星像抖动随天顶距的变化

本文给出了一种研究星像抖动随天顶距变化的观测和归算方法——分组观测与分组二元线性回归方法。这种方法既在一定程度上考虑到星像抖动随时间的变化,又认为由于大气层结分布几何状况的相对稳定,它所造成的抖动随天顶距变化规律亦是相对稳定的。所以这种方法比以往人们所常用的方法要合理些,从而将对于星像抖动量归一化到天顶以及大气湍流结构之研究等工作有所帮助。最后,用这种方法我们分析了滇西宾川选址过程中所得到的拖影资料。     

星像抖动的时域频谱

本文顾及湍流外尺度的影响导出了星像抖动频谱的普遍表达式，在均匀光路的情况下得到了分析表达式。理论结果与实验数据相当一致。同时讨论了测量星像抖动所需要的频带宽度以及有限带宽所产生的测量误差。     

星像抖动的时域频谱

本顾及湍流外尺度的影响导出了星像抖动频谱的普遍表达式，在均匀光路的情况下得到了分析表达式。理论结果与实验数据相当一致，同时讨论了测量星像抖动所需要的频带宽度以及有限带宽所产生的测量误差。     

自动放置天顶距

本文介绍中星仪观测中自动放置天顶距的一种装置,一般可准确到±5′,偶然会有较大的偏差将造成光电导星的失误,则可通过自动寻星装置补救。文中主要叙述其电路原理。     

天顶星赤纬天津星表(摘要)

1963年用天津纬度站ZTL—180天顶仪作TD星表测定的同时,还对一批天顶星进行单星测纬工作。对这批资料处理给出赤纬改正和星表。其基本方法简述如下: 从Fk_4星表中选出167个纬度星对作“定标星对”,给出“定标星对的平滑纬度曲线”,从曲线上取平滑纬度值Φ_i为参考系统。各被测星(天顶星)纬度与Φ之差为赤纬改正。用这种“相对测定”法在同一部仪器上所得定标星对和被测星的纬度值中有同样的极和非极的纬度变化成份,因而被测星赤纬改正中的各种误差将会大大减弱。天顶星瞬间纬度公式完全可沿用星对瞬纬公式,只蒙气差一项不同。是用蒙气差而     

GPS掩星振幅反演中的天顶补偿项

推导了GPS无线电掩星振幅观测反演地球大气技术中Abel积分变换中的天顶补偿项，定性地说明了天顶补偿项对计算过程和反演剖面的影响。     

GPS掩星振幅反演中的天顶补偿项

推导了GPS无线电掩星振幅观测反演地球大气技术中Abel积分变换中的天顶补偿项 ,定性地说明了天顶补偿项对计算过程和反演剖面的影响。     

对宾川3002米山峰与2645米山峰星像抖动差异显著性的统计推断

本文利用滇西宾川选址过程中所得到的34组在此二山峰上同时观测的长焦拖影抖动方差的平均值,在10％置信度的条件下,用Student-t分布检验推断表明,2645山峰的大气宁静度稍优于3002米山峰。     

同波束VLBI双差分电离层电子总量抖动天顶方向统计特性研究

深空探测器和射电源的信号通过地球大气和电离层时相位发生抖动,对地面观测系统如VLBI(Very Long Baseline Interferometry)的测量精度产生极大影响.基于日本SELENE工程的两颗小卫星Rstar和Vstar 4测站长达1 yr的同波束VLBI观测数据,考虑视线方向不同仰角的影响并利用投影函数进行归一化处理,首次得到天顶方向的双差分电离层电子总量抖动统计数据.利用结构函数分析研究了6条基线的双差分电离层电子总量抖动的统计特性,并反演得到4个测站的统计特性.首次解算出天顶方向双差分电离层电子总量抖动的均方根与角距离的关系模型.6条基线天顶方向的双差分电离层电子总量抖动的均方根σ(单位为TECU)和角距离θ(单位为?)的关系模型为:σ=0.50928θ+0.39534,由基线反演出4个测站天顶方向的关系模型为:σ=0.36595θ+0.27974.     

焦距随温度变化的统计

根据1980—1985年的观测资料,本文统计了一米望远镜卡焦照相测光时焦距随温度变化的规律。这有利于提高观测质量、充分利用观测时间和得到较为满意的资料。     

两种快速星像匹配算法的比较

星像的位置和亮度等信息对天文研究和空间导航具有基础意义。人们常常需要快速匹配从密集星场CCD图像中提取的信息来获取与星表中对应的信息(如位置、光度等),因此开发出了多种星像匹配算法。重点比较了两种最新的星像匹配算法:i)基于向量的方法;ii)基于径向和环向特征的方法。通过对云南天文台1m望远镜观测的CCD图像进行实际匹配,结果表明基于向量的方法更优,它是一种快速的、接近常数时间的匹配算法。     

空间碎片观测中拖长星像的测光

提出空间碎片观测中对拖长背景恒星的测光算法,介绍了该方法的基本原理.利用迭代法对目标图像进行局部阈值分割提取,得到的二值图像通常包含多个连通域.最后对各连通域块检测判断,计算出目标的星等,达到测光的目的.通过与天文图像和数据处理软件IRAF的测光结果对比,此算法的误差在0.02mag左右,可以达到测光的要求.     

天津天顶仪1971—1980年纬度变化结果分析

本文给出了津站天顶仪测得的1971—1980年纬度变化结果,分析了纬度的长期变化、非极性变化,估计了纬度变化结果的精度。     

阋神星的新变化

阋神星（Eris,最大的矮行星）目前位于绕日轨道的最远点（即远目点,约100天文单位）,在这个距离处,它接收到的阳光最少,获得的热量也很低。然而,近年对它的两次观测表明,其表面结构正在快速发生变化。研究人员比较了2005和2007年拍摄的光谱,发现阋神星表面固态氮的含量已经明显发生了变化,其甲烷谱线中混合的氮线变少了,这意味着在它的表面之上,2005年的氮含量高于2007年,而表面之下,2007年的氮含量高于2005年。     

牧夫座TZ星的周期变化

TZ Bootes is a W UMa-type eclipsing binary system. It was well known as its short and long term changes on its light curves. Its depths of minimum of light curve usually appears interchanging variation. This star was observed by us since 1980 and a total of 41 photoelectric minimum times was obtained. We had collected a total of 101 minimum times, mostly derived from photoelectric observations, our observational data were included in them. From analysis of     

太阳黑子磁场方位角随深度的变化

为了建立三维的太阳黑子磁场模型，必须确定横向磁场的方位角（x)及其随深度的可能变化。本文提出一种探测x随深度变化的方法，即对黑子的一定点依次用磁敏谱线的不同部分测量代表线偏振的两个斯托克斯参数Q和U，然后按由牧田提出并经我们改进的方法，给出磁场方位角图。如果x随深度呈现出扭曲结构，则方位角图上的曲线含有圆圈形，否则可是类似抛物线的较为简单的曲线。在测量仪器的灵敏度足够的情况下，本方法对黑子外面的日面弱磁场区域也可以使用。     

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光度定标对星像精确测量的影响

近年来,在用CCD器件进行恒星星像的位置和光度的精确测量中,有些研究者考虑了器件的光度定标(或称平场)的改正,有些人却不加说明地忽略之。在今后对恒星或行星星像的精确测量中是否需要考虑这种定标影响呢?为回答这一问题,我们利用在云南天文台1m望远镜上配备的CCD拍摄的实际图像进行了分析处理。当假定CCD每一像素光度的响应与输入光度具有线性关系的模型时,试验表明:对于暗星(约16mag),由光度定标引起的光度影响和位置影响分别约为0.2mag和0.02pixel,而对于亮星(约10mag),相应的改正在光度和位置方面分别约为0.02mag和0.002pixel。明显地,我们应该重视暗星星像的光度改正效应,而星像位置方面的效应则可以忽略不计。     

人卫观测中拖长星像的中心定位

提出应用于人造卫星观测中确定拖长星像中心的平均几何中心法 ,介绍了该方法的基本原理与实现步骤。将中值滤波应用于CCD数据的预处理并收到较好的效果。利用实际观测资料初步验证了平均几何中心法 ,结果表明 ,与通常采用的重心法相比 ,此方法对人卫观测中的拖长星像进行中心定位的精度较高。     

用列阵器件测量星像位置的精度估计

当用CCD和Reticon等列阵器件观测恒星时,可利用每个象素的光度读数提供的信息,求出星像的光度重心作为星像的中心。本文应用概率与数理统计知识阐述了重心法测量星像位置时的精度估计,得出测量的精度与星像的象素的总光度读数的平方根成反比的结论。