关于CCD平场快门效应的改正及有关问题

本文对文献中报道的两种测定快门效应改正的方法进行了讨论．我们指出，对反光镜卡焦，即使面光源本身亮度分布均匀，照射在ＣＣＤ上的辐射也可以不均匀，允许有一个二维分布。但如果这种亮度的相对分布在晨昏蒙影过程中也变化，则Ｓｕｒｍａ方法的应用便要受到影响，而这是许多人忽略的．从单纯测定快门改正函数的角度看，圆顶平场法测定更简单准确．可惜，大多数情况下精确改正快门效应的目的是同时得到精确的平场．如果要求１％或更高精度的平场，单测定快门改正还不够．对每架给定的反光镜，如何测定平场本身都是需要仔细研究的事． 作为例子，给出了佘山１．５６米反光镜加Ｔｈｏｍｓｏｎ ＲＣＣＤ（１０２４ ｘ １０２４像元）的快门改正测定．

散射光对准确CCD平场的影响-修改某些反光镜挡光筒的必要性

继前文之后,进一步说明,晨昏蒙影平场与夜天露光的差别主要由于存在散射光.像Grundahl和Sorensen那样,上海天文台1.56米和南京大学63厘米反光镜的针孔像也已获得,直观地显示了散射光的存在.1.56米和63厘米反光镜都有标准设计的挡光筒.所有标准设计的反光镜都只有两个挡光筒,分别置于主镜和付镜前面.为了在得出准确平场时CCD不受散射光影响,这样的挡光筒是不够的.这是所有标准设计的档光筒共同的弱点.为了得到更准确的平场改正,修改所有类似的反光镜主镜挡光筒是极其重要的.

电荷守恒与CCD孔径测光

Lick天文台的CCD控制器是一类新型控制器,它能够在同一CCD系统内实现MPP(Multi—pinned phase)和通常工作模式间的转换．自2002年起中国至少有4架 CCD照相机使用这类控制器．此控制器的弱点是溢出发生在非线性前,而且远在饱和以前．虽然这对亮的面光源观测不利,并且它妨碍了使用亮星构建点扩散函数(psf)．但是由于电荷守恒原理,对亮的点源(恒星)的孔径测光依然可行．观测证明了此结论．

关于地平式反射望远镜的CCD平场(英文)

现有标准设计的反光望远镜在拍摄CCD平场时,绝大多数都受残留散射光的影响.但是赤道式与地平式反光镜所受影响是不同的.在赤道式上做时间序列较差测光时,只要待测星永远位于CCD的固定像元上,不太准确的CCD平场也能得到高精度的测光结果.当需要0.1%～0.3%精度的平场时,则可以采用夜天平场.地平式的特点是,它的CCD相机必须置于旋转器上,在跟踪天体时不停地旋转,以抵消地球自转的影响.上述用于赤道式的方法失效,因此,在CCD平场时,消除散射光的影响比赤道式更为重要.一个典型的地平式反光镜的例子是NAOC兴隆天文台的EOS 1米镜.虽然该台已附加了防散射光的装置,但是对所有B、V、R、I滤光片,在不同旋转器位置拍摄的CCD平场,仍然有2%～3%的差别(主要是梯度).该文给出了改进的建议,必须满足下面两个条件:C_(ij)=C(r);旋转器的中心与反光镜的光学中心重合.此问题的解决对所有地平式反光望远镜都有普遍意义.

球状星团M4中的一颗新红变星

1引言 G302=L3107是球状星团M4中的一颗红星[1,2].目前还没有自行或视线速度的测定.Greenstein[1]和Lee[2]分别给出此星的星等和色指数为:

关于云南天文台Tek 1024 CCD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

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。

NAOC 1m反射望远镜CCD相机的性能研究(英文)

研究了国家天文台兴隆观测基地1m反射望远镜新安装的VersArray1340×1300B CCD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(transfer curve)。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。

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。

上海天文台佘山工作站夜天亮度的变化(英文)

使用1994～2007年在1.56m反射望远镜CCD照相机拍摄的资料,测定了上海天文台佘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19 mag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21.5 mag。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。

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

实现Johnson标准UBV系统中的某些问题(英)

Odewahn等人发表的CCD标准星区NGC7790的目录是挑选过的非密集星目录．在其证认图上都为单星或仅有相对很暗的近星，但在深度露光图上许多星显出有近星，有的貌似单星但实际上是双星或三重星．本文给出这些（光学）伴星的相对距离和星等差，以便测光工作者挑选标准星时参考使用．另外，比对NGC7790的CCD测光与光电和照相测光，发现Sandage的光电内插照相星等有系统偏离，远大于其测光误差．检验Sandage及其合作者的其他类似工作可知Johnson等人的工作（M67， M11），在误差范围内，内插照相值的确和光电值在同一系统．Sandage和Walker的NGC4147，所说的照相光电一致与事实不符．Burbidge和Sandage的NGC7789，在改正了照相值的系统偏离后仍没有全改掉．Sandage和Walker的M92，真正改掉了小的非线性偏离．Sandage和Wildey的NGC7006，由于星暗难测，其照相值不能坚持光电内插的原则，结果不但有明显的颜色方程，而且星等有大的标度误差．CCD测光也应从中吸取经验教训.

关于云南天文台1m望远镜新CCD照相机的某些性能

云南天文台1m镜原有的TekCCD,于2008下半年损坏,换用了新的AndorCCD照相机。共进口了相同的两架。其中第二架在该台60cm望远镜上使用。测试了它们的某些性能。包括这两架CCD照相机的增益(gain),读出噪音(readout noise),线性和快门函数,以及散射光的影响。结果表明:线性极好,非线性小于(0.1～0.3)%;但快门运动不稳定。#1CCD的快门函数在不同夜晚的测定并不相同,#2CCD的快门运动在同一夜晚都不重复,无法使用快门函数对短露光做改正,要使快门函数的影响小于1%,需长于2s的露光;散射光的影响明显,晨昏蒙影与夜天平场的系统差可≥2%,对比以前的CCD观测,问题显然来源于新CCD照相机本身。

关于云南天文台2.4m地平式反射望远镜的CCD平场

为了定量估计云南天文台2.4 m地平式反射望远镜在配置新CCD照相机后散射光的消除程度,在B,V,R,I各波段分别拍摄了天顶区附近的晨昏蒙影天空平场。实测表明,如果不同旋转角度所拍的平场取平均,对于视场的绝大部分区域(不包括视场的4个角以及尘粒像斑区域),该望远镜受散射光的影响为-0.25%～+0.25%;但是对于需要平场精度为0.1%～0.2%的观测工作,该望远镜有困难。未来使用6000×6000 CCD(更大视场)时,散射光的影响有待再次测定。

关于上海天文台天荒坪江南天池观测站的夜天亮度

上海天文台在浙江安吉县天荒坪江南天池建立了观测站(地理经度=119°.5978,纬度=30°.4694,高度=958.409m)。为了定量估计该站的夜天亮度,使用安装在25cm口径反射望远镜的CCD照相机,于2008年12月2日的晴夜,做了V波段的测定。该夜的大部分时间里,V波段的大气消光系数约为0.29,天顶附近无星天区的夜天亮度约为20.8/(″)2。但是12月3日晨3h30m以后,天气变得更好,天空透明度增加,夜天亮度降低,在疏散星团M67的外围区域,测得的夜天亮度约为(21.05+1.06*Kv)/(″)2。晴夜的Kv一般在0.15～0.30之间,所以当时的夜天亮度应当≥21.2,在江浙一带,找到夜天亮度这样暗的观测站已经很不错了。

球状星团M4中另一颗周期约一天的小变幅新红变星

A66是位于球状星团M4红巨星支最底部(近亚巨星支顶部)的一颗红星．按其在C-M图上的位置,A66可能是星团成员．目前尚无自行或视线速度的测定．发现A66为一小变幅的新变星,周期约一天, v波段的总变幅约0．05等．但是,如果自行或视线速度测定证实为其成员星,那么变光的原因也许不是脉动．因为按照熊氏理论,这样低光度的红星其脉动周期不可能长于0．1天．对于A66这样的周期和变幅,又很难想像变光原因是黑子星的自转或EW型双星的交食．或者,A66不是星团成员．

柯达天文底片103a-O和IIa-O的性能变化及其对比研究

美国柯达公司生产的天文底片103a-O和IIa-O是广泛使用了几十年的老牌品种.它们牌号不改,性能却多次变化,特别是IIa-O,然而当代世界上的天文用户们并未注意到这些变化.为此,本文重新把这些牌号未改但性能已改的底片做了感光学对比研究. 对我们比较的底片,未敏化使用时,IIa-O(批号HD1A6)比103a-O(批号HD215)速度稍快;颗粒却较细;特性曲线较平坦;输出信噪比和探测量子效率差不多.综合看,现在的IIa-O性能倒是比现在的103a-O更接近五十年代的103a-O.但经过气体敏化,103a-O的感光学性能仍然稍微优于IIa-O.

对M15中紫外亮星K1082的PDS再处理

1976年《天文学报》报道了初毓华的新发现:球状星团M15中的紫外亮星K1082是一颗变幅约0.~m2,周期为0.~d087004的热超短周期造父变星.国外的反应表明,他们基本上对这点持怀疑态度.由于潜在的演化意义,我们用PDS对初氏所用的库卡金等人所拍底片重新处理,结果是,我们能够以90%的概率说,K1082在当时的确是一颗变幅约0.~m2的新变星.但对所说的0.~d087004周期,我们认为有误.分析表明,变光至少由两个周期合成,其中主周期P_1～0.~d1683,次周期或者为P_2～0.~d0985,或者为0.~d0437,难以区分优劣.无论如何,这是一颗值得注意的新型变星.

云南天文台RCA512×512 CCD系统的性能补充

云南天文台 1米镜于 1 993年安装使用了RCA 5 1 2× 5 1 2CCD(2号CCD) ,1 998年 5月对它的某些测光性能做了补充测定 ,包括 :本底场及其图案 (pattern)的变化 ;增益与读出噪音 ;线性 ;

上海天文台1.56米反光镜Thomson CCD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。