赤道式天文望远镜极轴调整分析及观测结果

天文望远镜的指向精度和跟踪精度是评判一架天文望远镜的重要指标。赤道式天文望远镜的指向精度和跟踪精度受到极轴位置准确性的影响。正确地安装好极轴位置显得非常重要。极轴校正是一项很重要的工作。介绍了用观测恒星的方法来校正极轴位置,分析了合理地选择目标恒星,得出结论:在调整极轴东西方向时选择子午圈上的恒星作为观测目标恒星,在调整极轴俯仰方向时选择90°时角圈上的恒星作为观测目标恒星。经过多次调整极轴东西方向和极轴俯仰方向并对两个方向交替进行调整,望远镜的极轴将处于相当准确的位置。     

基于CCD提高射电望远镜极轴校准精度及修正

射电望远镜极轴的安装定位是否准确直接影响其指向精度和成像质量,通过运用光学CCD原理精确测量射电望远镜极轴偏差角度,用以安装校准极轴,达到提高射电望远镜指向精度和成像质量的效果,并且结合计算机可实现多极轴同时校准,提高工作效率。同时,基于CCD技术可以及时发现天线极轴出现的偏差并进行修正,提高了数据的质量。     

一种测定望远镜极轴偏差的方法

利用望远镜的恒动跟踪，对两颗恒星进行无斗星曝光０．５小时，扣除蒙气差影响，用球面三角方法计算出望远镜极轴指向的偏差在赤经和赤纬方向上的分量，据此对望远镜极轴进行调整，就可以方便地把望远镜极轴指向调整到较高精度。     

一种测定望远镜极轴偏差的方法

利用望远镜的恒动跟踪，对两颗恒星进行无导星曝光０．５小时，扣除蒙气差影响，用球面三角方法计算出望远镜极轴指向的偏差在赤经和赤纬方向上的分量，据此对望远镜极轴进行调整，就可以方便地把望远镜极轴指向调整到较高精度。     

十米天线极轴指向的调整

十米天线为赤道式,极轴的指向直接影响指向跟踪精度,因此需要仔细地进行检测和反复地调整。本文总结了十米天线极轴的检测及调整情况。     

赤道经伟仪

赤道经纬仪由子午圈、赤经圈、赤道圈和支架等部分组成。子午圈安放在一半圆的云座之中,由一条南北拱立,昂首修尾的苍龙托起,龙的四爪牢牢地固定在下面的十字交粱上。交梁四脚安有螺柱,用以校正水平。赤道经纬仪长2.3米,宽1.78米,高3.2米,重约2720千克。赤经圈可在赤道圈里绕南北极轴旋转,极轴中部横出一高三寸的横表。赤经圈和赤道圈上分别装有四个游表,在测量时,通过游表上的狭缝和横表(或极轴)即可对准距星和待测星。然后从游表所指的环面上读出该星     

大型天文望远镜极轴静压支承系统的刚度

用单油垫的油膜刚度值来表示柱面和球面轴颈两种极轴静压支承系统三个方向的刚度。由此确立了支承系统的刚度与油垫中心夹角θ、地理纬度φ之间的定量关系,得到了各种φ值下的最佳θ值。为大型天文光学望远镜赤道装置极轴静压支承系统的设计提供了一些初步的理论根据。     

深空天体摄影的硬件操作技巧——对极轴（上）

在多数情况下,一支好的极轴镜能够确保对极精度在3-5个角分,更重要的是,数码产品单张照片可以在15分钟以内完成,这样可以尽量避免导星后由于极轴拍摄不准而产生的场旋现象。     

小行星(26)Proserpina的测光观测和建模研究

2011年12月到2012年2月期间对小行星(26)Proserpina进行了时序测光观测,获得其自转的会合周期为p=(13.107±0.002)h.结合历史测光数据,采用光变曲线凸壳反演方法对其自转状态和形状进行反演研究,并提出采用Bootstrap方法对反演参数进行误差估计.测定出(26)Proserpina是一个逆转的小行星,其极轴指向解为λ1=90.8?±1.4?,β1=-53.1?±3.2?和λ2=259.3?±2.2?,β2=-62.0?±2.0?;测定其自转的恒星周期为(13.109777±3.8×10-6)h;并基于两个极轴解反演出互为镜像的凸壳形状模型.     

AGB星轴对称拱星包层的速度流场

通过对ＡＧＢ星轴对称旋转膨胀拱星包层的分析,建立了包层内气体和尘埃的运动方程,得到了拱星包层的速度流场的解析解．解的结果表明：物质外流速率随其与赤道面的交角增加而增大,沿极轴方向达到最大,而沿赤道面向外最小．物质外流量的情形则相反．     

AGB星轴对称拱星包层的速度流场

通过对ＡＧＢ星轴对称旋转膨胀拱星包层的分析,建立了包层内气体和尘埃的运动方程,得到了拱星包层的速度流场的解析解,解的结果表明,物质外流速度随其与赤道面的交角增加而增大,沿极轴方向达到最大,而沿赤道面向外最小,物质外流量的情形则相反。     

关于脉冲星的磁层结构

本文讨论有力场的脉冲星磁层结构。用极角展开的方法。可以得到轴对称脉冲星方程组的局部解。本文特别讨论了极轴附近和赤道面附近的区域。在脉冲星表面附近磁能密度比其他能量密度大,远离脉冲星表面处,引力势能和转动动能相对较大,这些因素会影响脉冲星磁层中的物质分布。分析表明,等离子体的转动可能是非刚性的,因而可能不存在一个闭场的共转区域。     

同好摄影

左:日环食全过程摄影:戴明拍摄地点:斯里兰卡的贾夫纳堡图片说明:晴朗无云的天气为这次拍摄提供了条件。我架设好星野赤道仪,使用手机里的指南针APP粗对极轴,将55~300mm镜头连接在宾得KP机身上,定时拍摄了日环食的全过程。后期排列的时候我参考了正弦曲线,令作品的展示效果更有科学性和艺术性。     

1.56米望远镜的极轴校正和跟踪误差测定方法与结果

1.56米天望远镜已于1989年上海天台的佘山工作站投入使用，经校正，瓣极轴指向偏离北极为：0″.±4″.48（在方位上）和0″.±2″.21（在高度上）。望远镜的跟踪误差也被测定：在天顶附近30分钟内所作的128次观测得到的望远镜跟踪的均方根误差为±0″.36。结果表明，1.56米望远镜的恒动跟踪十分优良。     

脉冲星的非共转模型

本文讨论了脉冲星的磁层运动和能量状态。对于满足一定条件的脉冲星系统,证明了在极轴处的等离子体的角速度和电荷密度趋于零。提出了一个磁层与星体非共转的简单模型以及边界条件。利用变分原理,求得参数值,从而,得出了与参数相关的各个物理量,例如:等离子体的漂移速度v_D,等离子体与星体的相对滑动速度v_s,脉冲星的输出功率等。结果表明:功率值比较接近观测值,非共转的模型相对通常采用的共转模型而言是比较合理的。     

极移研究的历史和最新结果

自转使地球产生形变,形变反过来又引起一些复杂的自转现象。它们有:希勃切斯在二千一百年前发现的岁差,布雷德利在二百三十年前发现的章动,以及二百一十年前就被预言但当时尚先观测的极移。本文讨论极移,必须把它与岁差和章动严格区别开来。地球是一个扁球体,包含极轴的每一个截面是一个椭圆;在赤道部分隆起,内部各等密度层都是一些扁球。太阳和月亮通常位于地球的赤道面之外,它们的引力使旋转着的地球产生一个陀螺     

小行星(58)Concordia测光研究

小行星基本物理参量(周期、形状、自转)对于理解小行星起源、演化和碰撞具有重要意义.利用测光手段可以获得小行星的光变曲线,通过光变曲线可以确定小行星基本参数.利用云南天文台1 m望远镜在2000和2015年对小行星(58) Concordia进行观测,结合前人测光观测数据,通过凸面体光变曲线反演模型获得该小行星的周期、形状和轴指向.(58) Concordia的恒星周期为9.894541 h,在黄道坐标系下,极轴指向为λ_1=15.3?±0.7?,β_1=-4.2?±2.6?,另外一组解为λ_2=195.9?±1.0?,β_2=4.8?±1.2?.     

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