面向天体测量的矮行星Haumea相对测光试验

使用紫金山天文台姚安观测站80 cm望远镜在2022年2月至4月对矮行星Haumea进行了两轮观测。对所有的观测图像使用干涉条纹剔除技术,并利用相对测光导出了Haumea的仪器星等,最后对两轮光度测量结果进行归一化处理以便联合分析。通过相位弥散最小化(Phase Dispersion Minimization,PDM)方法以及Lomb-Scargle周期图法分别求得了Haumea的自转周期。两种方法求得的自转周期结果仅相差0.072 s,这表明所求周期具有良好的一致性。Haumea光度测量结果显示明显的双峰自转光变曲线,自转周期为3.9154±0.0002 h,峰峰值幅度为0.26±0.01 mag。通过导出的自转光变曲线,最终估计了Haumea由于自转产生的光度变化对位置测量的影响最大为-9~9 mas。这一测光观测对后续高精度天体位置测量具有基础意义。

应用Gaia DR1的木卫六天体测量试验观测

木卫六是木星最大的一颗不规则天然卫星,为了获得它的高精度观测位置,天体测量归算过程中各方面都需要考虑,其中特别重要的是参考星表的选择。应用最新公布的星表Gaia Data Release 1(Gaia DR1),同时采用UCAC4星表进行比较,对2015年云南天文台获得的185个木卫六的观测资料进行处理和归算,结果显示,采用Gaia DR1星表的木卫六的位置测量精度在赤经和赤纬两个方向都约为0.02″,比采用UCAC4的结果有显著提升。

2.4米望远镜天体测量试验

利用文[1]提出的方法,求解出云南天文台丽江观测站2.4 m望远镜CCD图像中的几何扭曲模型。将求解的模型应用到同期观测所得Phoebe(土卫九)的116幅CCD图像表明:扣除视场几何扭曲的影响后,该卫星定位精度明显提高。土卫九天体测量精度在每个方向约为0."02～0."03。

威海天文台1米望远镜天体测量试验

利用威海天文台1米望远镜观测了2009年10月7日晚的疏散星团M39.观测过程中使用了Ⅰ滤光片,并将CCD绕光轴旋转90°分别成像.使用最新的UCAC3星表和Platais的自行星表归算表明,该望远镜具有良好的天体测量性能,最好的单次位置测量精度达到了4～5 milli-arcsec.此外,观测资料还发现UCAC3星表具有明显的自行不准确性,证实了文献[14]的最新发现.

近地小行星Apophis的天体测量试验观测

Apophis是一颗对地球具有高潜在威胁的小行星（Potentially Hazardous Asteroid，PHA）．对其开展高精度定位观测可为精确计算其轨道提供基本数据。2013年2月4～7日，使用云南天文台2．4m望远镜云南暗弱天体光谱及成像仪（YunnanFaint-Obiect Spectrograph and Cainera．YFOSC）对Apophis进行观测，采用天体测量软件Astrometrica处理原始CCD图像，获得了一批定位结果，并与JPL历表和IMCCE历表进行了外部比较，结果表明，当与JPL历表比较时，赤经、赤纬两个方向的观测位置减去计算位置（0一C）不大于O．1arcsec，每个方向单次测量精度约为0．1arcsec。

Astrometrica与MaxIm DL在天体测量中的应用与技术研究

为探究Astrometrica和MaxIm DL两个软件在天体测量中应用与处理的差异,从软件的总体情况、CCD图像的读写与变换、平场校正、参数设置、归算与堆叠等方面进行了详细的比较和研究。以中国科学院云南天文台1 m光学望远镜拍摄的M35星团的两组观测资料为例,探究了Astrometrica均值、中值和MaxIm DL均值、中值、标准差(Sigma Clip)、迭代标准差(SD Mask)6种图像堆叠方法的输出结果。对上述6种输出结果进行了数据归算,具体参考Gaia DR2星表,比较了6种堆叠方法星像的位置测量精度。研究发现,使用Astrometrica中值堆叠输出的图像在位置精度中存在异常。最后给出了两个软件在天体测量和巡天工作中配合使用的方法。

图像移位堆叠方法用于暗天然卫星的天体测量

暗弱天然卫星与主带小行星相比,具有亮度低、速度变化快的特点.在观测这类天体时,不能简单地延长曝光时间来提高其信噪比.尝试观测多幅短曝光的CCD(chargecoupled device)图像,采用移位堆叠(shift-and-add)方法,希望提高目标成像的信噪比,获得暗弱天然卫星的精确测量结果.使用2018年4月9—12日夜间,中国科学院云南天文台1 m望远镜(1 m望远镜)拍摄的木星5颗暗卫星的229幅CCD图像,实施了移位堆叠试验.为了验证结果的正确性,与相近日期中国科学院云南天文台2.4 m望远镜(2.4 m望远镜)观测的相同木卫图像的测量结果进行了比较和分析.位置归算采用了JPL(Jet Propulsion Laboratory)历表.结果表明,对CCD图像使用移位堆叠方法,通过叠加约10幅曝光时间100 s的图像,1 m望远镜能观测暗至19等星的不规则天然卫星,而且测量的准确度与2.4 m望远镜的测量结果有良好的一致性.

矮行星Haumea系统定心算法的探究

受地球大气影响,使用地基光学望远镜观测角距离较小的双星系统或主卫星系统时往往会出现星象不可分辨的情况.因此,系统光心位置与系统质心位置可能存在一定的偏差.准确地测量太阳系天体系统质心位置可以改进其轨道参数,有助于揭示太阳系的形成与演化.以矮行星Haumea及其亮卫星Hi’iaka的运动为例,仿真系统光心围绕质心扰动的过程,探究视宁度(用星象的半高全宽表示)变化对准确测量光心位置的影响.仿真结果表明,使用二维高斯定心算法测定的系统光心位置随视宁度变化,而修正矩定心算法的定心结果不受视宁度的影响.根据仿真结果,研究能够有效减少视宁度变化对光心位置准确测量影响的定心算法十分必要;同时,新的定心算法还需考虑主星光度变化的影响.使用云南天文台2.4 m望远镜, 1 m望远镜以及紫金山天文台姚安观测站0.8 m望远镜从2022年2月7日至2022年5月25日观测矮行星Haumea系统,得到29晚共463幅CCD图像.新定心算法确定的光心位置与使用二维高斯定心算法的结果相比具有更好的位置拟合效果.此外,还发现亮卫星Hi’iaka在Jet Propulsion Laboratory (JPL)历表与Institut de Mécanique Céleste et de Calcul des éphémérides (IMCCE)历表中的位置存在较大偏差.

相互逼近技术用于小行星702(Alauda)的高精度位置测量试验

将相互逼近(Mutual Approximation)技术从天然卫星的天体位置测量拓展到小行星和邻近盖亚(Gaia)星表参考星的相对位置测量,希望获得更高的小行星位置测量精度。使用中国科学院云南天文台1 m光学望远镜在2020年11月11~12日对小行星702(Alauda)进行了观测试验。在观测资料中,目标小行星共有5次相互逼近事件。参考Gaia DR2(Data Release 2)星表,归算结果显示,在准确度方面,相互逼近技术与经典天体测量(四常数模型)具有良好的一致性;在测量精度方面,相互逼近技术在赤经、赤纬两个方向分别为6毫角秒和2毫角秒,相比经典天体测量在位置测量精度上有6~10倍的提高。

利用图像相关性搜寻运动目标

在天文图像处理领域,图像减法技术应用广泛。由于不同的大气条件、曝光时间和滤光片等原因,两幅图像无法直接进行图像相减。提出一种新的图像减法算法,其本质是从统计学上利用相关性消除两幅图像之间具有相似流量分布的部分,并保留具有不同流量分布的部分。该算法执行速度快,数值稳定且局部独立。基于本文算法,开发了一套以Python语言作为接口,C语言作为底层实现的图像减法代码。使用该算法以及其他3种类似的算法处理天文图像,试验结果表明,该算法能够在短时间内找出两幅图像之间的差异,并快速定位运动目标,同时具有良好的鲁棒性和位置测量稳定性。

空间望远镜图像天体测量定标--以“卡西尼”窄视场照相机为例

天体测量定标是高精度位置测量的基础.空间望远镜图像的天体测量定标是我国计划于2024年发射的空间站工程巡天望远镜需要突破的关键技术.本文以“卡西尼”(Cassini)飞行器窄视场照相机(Narrow Angle Camera,NAC)拍摄的图像为例,探究了CCD图像天体测量定标技术,希望为拓展应用到我国即将发射的空间站工程巡天望远镜提供有益的参考.具体地,本文选取了NAC在五个历元(2006,2008,2010,2014,2016)拍摄的具有不同指向和取向观测密集星场的图像,探究了空间图像高精度天体测量的归算方法,求解出了各历元的CCD扭曲模型.相比目前其他学者的归算结果,本文在恒星的位置测量精度上有较大的提高.对于在2.6 s曝光时间11–12星等(GaiaG星等)的恒星,平均(O-C)(The Observed Minus Computed)的标准差在x和y坐标方向分别约为0.04像素(约提高0.5倍)和0.03像素(约提高1倍).通过分析各历元图像的扭曲模型,本文发现在飞行器执行任务期间CCD图像的扭曲保持了良好的稳定性.在1024×1024像素尺度下,几何扭曲的最大值、中值、最小值分别为0.184±0.023,0.038±0.005和0.007±0.003像素.根据求解扭曲的平均模型,本文提供了模型的数值表达式及改正方法.

适用于大视场的快速星像匹配算法

基于CCD图像的天文观测中,星像匹配是一项基本的任务。提出一种基于k-d树和k-means聚类算法的星像匹配算法,应用三角形不变性元组对相似三角形进行盲匹配,算法可以间接计算CCD图像的比例尺。三次使用k-d树优化计算,并使用k-means聚类算法对图像进行分割,提高星像匹配的精度。使用云南天文台1 m望远镜拍摄的稀疏星场和2.4 m望远镜拍摄的密集星场进行了星像匹配算法的测试。实验结果表明,该方法能较好地自适应图像比例尺的微小变化,同时提高星像匹配的精度。

云南天文台2.4 m望远镜几何扭曲变化初步探究

几何扭曲(Geometric Distortion,GD)是电荷耦合器件(Charge-Coupled Device,CCD)高精度测量不可忽略的因素,通常需要细致的观测工作导出,这必然占用宝贵的观测时间。利用丽江观测站2.4 m望远镜观测密集星场的CCD图像,初步发现了图像几何扭曲随天顶距(Zenith Distance,ZD)的变化规律。具体地,本文参考Gaia DR3星表提供的位置信息并进行数据归算,改正了较差颜色折射(Differential Color Refraction,DCR)效应,求解出不同观测时间CCD的几何扭曲模型,并使用四阶多项式拟合。结果表明,CCD图像的几何扭曲与观测时的天顶距存在一定的相关性。在像素x方向,几何扭曲模型四次项x^(4),x^(3)y,x^(2)y^(2)和xy^(3)、二次项x^(2)和xy与天顶距存在较明显的线性关系;在y方向,与天顶距存在线性关系的系数项为四次项x^(4)和xy^(3)、三次项xy^(2)和二次项xy。

IRAF软件中DAOPHOT包的应用

为了检验威海天文台1 m望远镜的测光精度,2009年10月7日晚用该望远镜观测了M39星团,并对观测数据进行测光归算。由于M39星团中个别星较密集,使用IRAF中的DAOPHOT包进行星像测光。详细介绍了IRAF软件中的DAOPHOT包及其使用。数据归算结果表明,在UCAC3星表中匹配到的星,稀疏区域亮星的星等内部精度达到0.003mag,较密集区域的暗星内部精度约为0.012 8 mag。

天王星5颗主要卫星CCD定位观测试验

使用云南天文台1 m望远镜连续4个夜晚观测得到的248幅CCD图像对天王星5颗主要卫星(Ariel、Umbriel、Titania、Oberon和Miranda)进行了精确的位置测量.在位置归算过程中,采用了最新发布的Gaia DR1(Data Release 1)作为参考星表,并将卫星的观测值和理论计算值作比较.卫星的理论位置参考JPL(Jet Propulsion Laboratory)历表(其中天王星理论位置参考了DE431行星历表).结果显示:5颗卫星在赤经和赤纬方向的O-C平均值(观测值-理论值)均不超过0.027′′(天卫一Ariel:0.027′′和-0.007′′;天卫二Umbriel:0.024′′和-0.003′′;天卫三Titania:0.021′′和0.020′′;天卫四Oberon:0.024′′和-0.001′′;天卫五Miranda:0.021′′和0.001′′).前4颗卫星两个方向的测量精度均好于0.015′′,Miranda的精度可达到0.030′′.

像素相位误差的特性

对欠采样图像做天体测量时,往往受像素相位误差的影响。利用高斯函数作为点扩散函数模型进行仿真实验表明,像素相位误差有类似正弦函数的分布,其幅度与拟合模型的半高全宽相对于星像真实的半高全宽的差别有关,拟合模型的半高全宽与星像真实的半高全宽偏差越大,像素相位误差越大。此外还对高斯与ePSF两个函数模型拟合星像位置的精度情况进行了分析。

CCD图像拼接试验

为了获得大视场的高精度天文图像,实施了一种望远镜CCD图像的拼接方法。从原始图像到最终合成图像的坐标转换采用了结合星表UCAC4的六常数模型。不同于硬件级的拼接,使用逐个像素的灰度值再分配的方案进行图像融合。进一步采用云南天文台2.4 m望远镜拍摄的CCD图像进行了试验。结果表明,该算法可以产生较高质量的大视场CCD图像,可以直观地发现运动目标,暗星信噪比有显著改善。高精度的图像拼接还与原始数据扭曲改正的预处理密不可分。与未做扭曲改正相比,图像拼接的位置精度提高了约一倍(约0.02 pixel)。

基于几何扭曲模型的CCD图像扭曲校正残差及分析

在已知图像几何扭曲模型的基础上,对2013年2月5日使用云南天文台2.4 m望远镜观测近地小行星(99942)Apophis资料中的58幅CCD图像进行了几何扭曲校正,并对校正后的图像测出的星像位置进行了几何扭曲残差分析。结果发现,星像位置X、Y两个方向的几何扭曲残差约在±0.02 pixel内。为了探究影响几何扭曲残差大小的因素,设计了仿真实验。将模拟星像函数经过设定的扭曲函数模型添加几何扭曲,得到受扭曲的星像函数,并对扭曲前后的星像进行几何扭曲残差分析。结果显示,星像的半峰全宽(FWHM)越大,几何扭曲模型的扭曲变化越快,几何扭曲残差越大。

CCD图像相对测光中的技术研究与精度回报现象

天体随时间的光度变化能够反映其物理性质,高精度测光技术有助于我们更好地分析与探究天体的光变情况,对天体的演化研究有重要意义。介绍了相关的测光工具与技术,探索了把MaxIm DL与photutils测光库相结合的测光技术及应用,提出了连续图像中各星像测光数据快速匹配的解决方案。通过分析中国科学院云南天文台1 m光学望远镜拍摄的M35星团图像发现,相对测光中存在精度回报现象,即相近的两颗星进行相对测光具有更高的测量精度,且该现象的显著程度与大气质量相关。针对相对测光的精度回报现象,提出了高精度相对测光的参考方法。

FITS图像三维显示和坐标转换

FITS图像的灰度变化范围通常较大(例如0～65535),而目前Windows操作系统下的灰度显示范围仅为0～255。如把FITS图像向其他格式转换(如向BMP文件转换),难以全面反映出原始天文图像的真实面貌。借助于MATLAB中的三维绘图功能,绘制图像灰度的三维分布图,会较为直观地反映其真实情况。因此我们尝试在VC++6.0环境中结合MATLAB7.1开发三维显示的功能。为使星象定位更加直观方便,在程序中还实现了FITS图像的像素坐标向世界坐标的转换的功能。