云南天文台射电望远镜天线增益的测量

本文简述了应用“射电天文法”对云南天文台射电望远镜天线增益的实测结果和精度分析 .实测结果表明 :云南天文台 3.2cm波段射电望远镜 2m天线增益为 41 .75± 0 .2 3dB .2 1cm波段 1 0m射电望远镜天线增益为 41 .1 2± 0 .1 7dB     

云南天文台射电望远镜天线增益的测量

本简述了应用“射电天法”对云南天射电望远镜天线增益的实测结果和精度分析，实测结果表明：云南天台３．２ｃｍ波段射电望远镜２ｍ天线增益为４１．７５±ｄＢ，２１ｃｍ，波段１０ｍ射电望远镜天线增益为４１．１２±０．１７ｄＢ。     

射电望远镜天线增益测量方法的综述

本文对射电望远镜天线增益Ｇ的几种主要实测方法：包括用标准角锥嗽嗽叭增益理论值的“过渡法”和用已知流量的射电源作准源的“射电天文法”进行了综述和评价。给出了应用这些方法对云台射电望远镜天线增益的实测结果和精度。     

射电望远镜天线增益测量方法的综述

本文对射电望远镜天线增益Ｇ的几种主要实测方法：包括用标准角锥嗽叭增益理论值的“过渡法”和用已知流量的射电源作校准源的“射电天文法”进行了综述和评价。给出了应用这些方法对云台射电望远镜天线增益的实测结果和精度     

8.2厘米射电望远镜恢复调试报告

本文报告了3659MHz射电辐射计整机结构原理、技术指标、测试方法及测试结果。     

紫台3.2厘米、10厘米太阳射电观测资料分析

本文分析了紫台1966—1978年间,3.2厘米太阳射电总辐射观测资料.由相关分析表明,一个月中太阳射电噪声温度的逐日间标准差为±(2.2—3.9)%,而78年10厘米的相应值为±4.1%.3.2厘米波段大于200 s.f.u.的爆发峰值与 TYKW 的相应值比较得均方差为士34%,峰值时间与 TYKW 的相应值比较得时间差一般为士0.~m2.还分析了各种误差的来源.     

射电天文测量微波天线增益的测量技术

本文介绍了用四种定标基准ΔＴｃ＝（Ｔ０－ＴＬ），（ＴＨ－Ｔ０），（Ｔ０－ＴＡＮｚ）和（Ｔ０－ＴＨＮｚ），并用射电源作为校准测量微波天线增益的基本原理和方法。并对四种不同类型的天线增益进行了测量，测量结果表明，以ΔＴｃ＝（Ｔ０－ＴＨＮｚ）和总功率辐射计所组成的测量系统可实施增益的高精度测量。测量设备可以和接收系统兼容，不需专用测量设备，因此该技术可在工程中广泛使用。     

15厘米太阳射电望远镜增益运算放大器的制作与调试

本文介绍了１５厘米太阳射电望远镜增益运算放大器的结构原理，调试检测及测试结果。     

15厘米太阳射电望远镜增益运算放大器的制作与调试

本文介绍了１５厘米太阳射电望远镜增益运算放大器的结构原理，调试检测及测试结果。     

北京天文台六厘米波段太阳射电望远镜及观(英文)

北京天文台自1986年开始高时间分辨率的六厘米波段强度干涉仪的研制,计划在北京、昆明、乌鲁木齐设三个站,可发现角经0.01″的源。1988年初完成了北台单站接收系统,并取得了部分观测资料。主要性能如下:天线口径1.5米;接收频率5070±50MHz;高放噪声温度150K;中放带宽40MHz;系统时间常数0.2μs。系统见图1。采用前置微波高放未提高系统的灵敏度。用气体放电噪声管加15db定向耦合器组合作噪声标准源,以噪声源的输出温度为单位来测量每天的太阳强度m,由多日积累的m_i(i=1……n)与SGMR 4995MHz(引自S.G.D)的值取相关得线性相关参数a、b。由此得每天的绝对流量。目前只是初步的结果。表1为逐日的太阳射电强度m;SGMR 4995MHz;y;及黑子相对数Y。图2为V—m及y—m相关图,图上为S_p、S_n、Y及y的逐日变化图。表2为巡视观测中记录的部分爆发。六厘米强度干涉仪已取得的结果显示与太阳射电的国际频谱有很好的相关。三站(北京、昆明、乌鲁木齐)的强度干涉仪网建立后(1990年)所取得的高时间分辨率爆发的精细结构将具有极好的可靠性。该网将参加全国性的太阳活动联测。     

乌鲁木齐天文站1989年3月联测期间3.2厘米太阳射电观测

乌鲁木齐天文站3.2厘米太阳射电望远镜从1988年12月的联测开始已取得大量资料,其中以1989年3月的数量最多。这次联测的AR5395活动区产生的一系列太阳地球物理效应也是非常强烈的。据23所设在乌鲁木齐的观测站所取得的资料,发生多次电离层部份或完全吸收甚低频波(VLF)的现象,短波通讯也多次出现中断,最长的     

1968年9月22日日食的3.2厘米波段圆偏振观测

本文叙述了紫金山天文台在1968年9月22日进行的日食观测中3.2厘米波段圆偏振观测的概况及计算、分析的结果。我们的观测得到日面各射电源的圆偏振流量密度、一维角径、非常波和寻常波的亮温度之差、磁场、偏振度、高度等参数(见总表)以及下列结果:1.不仅黑子,而且小亮点和谱斑都有明显的圆偏振效应。后两者的偏振流量密度和中、小黑子的偏振流量密度在同一范围。2.利用了日食观测的高分辨特性,观测到332号黑子与其上空的偏振源有一一对应的核——半影结构。并分解了该偏振源的双核结构,得到最小细节是2.″5角距离的核间半影。3.观测现象表明,偏振源从日面后转出时偏振波的旋转方向发生反转。     

利用GNSS测量射电望远镜参考点的仿真分析

高精度测量射电望远镜参考点和轴线偏差等参数,对建立天线指向模型和本地连接参数、提高测站坐标精度等具有重要意义。为完成新建射电望远镜参考点初始参考值的快速测定,根据望远镜的旋转模型,结合常规静态归心测量方法和随机动态测量方法,提出了一种利用GNSS天线代替测量靶标实现望远镜参考点测量的方法。通过仿真分析验证了该方法的合理性和有效性,并分析了数据点个数和数据点测量精度对天线参考点和轴线偏差解算精度的影响。     

上海天马65m射电望远镜归心测量

对新近落成的上海天马65 m射电望远镜进行了归心测量,通过观测资料解析获得了天线参考点毫米级精度(形式误差)的地心三维坐标,并表明了轴线偏差在3 mm水平上不显著。具体地,参考点在ITRF2008系统中的坐标为:[X Y Z]=[-2 826 708.604 54 679 237.054 23 274 667.531 4]m±[420.450.43]mm,参考历元为2013年6月29日UTC0h。轴线偏差为ˉf=(2.95±3.26)mm。这为后续的天线指向模型建立、天线定向引导、VLBI互相关条纹搜寻和观测资料科学应用解析等提供了重要参考,也为监测天线地基沉降与水平位移、天线轨道和结构变形等提供了历元资料记录。     

波长10厘米太阳射电高时间分辨率数据采集系统的研制

为了研究太阳射电活动的精细结构,对原来的射电辐射计进行了改装和扩充,并且增设了微型计算机及其接口电路,组成了快速数据采集系统。经过初步调试,投入试观测,由取得的资料说明,目前的软件和硬件功能基本上适用于高速记录系统,可以将这个项目的研究工作推向一个新的水平。     

PSD法测量大型射电望远镜副面位姿

指向精度是大型射电望远镜天线具有挑战性的关键技术指标.在望远镜运行中,方位俯仰角的变化、重力以及日照等对副面撑杆的综合影响会引起望远镜的副面位姿改变从而引起指向误差的增加和天线效率的降低.基于天马65 m射电望远镜,使用位置传感器装置(PSD)法构建了副面位置偏移量测定系统,可以实时采集副面的3维位移数据,构建重力模型,将测试结果与射电法构建的现有副面模型进行对比,有较好的一致性.此外,该系统可以分析日照(引起撑腿局部温度效应)引起的副面位移情况,也可以监视风载和瞬时启停对副面位姿的影响.     

基于FS系统对乌鲁木齐VLBI射电望远镜进行天线测量

在天文观测中射电望远镜性能参数的好坏直接影响到观测数据质量,为了保证观测质量,提高观测效率,需要对天线性能进行测量.当前进行天线测量的方法有场地测量法和射电天文法,不同的方法应用范围和效果不同.对于大型天线而言采用射电天文法进行天线测量高效快捷.针对VLBI射电望远镜,介绍了使用终端FS系统对天线参数进行测量（基于射电天文法）的方法和过程,以乌鲁木齐南山25 m天线增益和指向精度测量作为范例,重点叙述了测量的方法和步骤,并对该方法进行了讨论.