施密特望远镜的主光路导星系统

通过对施密特望远镜导星系统的研究,本文提出了一种新的主光路导星系统的设想。在这种导星系统中,引导星位于视场的中心,避免了由于大气较差折射引起视场尺度变化对导星精度的影响。这种导星系统的另一个显著优点是不需要任何运动机件来搜索所需的引导星,从而使导星系统结构简化。文章还对导星系统相关的其它问题进行了讨论。     

光学反射望远镜主、副镜安装调整不良引起的象差

一架先进的设计、精心加工的光学望远镜,在工厂或组装车间检查光学质量合格后,在观测地点安装调整后必须要经过检验。因为在安装调整中,如果光学部件(如主镜和副镜)的光轴有横向偏离、倾斜,或者相互间距有偏差,都会使星象质量变坏。以我台将要进口的2.4m反射望远镜为例,讨论了在主副镜的安装调整中若产生误差,给星象质量带来的影响,从而可作为检验和验收望远镜时的参考。     

光学反射望远镜主、副镜安装调整不良引起的象差

一架先进的设计、精心加工的光学望远镜，在工厂或组装车间检查光学质量合格后，在观测地点安装调整后必须要经过检验。因为在安装调整中，如果光学部件(如主镜和副镜)的光轴有横向偏离、倾斜，或者相互间距有偏差，都会使星象质量变坏。以我台将要进口的2．4m反射望远镜为例，讨论了在主副镜的安装调整中若产生误差，给星象质量带来的影响，从而可作为检验和验收望远镜时的参考。     

2.16m望远镜红外自适应光学系统的误差和性能分析

在自适应光学系统中，波前探测器的噪声，未完全补偿湍流所引起的误差以及变形镜的拟合误差是主要的误差源，本针对已经建立２．１６ｍ望远镜红外自适应光学系统，从伺服控制系统的角度分析了该系统的闭环噪声，大气湍流引起的误差以及该系统的闭环总体误差，该系统的闭环总体误差是光强及系统闭环带宽的函数，本还分析了该系统的有效性以及对大气湍流不同改善程度情况下的光强与闭环带宽的关系，并在此基础上给出了该系统的最佳     

天文爱好者望远镜的磨制、安装与调整（八）

三。望远镜光学零件的安装：1．用纸做镜筒：镜筒材料可以用硬纸板如马粪纸板,大约7至8张就够了。把面粉调成浆糊,加些防腐剂（如明矾）调匀,不能有硬团,加温成浆糊做为粘结剂,将马粪纸裁成宽约为10厘米的长条待用。首先取宽为镜筒周长的一张马粪纸,卷成圆筒状为衬筒（胶园）,将条状马粪纸之一沿AB剪开见图72,AB之长略大于衬筒周长。     

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。     

北京天文台施密特望远镜驱动系统的改进设计

介绍了北京天文台 60 0 / 90 0mm施密特望远镜驱动系统的改进设计 ,即用 2只步进电机 ,取代了原望远镜由 4只变速箱、 7只电机驱动的复杂的赤经 ,赤纬驱动系统 ,最终实现了计算机控制。     

2.16m望远镜红外自适应光学系统的误差和性能分析

在自适应光学系统中，波前探测器的噪声、未完全补偿湍流所引起的误差以及变形镜的拟合误差是主要的误差源．本文针对已经建立的2．16m望远镜红外自适应光学系统，从伺服控制系统的角度分析了该系统的闭环噪声、大气湍流引起的误差以及该系统的闭环总体误差．该系统的闭环总体误差是光强及系统闭环带宽的函数．本文还分析了该系统的有效性以及对大气湍流不同改善程度情况下光强与闭环带宽的关系．并在此基础上给出了该系统的最佳带宽选取及系统的极限工作星等．     

1.2米地平式望远镜软件系统设计与实现

本文简要地介绍了1.2米地平式望远镜控制软件系统的实现环境、设计思想、软件系统的组织结构以及各程序的主要功能。     

天文爱好者望远镜的磨制、安装与调整（一）

一．天文爱好者望远镜的磨制 1．方案的选定：对于初学磨制望远镜的人,第一架最好做成反射式,因为它造价低廉,磨制容易,仅加工一个面,而其球差值是同样口径、焦距、透镜的1／8。又无色差,可以收到良好的效果。在有了一定经验和具备了一定条件之后,再动手做一架双分离折射望远镜或折反射望远镜,巩固和发展已掌握了的磨制技术,使它为你的天文观测服务。     

The Optical Layout Of The HEGRA Cherenkov Telescopes

The raytracing technique was used to derive a suitable design for the HEGRA system of Cherenkov telescopes, which is at present commissioned at La Palma. The reflectors with a diameter of 3.9 m consist of 30 spherical mirrors with focal lengths in the range of 4.88 – 4.94 m. It is shown that 93% of the photons from the Cherenkov light emitted by an extended air shower are contained in the camera pixels, 0.25° in diameter, for the full field of view of = ± 2.5°. The optical performance of the HEGRA design is compared to other layouts.     

光学／红外望远镜和技术的进展

天文望远镜和技术在20世纪末取得了空前的辉煌成就,并将取得更辉煌的成就(1)大型望远镜的研制口径10m的两架Keck望远镜已分别在1994年和1996年投入工作.ESOVLT四架8m望远镜中的第一架已在1998年Firstlight,最后一架也将在今年内Firstlight.两架Gemini8m中的一架和一架Subaru8m望远镜都已完成.HET9m望远镜正在最后调试.由两个8m望远镜组成的LBT将于2004年完成,一架10m(复制的Keck)和一架9m(复制的HET)望远镜正在研制中.这些望远镜已配备或将配备先进的光学、红外CCD照相机和光谱仪,如Keck的NIRSPEC、VLT的FORS、ISAAC等.巡天计划中SDSS、2dF、2MASS和DENIS仪器已完成,都已投入观测.LAMOST正在积极研制中,VISTA即将开始研制.现在CalTech等已开始研制口径30m的极大望远镜(ELT),ESO和NOAO已开始了口径100m望远镜的预研,中国和英国也提出了很好的ELT方案.(2)探测器的改进当前CCD的量子效率QE蓝片已达70%～80%,红片已达90%,已投入使用的最大的拼接的CCD为12k×8k,几个8k×8k的CCD已用在望远镜上.当前20k×18k的拼接的CCD正在研制中.天文观测上CCD已取代了照相机底片.红外波段HgCdTe1k×1k的CCD已投入工作,2k×2k的正在研制中.(3)光干涉系统的进展多个光干涉系统已投入观测并取得了一系列天文成果,如GI2T,COAST、IOTA,NPOI,PTI、ISI、SUSI、MIRA;一些光干涉系统正在发展中,如CHARA、MRO、LBT;特别是两架Keck望远镜、四架VLT都配以一些较小的望远镜组成巨大的干涉阵,前者最长基线140m,后者200m,将在今后的数年内完成并投入观测.(4)自适应光学系统的应用许多3～4m级的望远镜已配置或正在研制相应的自适应光学系统,红外和可见光波段的衍射极限的像已在3～4m级的望远镜上获得,Keck和ESO都正在发展用于10m和8m望远镜的自适应光学系统.正在研制和预研中的30m到100m口径的望远镜也都配有自适应光学和光干涉系统.注本报告以McleanIS等执笔的IAUCommission9三年进展报告(见ReportsonAstronomy1996～1999,IAUTransaction,Vol.24A,p.316～327)为蓝本,补充扩大而成.     

Optical Monitoring of bright Blazars with Automatic Telescopes

Well sampled light curves of BL Lac objects are very useful to understand the physical processes responsible for the highly variable emission from this class of AGN. The best way to perform the necessary high number of observations is the use of automatic small aperture telescopes. We present some results of the Perugia-Roma monitoring program concerning the recent active phase of BL Lac and the Intra-Day Variability of S5 0716+714. This revised version was published online in July 2006 with corrections to the Cover Date.     

天文望远镜光学传递函数的一种测量方法

基于哈特曼检测所求出的点列图分布，给出适用于天文望远镜的光学传递函数的测量方法；并给出云南天文台１．２ｍ地平式望远镜的光学传递函数值     

Synergy Between Radio and Optical Telescopes: Optical Followup of Extragalactic Radio Sources

Distance measurement is a must to characterize any source in the sky. In the radio band, it is rarely possible to get distance or redshift measurements. The optical band is the most used band to get distance estimate of sources, even for those originally discovered in other bands of the electromagnetic spectrum. However, the spectroscopic redshift measurements even for fairly bright radio sample is grossly incomplete, implying un-explored discovery space. Here we discuss the scope of optical follow up of radio sources, in particular the radio loud AGNs, from the present generation radio telescopes.     

当代光学天文望远镜控制系统新技术

对当代光学天文望远镜控制系统技术之进展进行了综述，同时也对这一领域的未来发展作了一些预测，以期给这一领域的控制工程师们提供一个与他们专业需要有关的概貌。     

天文高分辨像复原技术检测地基天文光学望远镜成像质量

在天文高分辨像复原技术的基础上，根据谱比法较准确地测量视宁度参数r0后，计算得到大气系统的平均短曝光传递函数，从而把大气湍流对检测结果的影响从综合成像系统中分离了出来。利用望远镜摄取大量目标源的短曝光像(斑点图)作为原始数据，通过分析这些含有望远镜衍射极限分辨率信息的斑点图，实现天文光学望远镜系统点扩展函数(PSF)中低频信息的重建，得到半峰全宽(FWHM)和80％的能量集中度(EE)。     

65 cm水平式望远镜静态指向模型

由于传统的静态指向模型对于水平式装置存在法方程条件差的困难,针对紫金山天文台盱眙站65 cm水平式空间碎片望远镜,基于真实的可能产生误差的来源建立了独特的静态指向模型,使模型参数具有明确的物理意义,从而基本剔除了望远镜的系统误差,大大提高了该望远镜的指向精度,达到了4”．     

快速射电暴光学对应体在中国未来大视场望远镜中的可探测性分析

快速射电暴是近年来发展最快的天文学科之一. 理论上, 快速射电暴可能存在毫秒到小时时标的光学\lk对应体. 快速射电暴光学对应体有可能在中国未来大视场望远镜中探测到, 例如: 中国空间站工程巡天望远\lk镜(China Space Station Telescope, CSST)、中国科学技术大学和紫金山天文台合作的2.5m大视场巡天望远镜(Wide Field Survey Telescope, WFST)和地球2.0 (Earth 2.0, ET)等. 快速射电暴光学对应体通常分为毫秒时标光学对应体、小时时标光学对应体和光学余辉. 前两者可产生于快速射电暴的高能外延或是快速射电暴的射电辐射与高能电子的逆康普顿散射, 探测率与光学-射电流量比$\eta_\nu$关系密切. 对于毫秒时标光学对应体, 最理想情况下WFST、CSST和ET的探测率可以达到每年上百个. 当$\eta_\nu$~10^-3时, WFST、CSST的年探测率仅 为1个的量级, ET的年探测率为19.5个. 对于小时时标光学对应体, 最理想情况下超新星遗迹的年龄为5年且$\eta_\nu$约为10^-6时, 年探测率可到100以上. FRB 200428的X射线对应体表明, 快速射电暴可能产生相对论性外流并且与星际介质相互作用产生光学余辉. 结合快速射电暴的能量、在宇宙中的分布以及标准余辉模型, 可以对快速射电暴余辉的可探测性进行研究. 当总能量-射电能量比与FRB 200428类似(ζ = 10⁵)时, CSST、WFST和ET的 年探测率分别为1.3、1.0和67个.     

The development of the Schmidt telescope

Bernhard Schmidt (1879–1935) was born in Estonia. After a few years of studying engineering he ran an optical workshop in Mittweida, Saxonia, between 1901 and 1927. Astronomers appreciated the quality of his telescopes. Starting in 1925, on behalf of the Hamburg Observatory, he developed a short focal length optical system with a large field of view. For this purpose, Schmidt moved his workshop to the observatory. He succeeded in inventing the “Schmidt telescope” which allows the imaging of a large field of the sky without any distortions. Schmidt's first telescope (spherical mirror diameter 0.44 m, correction plate 0.36 m diameter, aperture ratio 1:1.75, and focal length 0.625 m) has been used since 1962 at the Boyden Observatory in Bloemfontein/South Africa. Apart from his 0.36m telescope, Schmidt produced a second larger one of 0.60m aperture. Shortly after Schmidt's death, the director of the observatory published details on the invention and production of the Schmidt telescope. After World War II, Schmidt telescopes have been widely used. The first large Schmidt telescope, the “Big Schmidt” (1.26 m), Mount Palomar, USA, was completed in 1948. The 0.80 m Schmidt telescope of Hamburg Observatory, planned since 1936, finished in 1954, is now on Calar Alto/Spain (© 2009 WILEY‐VCH Verlag GmbH & Co. KGaA, Weinheim)