三种对流层延迟改正模型精度评估

利用36个全球分布的IGS站2003全年GPS实测的对流层天顶延迟数据和气象数据,对目前国内外常用的两个对流层延迟改正模型;Hopfield模型、Saastamoinen模型和最近几年发展起来的EGNOS模型的改正精度和适用范围进行评估,指出Hopfield模型在应用中存在的缺陷,EGNOS模型可用作GNSS实时定位和导航的对流层天顶延迟的改正模型.

桌面97单元自适应光学系统性能测试

构建了一套桌面自适应光学系统性能测试系统,用以验证97单元自适应光学系统的校正能力。该测试系统主要由光源、快速控制反射镜、变形镜、Shack-Hartmann波前传感器、高速波前处理器、扰动相位屏等部件组成,分别利用干涉仪和Shack-Hartmann波前传感器的数据控制变形镜进行光路的展平校正,得到了系统的静态校正精度。然后,测试了精密跟踪系统的校正能力。最后,利用扰动相位屏模拟不同的大气扰动条件,以成像相机图像的斯特列尔比(SR)为指标,在不同目标亮度下测试了自适应光学系统的动态校正能力。测试结果显示:该97单元自适应光学系统的静态波像差校正精度的RMS接近λ/20;两种控制模式下精密跟踪系统的误差抑制带宽分别达到了15 Hz和39 Hz;系统在强湍流情况下,动态校正后的成像分辨率基本优于3倍衍射极限。由此表明,97单元自适应光学系统能够有效地校正像差,提高成像分辨率。

基于干涉仪测量的变形镜面形展平标定研究

为了全面地了解变形镜的性能,以便自适应光学系统更好地工作,进行了基于干涉仪测量的变形镜面形展平标定研究.首先,给变形镜的压电陶瓷驱动器施加一半的控制电压;再用Zygo干涉仪测得变形镜的面形,计算对应各个驱动器位置的镜面高度,并算得各个位置镜面高度相对平均镜面高度的偏差;最后,控制驱动器运动使偏差量为零.测试及实验表明,受压电陶瓷迟滞的影响,上述过程需要迭代4到6次镜面面形才会收敛到希望的准确度;对镜面周边无驱动器约束的21单元变形镜,展平之后其80%口径的面形接近λ/20(λ=632.8nm);对镜面周边有驱动器约束的137单元变形镜,展平后的面形优于λ/50.在望远镜不同的观测条件下,该技术可以快速地对变形镜进行展平标定,以适应不同的工作环境.

变形镜及其驱动器的动态响应测试研究

变形镜是自适应光学系统中的关键部件之一,它的动态响应性能直接决定了其对大气扰动的校正能力。提出了一种基于光电倍增管的测试方法,用于对变形镜及其高压驱动器进行动态响应测试。测试表明,变形镜的谐振频率优于12 kHz,促动器及其驱动器可以不失增益的工作到2 kHz。

探究测绘工程测量中无人机遥感技术运用

现阶段科学技术发展速度持续增快,测绘工程对于测绘成果的准确性有着较高的要求,要是没有持续地完善各项测量技术,就难以满足时代的发展需求,进而产生一定的问题。要想保障测绘工程处于良好的发展状态,就需要积极地使用各项新型技术。其中无人机遥感技术得到了测绘工程行业的高度重视,通过使用这项技术可以显著提升测绘工程的准确性和可靠性,而且可以更好地满足时代的发展需求,有助于促进测绘行业的发展和进步。

电磁波折射延迟的弯曲改正

针对中性大气折射延迟改正中压缩截止高度角和提高改正精度的要求,推导了电磁波折射延迟中由天文大气折射引起的路径弯曲改正的计算公式,这是在许多理论模型中给出中性大气折射延迟改正的公式时,都会在主项后边给出的,却又因为它是小量而常被忽略的一项改正.实际上,在不太低的高度角,例如15°,这一项就达到1cm量级,是不能忽略的.李延兴等人专门对这一改正作了推导,给出了逐步逼近的计算方法和计算值;严毫健也曾给出了直接计算的公式,计算结果却比李延兴等人的小3倍多,这说明对该项改正有必要作进一步的研究,拿出简便可靠的计算公式.

有关求解星径曲率改正问题的探讨

对于配置光子计数探测器的低纬子午环，在其观测数据的归算过程中应该加以考虑的星径曲率改正包括三种改正量：卯酉方向记录时刻的星径曲率改正；卯酉方向天顶距的星径曲率改正；子午方向天顶距的星径曲率改正。结合测微器的新视栅形式，本文给出了一种旨在解决星径曲率改正问题的新思路。

北京中轴线偏离子午线的分析

1 北京南北中轴线不是正南正北向 北京南北中轴线(以下简称北京中轴线)不是正南正北,这中轴线不在子午线上.北京中轴线与子午线不重合,而是偏西北北方向.明朝以后,这中轴线南起永定门,北至钟楼,约8km.往北离永定门越远的建筑,离子午线就越远.以通过永定门的子午线为准,钟楼就向西偏离这条子午线近300m了.元、明、清三朝30几位皇帝的宝座都是歪的,歪得不太多,向逆时针方向偏转2度多.

低纬子午环用CCD测微器观测时的星径曲率改正

本文推导了低纬子午环采用ＣＣＤ测微器观测时所得测定值的各种星径曲率改正公式。针对云南天文台具体的地理位置（纬度为２５°），在不同观测天顶距情况下，给出了ＣＣＤ视场中不同位置的天体通过参考平面（子午平面或卯酉平面）时，星过记录时刻和天顶距测定值的星径曲率改正模拟运算结果。结果表明：对于偏离ＣＣＤ芯片相对中心的天体，其星径曲率改正值比较大，且随天体偏离距离的增加而增大。

天文实测蒙气差的研究

建立在子午—卯酉交替观测原理基础上的低纬子午环（ＬｏｗＬａｔｉ－ｔｕｄｅＭｅｒｉｄｉａｎＣｉｒｃｌｅ）即将出厂投入调试及试运行阶段，进一步研究天文蒙气差修正将是低纬子午环进行高精度观测的重要保证之一。作为对天文蒙气差修正的初步研究，本文首先分析了影响天文蒙气差的主要气象因素，对蒙气差随各种条件的变化情况进行了讨论；在此基础上，推算了大气平面平行层模型以及同心球层模型下的蒙气差值，论述了蒙气差表的编制方法，进而对各种蒙气差理论公式计算所得的修正值进行了分析比较；针对理论计算蒙气差值精度的不足，本文着重阐述了利用低纬子午环（ＬＬＭＣ）进行大气蒙气差实测的方法、原理，较为详尽的说明传统的方法不能满足实测大气折射的要求，而低纬子午环由于自身一些新的特点，能够满足Ｔｅｌｅｋｉ所提出的四个要求；在此基础上推导了相应的计算公式并进一步探讨了实测大气等密度倾斜的方法，最后给出了相应的精度估计。

低纬子午环绝对测定瞬时方位差方法的改进（Ⅰ）

利用低纬子午环在卯酉圈东西两边同时观测得到的一对赤纬近似相等的恒星的天顶距，可以用来绝对确定仪器的瞬时方位差。这一方法不必对方位差的变化规律作任何假设，不需要改变现有的仪器设计方案。这将有利于改善低纬子午环的观测系统。

电离层TEC对GRB041227的响应

2004年12月27日世界时21时30分,一个非常强的γ射线暴扫过地球,它使得暴露在这次事件中的地球高层大气产生额外电离.在爆发期间,地球上多个甚低频(VLF)电波台站都同时观测到了电离层突然骚扰(SID)事件.对GOES卫星的X射线数据、ACE卫星的太阳风和行星际数据以及理论分析表明,地球上观测到的SID事件是由GRB041227引起的.另外,利用国际GPS服务网(IGS)提供的观测数据,采用相干求和的数据处理方法研究了电离层总电子含量(TEC)对这次γ射线暴的响应.结果表明,SGR1806-20产生的GRB041227对地球电离层产生了明显的影响.在爆发期间,平均电离层TEC有一定的增加,其最大增加值约0.04TECU(1TECU=10^(16)el/m^2),产生效果与一个C级或者低于C级的太阳耀斑相当.计算结果还表明了遥远的天体也能对地球的近地空间环境产生或多或少的影响.

小行星Icarus激光测距空间任务科学价值的研究

小行星Icarus激光测距空间任务是在第1566号小行星上放置激光反射器、定时器并与地面站之间进行激光干涉测距,对PPN参数γ和β、太阳四极矩J_2、万有引力常数的时间变化率G/G和太阳系天体的质心引力常数进行精确测量.随着激光技术的发展,10ps(用测距量表示是3mm)的计时精度是可以实现的.2015年Icarus与地球接近,为Icarus着陆器提供了良好的发射窗口.本文采用PMOE 2003行星历表框架,从2015年9月25日起,对地面站和小行星之间的激光测距进行了为期800天的模拟,应用Kalman滤波方法,得到18个参数的不确定度,其中γ、β、J_2和■/G的不确定度分别为7.8×10^(-8)、9.0×10^(-7)、9.8×10^(-11)和7.0×10^(-15)yr^(-1),均高于现有实验的精度1—3个数量级.模拟结果表明,这个空间任务对相对论的检验、太阳系基本参数的测定、以及时空基本定律的检验等都有重要的科学意义.

临边昏暗在恒星角直径测量中的影响

讨论了恒星临边昏暗在恒星角直径测量中的影响．研究表明，相对于二项式近似而言，ＵＤ模型和线性模型均对恒星角直径测量有所低估，在线性临边昏暗系数较小时，这种影响最大， ＵＤ和线性近似与二项式近似的差别最多分别达 ２５．５％和 １２．６％；而在线性系数值趋近于１时，其相互差别随之可以忽略．而新旧线性临边近似之间对于恒星角直径测量的影响似乎并不很大．最后我们认为非线性临边昏暗效应的影响不可忽略．

恒星子午观测的模拟方法及其应用

本文通过恒星子午观测过程的分析,给出了输出信号所应满足的数学关系式。考虑到输出信号噪声成分的统计特性,得到恒星光子计数观测的计算机模拟方法。利用模拟方法,讨论和解决了两个子午观测中的实际问题。

用CCD观测行星决定坐标系零点

通过实验阐述用新型电荷耦合器件 CCD(charge coupled device)观测小行星决定坐标系零点改正的可能性;提出了采用 CCD 配合子午环观测,精确测定坐标系零点改正的一种新途径.

用于低纬子午环的CCD象元尺寸的选择

用于低纬子午环的CCD象元尺寸的大小将影响可观测的视场和星像的定位精度。本文根据低纬子午环配备CCD的观测原理,综合考虑视场和星像的定位精度两方面的因素,认为选择1024×1024(24μ)的CCD芯片是一种切实可行的方案。

天体测量定位问题的最大相关估计

探讨星像的定位问题，提出一种用于实测资料分析与处理的最大相关估计方法。通过理论分析和模拟计算均表明，采用此方法后，定位精度和可处理的极限星等较之传统定位估计都大为提高。对上千颗星观测资料的处理结果也显示，最大相关处理所获得的单星精度要比中数法提高0．045”，同时本方法还大大提高了对极低信噪比观测资料的处理能力。

DCMT枢轴误差的光电测定

枢轴误差是影响天体位置测量精度的重要因素．对于现代子午环的高精度天体测量而言，枢轴误差的精确测定是必不可少的．利用ＤＣＭＴ的自校准光源的像．并采用Ｖ形光栅的光电扫描直接测定ＤＣＭＴ枢轴误差在赤经和赤纬上的分量．通过几次测量结果的比较表明．该方法具有很高的测量精度与重复必．

空间参考架与地面参考架的比较

深入分析了地面FK5与空间Hipparcos自行系统之间的关系。研究发现,基于FK5的PPM和ACRS两自行系统均存在局域差、星等差和色差,且对这两个系统而言,各项误差都具有类似的表现。同时发现,FK5与Hipparcos自行系统之间的旋转关系无法用VLBI和LLR所测定的岁差常数改正来解释。SPM Catalog 2.0地面系统给出了直接相对于河外源的绝对自行观测。通过比较SPM Catalog 2.0与Hipparcos自行系统,发现两旋转分量ω_x和ω_z明显小于Hipparcos系统的惯性误差±0.25mas·a^(-1),而另一分量ω_x则几乎是这一误差量的两倍。