计算速度上看，高斯拟合法太慢了。因此作为一个满足高精度和高效率的定心方法，修正矩是最佳选择。     

CCD图像的一维定心方法

在天体测量学中，数字星象的高精度定位方法日益重要。本文利用边缘分布的方法将二维星像转换到一维，比较了高斯拟合法，修正矩法，中值法和寻导法四种一维定心算法。从精度上看，高斯拟合法最佳，修正矩次之，而寻导法最低。但从计算速度上看，高斯拟合法太慢了。因此作为一个满足高精度和高效率的定心方法，修理矩是最佳选择。     

天文CCD观测的星象定心算法

针对目前常见的地面光学观测系统（天望远镜和CCD系统）,提出了一种快速确写是星星象中心的算法－逐次逼近法,该算法采用逐次副近的思想,可快速准确地解定恒星星象的中心,并采取了一些措施,较好地消弱了大气湍流的影响,该算法从整个系统的角度来分析和解决问题,很适应于计算机自动处理,具有实用性强,速度快的特点,还利用VC＋＋开发一套基于Windows98平台CCD星象定中心处理的软件。     

矮行星Haumea系统定心算法的探究

受地球大气影响, 使用地基光学望远镜观测角距离较小的双星系统或主卫星系统时往往会出现星象不可分辨的情况. 因此, 系统光心位置与系统质心位置可能存在一定的偏差. 准确地测量太阳系天体系统质心位置可以改进其轨道参数, 有助于揭示太阳系的形成与演化. 以矮行星Haumea及其亮卫星Hiíaka的运动为例, 仿真系统光心围绕质心扰动的过程, 探究视宁度(用星象的半高全宽表示)变化对准确测量光心位置的影响. 仿真结果表明, 使用二维高斯定心算法测定的系统光心位置随视宁度变化, 而修正矩定心算法的定心结果不受视宁度的影响. 根据仿真结果, 研究能够有效减少视宁度变化对光心位置准确测量影响的定心算法十分必要; 同时, 新的定心算法还需考虑主星光度变化的影响. 使用云南天文台2.4m望远镜, 1m望远镜以及紫金山天文台姚安观测站0.8m望远镜从2022年2月7日至2022年5月25日观测矮行星Haumea系统, 得到29晚共463幅CCD图像. 新定心算法确定的光心位置与使用二维高斯定心算法的结果相比具有更好的位置拟合效果. 此外, 还发现亮卫星Hiíaka在Jet Propulsion Laboratory (JPL)历表与Institut de Mécanique Céleste et de Calcul des ''Ephémérides (IMCCE)历表中的位置存在较大偏差.     

天文仪器中图像跟踪定位算法的比较研究

天文光学观测中采用快速图像跟踪定位可以降低大气视宁度和望远镜跟踪误差的影响,提高观测效率.针对天文仪器观测的需要选择了两类共5种算法,通过数值实验和实验室实测对这两类算法在不同噪声背景下的精度和稳定性进行了比较研究,数值实验和实验室测试的结果表明归一化互相关法和重心法既有较高的精度,又有较好的抗干扰可靠性,将分别被应用于2.16 m望远镜的高色散光谱仪前置系统和SONG(Stellar Observations Network Group)项目的科学仪器.     

基于先验信息的空间碎片探测方法

提出了一种基于先验信息的空间碎片图像探测方法.该方法通过先验信息,在图像中碎片星像的邻域设置波门,计算波门内的局部背景阈值,辅以相关的判据识别目标.随后使用矩方法计算碎片质心相对波门中心的偏离值,通过线性平移计算碎片质心在整幅图像中的位置.实验表明:该方法复杂度低、便于实现、实时性好,可以高效、准确地探测空间碎片,比较精确地确定碎片的质心位置.     

消除CCD图像中宇宙射线的算法的比较

CCD天文图像在采集过程中会受到各种噪声的影响,其中宇宙射线噪声有时会严重影响到图像中的有用信息。研究如何有效识别和剔除宇宙射线噪声对于天文图像的信息提取是非常重要的。针对目前国际上较新的三种消除宇宙射线的算法:Laplacian边缘检测算法(A Laplacian Edge Detection Algorithm),基于直方图的快速算法(A Fast Algorithm BasedOn Histogram)以及万能噪声消除算法(A Universal Noise Removal Algorithm),采用由云南天文台1m望远镜拍摄的CCD图像进行了模拟实验和实际宇宙射线的处理。实验表明Laplacian边缘检测算法能相对准确地探测到恒星和星系图像上的宇宙射线。并对算法的效果和复杂度进行比较和分析。最后探讨了如何准确替代宇宙射线像素点的灰度值。     

综合脉冲星时的小波分析算法

由单脉冲星定义的脉冲星时受几种噪声源的影响,为削弱这些影响得到一种更稳定的时间尺度,采取将多颗脉冲星定义的单脉冲星时进行综合的分析方法得到综合脉冲星时．用两种方法:经典加权算法和小波分解算法,对PSRB1855 09和PSR B1937 21两颗脉冲星进行综合计算并做出比较,经典加权算法无法兼顾脉冲星不同频率上的稳定度,而用小波分析的方法对PSR B1855 09和PSR B1937 21两颗脉冲星进行综合,能够有效抑制不同频率上噪声的影响,达到更好的效果．     

CCD图像的二维修正矩定心方法

对于天体测量而言，ＣＣＤ图像的数字星像处理方法是十分重要的．本文根据ＣＣＤ器件的特性，从理论上推导了二维修正矩算法的最佳门限取值方法．通过处理模拟和实测数据，与传统的二维高斯拟合法比较，在保持矩方法简便特性的同时，在精度上亦有所提高，对于暗星效果更为明显．     

基于CCD星图的空间目标精确光学定位方法研究

通过光学定位方法来确定空间目标的轨道是实现空间目标监测的重要手段之一。介绍一套小型的空间目标光学定位系统,针对该系统获取的CCD星图,提出Top-hat变换和中值滤波相结合的算法去除星图噪声,并提出基于梯度Hough变换的算法完成对CCD星图星点和轨迹的同时精确定位,最后利用星角距的旋转不变性和球面几何原理,实现对空间目标的精确定位。对分辨率为752×580的CCD实拍星图的应用研究结果表明,星图去噪算法和星点、轨迹同时精确定位算法是有效的,且空间目标的定位精度也可达到角秒量级。     

基于帧选择和多帧降质图像盲解卷积的自适应光学图像恢复

自适应光学系统受观测条件与自身条件的限制,通常只能对受大气湍流影响的降质图像进行部分校正.提出一种基于帧选择与多帧降质图像盲解卷积的事后处理方法进行自适应光学图像高分辨力恢复.该方法通过帧选择技术筛选出合适的多帧降质图像参与迭代盲解卷积运算,不需要除正性限制外的任何先验知识,并已应用于云南天文台1.2m望远镜61单元自适应光学系统所观测到的星体目标图像恢复中.实验结果表明:该方法可以有效补偿自适应光学系统校正残差对图像的影响,恢复出达到衍射极限的图像.     

大气角动量函数在日长变化非线性预报中的重要作用

日长变化具有复杂的时变特性,传统的线性时间序列分析方法往往难以取得良好的预报效果.采用非线性人工神经网络技术对日长变化进行预报,网络模型的拓扑结构由最小均方误差法来确定.考虑到日长变化与大气环流运动间的密切关系,在神经网络预报模型中引入轴向大气角动量序列.结果表明,联合日长和大气角动量序列,比起单独采用日长资料,预报精度得到显著的提高.     

一种基于主分量分析的减天光方法

天光是天体观测中的一种重要噪声源.减天光问题是制约多目标光纤光谱观测深度的重要因素.主分量分析(PCA)是统计学的一种分析方法,它可以用来寻找各个天光谱之间的关系,以进一步获得目标光谱中含有的天光成分.为了研究LAMOST的减天光方法,用SDSS的一组原始观测数据进行了仿真实验,实验结果表明,采用PCA方法比SDSS处理程序能够更有效地减天光.最后对PCA方法在LAMOST中的应用前景进行了展望.     

基于岭估计的快速静态精密单点定位研究

精密单点定位可以实现厘米级的定位精度,但其实时应用受到模糊度收敛时间的限制,模糊度收敛一般需要30分钟甚至更长的时间.基于相位历元间差分技术,可以避免模糊度的求解,但求解的参数为历元间坐标差.在相位历元间差分技术基础之上,推导了无模糊度模型的快速静态单点定位模型,并通过岭估计理论来进行参数的求解,两个以上历元就可以解算得到位置参数,从而实现静态状态下单点的快速定位,克服了模糊度收敛时间的局限,并讨论了不同坐标初值情况下估计值的精度.     

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.     

Wide-field VLBI imaging

We discuss the technique of Wide-field imaging as it applies to Very Long Baseline Interferometry (VLBI). In the past VLBI data sets were usually averaged so severely that the field-of-view was typically restricted to regions extending a few hundred milliarcseconds from the phase centre of the field. Recent advances in data analysis techniques, together with increasing data storage capabilities, and enhanced computer processing power, now permit VLBI images to be made whose angular size represents a significant fraction of an individual antenna's primary beam. This technique has recently been successfully applied to several large separation gravitational lens systems, compact Supernova Remnants in the starburst galaxy M82, and two faint radio sources located within the same VLA FIRST field. It seems likely that other VLBI observing programmes might benefit from this wide-field approach to VLBI data analysis. With the raw sensitivity of global VLBI set to improve by a factor 4–5 over the coming few years, the number of sources that can be detected in a given field will rise considerably. In addition, a continued progression in VLBI's ability to image relatively faint and extended low brightness temperature features (such as hot-spots in large-scale astrophysical jets) is also to be expected. As VLBI sensitivity approaches the μJy level, a wide-field approach to data analysis becomes inevitable.     

均值漂移算法在LAMOST动态选星中的应用

将均值漂移算法运用于LAMOST动态选星过程,用以寻找局部天区内观测目标密度最高的区域进行观测.通过模拟试验分析了在不同的天区覆盖方法对均值漂移算法观测效率的影响,并与使用最大密度算法得到的结果进行了比较,证实了均值漂移算法的优越性.