PSP0—CCD系统评估

本文介绍对分光仪ＰＳＰ０探测器ＴＨ７８３２ＣＣＤ的评估结果。该ＣＣＤ系统工作在－１３０℃￣－１１０℃温度下,具有较好的稳定性和很好的线性。系统的读出噪声约为３００电子,动态范围３５００。在实验结果的基础上,文章对系统性能的改善进行了简单的讨论。     

分光仪PSPO的光学设计

本文介绍棱镜分光光度仪PSPO的光学设计结果．PSPO以TH7832双线CCD作为系统探测器，可同时观测0．365－1.0微米波长范围内的天体及周围背景的低色散光谱．仪器的入射焦比为F／18，平均光谱分辨率约为10nm．本文简单介绍了PSPO的光学调整，并给出了波长校正实验和配备名古屋大学50公分望远镜进行试观测的结果．设计和实验结果表明，光学设计很好地满足了天文课题对仪器的设计要求，PSPO已可以应用于天文观测．     

分光仪PSP0的偏振器设计与实验

本文介绍人光仪ＰＳＰ０ 的偏振器设计和实验结果。偏振器设计为旋转半滤片加固定偏振片的系统,但在选用偏振器件方面提出了两种方案。对于低价设计的实验结果表明,偏振器可在４３０７８０ｎｍ 波长范围内工作,能够实现ＰＳＰ０ 在其最佳工作波长的偏振测量。     

PSP0控制和处理软件

本文介绍为分光光度仪PSP0的使用而开发的控制和处理专用软件,PSP0RUN。此项工作是PSP0研制中必不可少的一部分。文章首先对PSP0RUN的集成环境和任务进行了较详细的说明,然后对PSP0的控制和采样程序以及软件的文件和数据结构做进一步的介绍。实际应用表明,该软件设计合理,运行可靠,并在很大程度上提高了PSP0的研制效率。     

分光仪PSP0的光学设计

本文介绍棱镜分光光度仪ＰＳＰ０的光学设计结果。ＰＳＰ０以ＴＨ７８３２双线ＣＣＤ作为系统探测器，可同时观测０．３６５－１．０微米波长范围内的天体及周转背景的低色散光谱。仪器的入射焦比为Ｆ／１８，平均光谱分辨率约为１０ｎｍ。本文简单介绍了ＰＳＰ０的光学调整，并给出了波长校正实验和配备名古屋大学５０公分望远镜进行试观测的结果。设计和实验结果表明，光学设计很好地满足了天文课题对仪器的设计要求，ＰＳＰ０已可     

分光仪PSP0的偏振器设计与实现

本文介绍了光仪ＰＳＰ０的偏振器设计和实验结果。偏振器设计为旋转半滤片加固定偏振片的系统,但在选用偏振器件方面提出了两种方案。对于低价设计的实验结果表明,偏振器可在４３０－７８０ｎｍ滤长范围内工作,能够实现ＰＳＰ０在其最佳工作波长的偏振测量。     

云台1m镜PI1024TKBCCDUBVRI测光系统

给出了云南天文台１ｍ望远镜ＰＩ１０２４ＴＫＢＣＣＤＵＢＶＲＩ测光系统的光谱响应曲线、中心波长和半宽,并同国际标准系统作了比较     

CCD恒星光度测量方法研究进展

天体的光度测量是测定接收到的天体的电磁辐射流量,天体物理学中也称之为测光.测光是天体物理研究中最基本的研究方法之一,由恒星的测光值可以得出其他重要的天体物理参量,如恒星的视星等(亮度)、色指数(颜色)、温度以及变星的光变曲线;结合恒星距离的测定,也可以得到其光度等物理特性.电荷耦合器件(CCD)作为新一代探测器得到广泛使用,针对探测器的数字化方式出现了各种不同的测光方法.首先简单介绍CCD探测器;然后重点介绍孔径测光以及它的适用范围;接着介绍点扩散函数测光和它的适用对象,包括在点扩散函数测光中用的两种比较新的点扩散函数模型——数字点扩散函数(digital PSF)和有效点扩散函数(ePSF);进一步介绍孔径测光和点扩散函数测光的对比,并引出一种把这两种方法结合起来的测光方法;作为测光方法近期的一项重要应用,介绍在密集场中变星光变的精确测定方法;最后总结这几种测光方法并对未来的方法改进提几点看法.     

上海台1.56m望远镜新CCD照相机系统

介绍了安装在中国科学院上海天文台 1.5 6m望远镜上的新CCD照相机系统 ,内容涉及CCD的量子效率、增益、控制器、观测程序以及滤光片等情况 ,为使用该 1.5 6m望远镜的天文学家提供了所需的参数     

南京大学太阳塔CCD成像光谱观测系统和初步观测结果

本文介绍南京大学太阳塔的ＣＣＤ成像光谱观测系统的结构，工作方式，给出了该系统的一些性能测试结果，作为应用该系统的实例，文中给出了根据该系统观测的二维光谱资料，经处理得到的一个Ｈａ耀斑在线心和不同偏带处单色像的变化过程，该耀斑的亮度场轮廓图和速度场轮廓图。     

云南天文台1米反光镜CCD系统的性能补充

云南天文台新安装的Tek 1024×1024 CCD照相机性能良好,本文讨论了该CCD使用手册上没有列出的某些性能,包括:bias的pattern;oversacn区;坏象元问题;以及快门效应。     

上海天文台1.56米反光镜ThomsonCCD系统的性能变化

上海天文台１ ．５６ 米反光镜于１９９１ 年引入的Ｔｈｏｍｓｏｎ １０２４ ×１０２４ＣＣＤ 系统,到１９９８ 年３ 月已满７ 年。本文对此ＣＣＤ 系统的某些性能变化做了讨论。     

滤光片变质对CCD多色测光影响的探讨

安装于云南天文台 1米反光镜上的新Tek 1 0 2 4× 1 0 2 4CCD相机是很好的系统 ,它的某些性能已在文 [1 ],[2 ],[3]中报导。自 1 998年 7月起此相机的有关机械部分已重做 ,并且CCD芯片也被另一片类似的Tek 1 0 2 4× 1 0 2 4代替。但原来的滤光片末换 ,不幸 ,这些玻璃滤光片都已霉变。霉菌侵入玻璃内部 ,使滤光片难以复原 ,企图用平场来改正这种影响不能成功。在这段时期内 ,所有使用了这些滤光片的测光都有可能受影响。当更换了B滤光片后 ,B星等已正常。其它滤光片也在准备更换中。     

关于云南天文台Tek 1024CCD的线性及其他

云南天文台新安装的Tek 1 0 2 4× 1 0 2 4CCD系统是一个很好的系统。天文上应用CCD的主要目的是测量暗弱天体 ,该系统满足这个要求。但在亮端 ,测量显示 ,当读数大于 2万多adu时 ,CCD响应对线性的偏离已经开始大于 1 % ,当读数接近 6 0 0 0 0adu时 ,响应不但是非线性的 ,而且显得不稳定。另外 ,顺便给出用 1 0 0KHz读出的bias图并作了讨论     

Kepler方程解法的评估

本文从初值公式和修正法两方面对近二三十年来关于解椭圆Kepler方程的各种方法做了全面的总结。列举、比较了多种初值和修正法。Markley初值离真解最近。通过在Pentium 586上的大量实验,我们认为,三阶Halley方法和Odell与Gooding初值或Nijenhuis初值构成最快的算法,且能保证收敛性。     

上海天文台1.56m反射望远镜新CCD相机的快门函数及线性(英文)

20 0 2年 9月 12日曾对上海天文台 1.5 6m反射望远镜新安装的Tek 2 0 4 8× 2 0 4 8CCD照相机的快门函数进行了测定 ,以供用户使用。还检验了此CCD系统的线性 ,证明它的线性在整个 0～6 0 0 0 0adu范围内良好     

NAOC 1m反射望远镜CCD相机的性能研究

研究了国家天文台兴隆观测基地1m反射望远镜新安装的VersArray1340×1300BCCD照相机的性能。它有几乎没有图案的良好本底（bias），极低的读出噪声和暗流。用平场序列露光来检测其线性时，能得到线性良好的转移曲线（transfercurve）。但是，不论在平场露光（面光源）还是在恒星（点光源）的观测中，当像元值约高于55000adu时（增益3．7e^-／adu），都会产生溢出。此时CCD并未满井。因此，使用它做点扩散函数分析研究时，要避免使用太亮的星像。不过，由于电荷守恒原理，对产生溢出的孤立亮星像，仍然可以做孔径测光。此外，该相机的快门函数也已测定。     

上海天文台佘山工作站夜天亮度的变化

使用1994—2007年在1．56m反射望远镜CCD照相机拍摄的资料，测定了上海天文台余山工作站夜天亮度的变化。由于上海城市的发展，佘山工作站的夜天亮度在V波段从每平方角秒约19mag变到15．8mag，也就是说，夜天亮度自1994年以来变亮了约20倍。国际上优良台站的夜天亮度在V波段等于或暗于21．5mag。上述夜天亮度是优良台站的200多倍。现在在佘山工作站使用1．56m反射望远镜对暗于V=14mag的星做精确测光已经很困难了。