1.2米地平式望远镜指向模型的研究 (1.全天指向模型的建立)

介绍了云南天文台1.2米地平式望远镜用于天文观测和图像采集处理的方法,建立了新的、独特的全天指向模型,大大提高了该望远镜的指向精度,达到1″,并在多年的实际应用中得到验证。     

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。     

2013年上海天文台卫星激光测距观测报告

介绍了2013年度上海天文台卫星激光测距系统常规观测、系统改造及科研实验情况。应用多种高效率滤波技术、精确指向模型等手段,在国内同类型测距系统中首次实现了同步轨道卫星白天千赫兹重复率激光测距,测量能力达到国际先进水平。采用高稳定光子探测器及其温度控制等方法,提升了系统时延标定稳定性,测距资料质量得到改善。对使用多年的主副镜重新镀膜,提升了532 nm波长激光反射效率,同时兼顾了1064 nm工作波长,为开展1064 nm波长激光测距技术研究奠定了基础。基于已有基础,国内首次开展了高重复率空间碎片激光测量,实现了关键技术的突破,测量能力得到大幅提升。与1.56米天文望远镜建立了网络通信链路,实现了1.56米/60厘米双望远镜激光测距控制与数据传输,开展了多接收望远镜在提升空间目标激光测距能力方面的实验验证,促进了中国卫星激光测距技术发展与应用。     

卫星激光测距的电控系统设计与实现

给出的卫星激光测距的二轴系统实现了通过软件控制望远镜coude光路调整、接收系统SPAD和APD的自动切换、视场光阑大小的自动调节、以及发射光束指向的精确控制。该系统是基于MPC07运动控制卡,通过人机交互界面进行实时控制,旨在实现不同功能的调节,提高卫星激光测距的自动化程度。详细介绍了该系统的硬件组成、技术指标及软件工作方式。     

TM65 m射电望远镜指向模型的建立

介绍了建立上海天文台天马65 m射电望远镜(简称TM65 m)指向模型的过程.采用"十字扫描"的方法对单点数据进行采集,采用带有高斯项和非线性项的曲线模型进行偏差拟合,并对单点扫描过程中源角径导致的波束展宽量进行了仿真分析,通过使用射电源预报来提高建立模型的效率.用最小二乘法对全天区数据进行拟合,得出了8个天线参数的指向模型,并在实际中验证,最后建立了TM65 m望远镜X波段指向模型.盲指误差达到12.36角秒,满足了X波段及以下波段的指向要求.     

双波长卫星激光测距

双波长卫星激光测距不必借助大气改正模型，利用双波长往返时间差就可以进行大气折射改正，采用皮秒级事件计时器等技术测量往返时间差，修正精度可以达到毫米量级，介绍了这一领域的研究进展、双波长大气改正的基本原理，分析了双波长激光测距的精度，最后对双波长卫星激光测距前景进行了展望。     

激光测距系统回波光子分布特性研究

激光测距系统回波光子特性分析对激光测距理论研究、系统设计以及性能评估具有重要意义。结合激光测距原理并综合考虑影响激光测距的多种因素,如大气湍流、大气和卷云传输特性、目标距离等,从理论上推导了测距方程以分析研究回波光子的分布特性。同时,利用Matlab软件开发平台编制了相应的激光测距系统回波光子分布特性研究软件,通过设置测距系统中激光器、发射望远镜、接收望远镜以及探测器等相关参数可估算回波光子数,并同时显示相应的函数关系曲线。     

我国月球激光测距研究与进展

月球激光测距是国内外所瞩目的宏伟目标,代表着单光子探测技术的高峰。文中概述了全球月球激光测距的现状以及21世纪初月球激光测距的发展趋势;分析了我国开展月球激光测距的意义。最后介绍了云南天文台1.2m望远镜进行月球激光测距的发展战略和科学目标。     

斜轴式天文望远镜运动特性研究

相对于传统地平式或赤道式望远镜,斜轴式天文望远镜因其独特的机架结构形式更加适应例如南极等的极端台址环境.但由于这种望远镜形式的应用较少,针对其运动特性的研究还比较缺乏.首先详细讨论了斜轴式望远镜的优缺点,推导了斜轴坐标系与地平和赤道坐标系之间的坐标变换关系,在此基础上研究了斜轴式望远镜在进行恒星跟踪时的运动特性,并与地平式望远镜进行了比较.另外,还研究了斜轴式望远镜的像场旋转特性,并分析了像旋对望远镜天线全息测量的影响.最后,还针对斜轴式望远镜的特点,推导了一套包含7个误差项的指向误差改正模型.     

18个电离氢区的2.5cm射电连续谱观测

十八个致密电离氢区的2.5cm连续谱观测在上海天文台佘山站25m望远镜上于1990年8月完成.望远镜指向精度为20〃,在该波段当仰角为77°时效率为68％,空间分辨率为4.′2.所用接收机中心频率为11.95GHz,带宽为500MHz,系统噪声温度平均为130K.经校准的噪声管用于定标,每次观测同时测量.观测采用等待式或位置调制,所有源在测量时仰角在28°以上,系统误差在10％以内.观测结果经大气吸收改正转换为流量密度.结合Parkes 64m望远镜在6cm的观测结果和气体星云中射电连续谱的一般规律,对结果作了初步分析.     

地平式望远镜轴系误差对指向精度和跟踪精度的影响

采用球面几何的方法推导轴系位置误差对地平式望远镜指向、跟踪精度影响的计算模型.介绍2米级地平式望远镜轴系误差检测及数据处理方法.通过对目标星体指向、跟踪仿真,得到轴系位置误差对指向、跟踪精度影响规律,为轴系精度及轴系位置要求提供理论依据,并为后续控制修正提供参考模型.     

基于光学辅助指向测量的太赫兹望远镜指向误差模型研究

针对太赫兹波段天文点源目标较少, 指向测量相对困难的特点, 研究了利用与太赫兹天线共轴的小型光学望远镜来辅助太赫兹望远镜指向测量以及建立指向误差修正模型的方法. 依托紫金山天文台1.2 m斜轴式太赫兹天线开展了光学辅助指向测量的实验研究, 利用一台安装在天线背架上的100mm口径折射式光学望远镜获得了优于2$''$的指向测量精度. 此外, 通过对斜轴天线的结构分析以及大气折射和本地恒星时(Local Sidereal Time, LST)偏差等误差来源的分析, 建立了包含23个误差项的斜轴式光学指向修正模型, 实现了约3$''$的拟合精度. 最后, 借助高精度数字摄影测量对光电轴一致性进行了标定, 并针对其对指向模型精度的影响进行了讨论. 研究成果将为南极5 m太赫兹望远镜(The 5m Dome A Terahertz Explorer, DATE5)及其他太赫兹望远镜提供指向测量和指向修正模型方面的技术参考.     

射电天线指向改正模型中轴系误差的完全表达式

为了提高射电天线的目标跟踪精度,采用直接法推导了射电天线轴系误差对指向的影响,并给出轴系误差指向改正模型的完全表达式,明确了指向改正模型中各轴系参数的定义,传统分项以及球谐函数所推导的轴系误差项为该模型的简化形式.基于此,评估得出基本参数改正模型中,因忽略轴系误差高次谐项而引起的指向精度损失可能达到1′′量级,具体需结合轴系误差大小而定;同时明确了基本参数改正模型(如22项指向模型)中与轴系误差有关的部分高次谐项系数的物理意义.为高精度轴系误差指向改正模型的建立提供了理论依据.     

采用光学指向系统建立天马13m望远镜指向模型

描述了采用光学望远镜辅助天马13m射电望远镜进行指向测量以及建立指向误差修正模型的方法. 对于小口径望远镜, 指向校准目标源比较少, 用射电法建立指向模型难以覆盖全天区. 利用上海天文台天马13m射 电望远镜进行光学望远镜辅助射电望远镜指向测量研究, 在13m天线背架上安装一套光学指向系统, 获得了优 于3''的重复测量误差. 此外, 通过对影响天线指向因素的分析, 建立了包含8个误差项的指向误差修正模型以及 光轴和电轴偏差模型. 将指向模型代入天线伺服控制系统, 对校准目标射电源进行十字扫描, 得到指向样本残差约 为5''. 该研究可以为实现高精度指向建模提供一种参考方法.     

发生在1～2GHz的Ⅲ型爆发

对北京天文台动态频谱仪1996～1999年观测到的68群Ⅲ型爆发作了统计分析,并对这些事件的频率漂移、持续时间、偏振和带宽的基本特性作了定性分析.     

望远镜静态指向模型的基本参数

对地平式望远镜静态指出模型的基本参数进行了讨论，给出了一种参数较少，模型稳定的望远镜修正模型，与常用的球谐函修正模型相比较，基本参数模型具有对观测资料分布不敏感，模型的系随资料分布变化较小和修正精度较高优点，并且其残差序列服从正态分布，基本上能够满足高精度定轨的需要。     

上海天文台新SLR站精密定位和归心测量

为使上海天文台新SLR站尽早投入全球SLR网的运行,根据中国SLR网的有关要求,对该站进行了精密定位和归心测量。测量中安置了特制的对中滑块设备,在小范围内采用三角测量的高差替代大地高差的近似,取得了较好的效果。测量结果表明:上海天文台新SLR站相对于上海IGS站归心测量精度可优于5 mm,由上海IGS站引得的点位精度可优于10 mm。     

Analysis and Correction of the Influence of Track Irregularity on the Antenna Pointing

According to the influence mechanism of the antenna track irregularity on the telescope pointing accuracy, the distribution of the track errors and their influence on the pointing of the Urumqi Nanshan 26 m telescope are reanalyzed after the antenna track was reformed by using the whole-body welding technology, and hereby the pointing error model is correspondingly revised. By using the moving least-squares method, the measured height errors of the antenna track plane are fitted with a closed curve, and the tilt of the antenna azimuth axis caused by the track irregularity can be determined accordingly. Comparing it with the measured deviation of the antenna azimuth axis caused by the deformation of antenna pedestal, it can be found that both deviations are strongly correlated. A new pointing error model is established in view of the gravity deformation of antenna pedestal, which includes the north-south and east-west components, as well as the antenna track irregularity. Finally, by scanning a known calibration radio source at different positions in the sky, the measured pointing errors are fitted with the new pointing error model. The result shows that the sinusoidal component of the model error can be well constrained by the new pointing correction model, indicating that the new model can reflect very well the antenna pointing error, and can amend it to a certain extend.     

The basic parameters of static pointing model of telescope

In this paper, models of the static pointing errors and their correction of an altazimuth telescope are discussed, and a stable model with a small number of basic parameters is given. Compared with the common spherical harmonics model, the present model is not sensitive to the distribution of observing data and has a much higher correction accuracy. The residuals from this model follow the normal distribution in statistics. It can meet the need of precise orbit determination.     

The Wave-Front Correction System for the Sunrise Balloon-Borne Solar Observatory

This paper describes the wave-front correction system developed for the Sunrise balloon telescope, and it provides information about its in-flight performance. For the correction of low-order aberrations, a Correlating Wave-Front Sensor (CWS) was used. It consisted of a six-element Shack??C?Hartmann wave-front sensor (WFS), a fast tip-tilt mirror for the compensation of image motion, and an active telescope secondary mirror for focus correction. The CWS delivered a stabilized image with a precision of 0.04?arcsec (rms), whenever the coarse pointing was better than ???45?arcsec peak-to-peak. The automatic focus adjustment maintained a focus stability of 0.01?waves in the focal plane of the CWS. During the 5.5?day flight, good image quality and stability were achieved during 33?hours, containing 45?sequences, which lasted between 10 and 45?min.