十三望远镜的指向精度与跟踪精度的测试

第3期1998年5月 光学技术O PT I CAL T ECHNOLO GYN o.3M ay1998天文光学望远镜的调校与检测李德培(中科院南京天文仪器研制中心,南京210042)摘　要:本文扼要叙述了天文光学望远镜的通用调校步骤与方法,适用于诸如卡氏(Cassegrain)、葛氏(Grego ry)、奈氏(N as m yth)、折轴(Coudé)、施密特(Schm idt)、牛顿(N ew ton)望远镜、…等的光学元件及系统的调校。

对极轴的高度与方位的调整,也给以简要介绍。

本文还概述了对成像质量的检测。

文中以通光口径2.16m天文望远镜为例,给出了光路调整图。

关键词:光学望远镜,光学系统,光轴,调整。

A l ignm en t and testi ng of a stronom ica l optica l telescopeL i D e pe i(N anjing A stronom ical Instrum ents R esearch Centre,Ch inese A cadem y of Sciences,210042)Abstract:In th is paper,the usual alignm ent p rocedure and m ethod of the astronom ical op tical tele2 scopes are described.It app lies to the op tical elem ent and op tical system s as Cassegrain,Grego ry,N as2 m yth,Coudé,Schm idt,N ew ton,etc..T he alignm ent of the po lar axis the testing of i m age quality are also described.F inally,as an examp le,the alignm ent diagram of the clear aperture2.16m astronom i2 cal telescope is given.Keywords:op tical telescope,op tical system,op tical axis,alignm ent. 一、建立主光轴与主镜的调整11由于主镜体积大又重,机械设计时是主镜在主镜室内仅调倾斜而不调平移,依靠中心定位套筒与镜室定位,套筒与主镜中孔柱面为圆环接触,二者的膨胀系数极相近。

天⽂望远镜的基本光学性能指标　随着我国教育事业的不断发展，作为六⼤基础学科之⼀的天⽂学越来越受到⼈们的重视。

⼀些地⽅的⼤、中、⼩学都先后建⽴了⼩型天⽂台、天象厅，天⽂爱好者的队伍也⽇益壮⼤。

对于天⽂爱好者和从事天⽂科普教学的⽼师来说，拥有⼀架品质优良的科普天⽂望远镜是最基本的要求；经济条件好的单位和个⼈也希望建造天⽂圆顶，配置较为专业的天⽂望远镜和各种先进的终端设备（如CCD照相与传送、处理系统等）。

在天⽂观测的对象中，有的天体有视⾯，有的没有可分辨的视⾯；有的亮度极强，有的⼜极其暗弱；有的运动快速，有的只作周⽇旋转……五花⼋门，千差万别。

观测者应根据观测⽬标和⽬的，选⽤不同的望远镜，或采⽤不同的⽅法进⾏观测。

⼀般说来，普及性的天⽂观测多属于综合性的，要考虑“⼀镜多⽤”。

所以在选择天⽂望远镜时，⼀定要充分了解它的基本性能指标、主要分类和各⾃的优缺点以及如何正确选购、使⽤、维护和保养等基本知识。

提⽰：在阅读以下内容之前，最好先阅读“观赏镜与夜视仪”⽬录下“2.怎选择双筒望远镜”⼀⽂，以掌握相关的基本知识。

天⽂望远镜的基本光学性能指标 评价⼀架望远镜的好坏，⾸先要看它的光学性能，其次看它的机械性能（指向精度与跟踪精度）。

光学望远镜的光学性能⼀般⽤下列指标来衡量： 1.物镜⼝径（D） 望远镜的物镜⼝径⼀般指有效⼝径，也就是通光⼝径（不是简单指镜头的直径⼤⼩），是望远镜聚光本领的主要标志，也决定了望远镜的分辨率（通俗地说，就是看得清看不清）。

它是望远镜所有性能参数中的第⼀要素。

望远镜的⼝径愈⼤，聚光本领就愈强，愈能观测到更暗弱的天体，看亮天体也更清楚，它反映了望远镜观测天体的能⼒，因此，爱好者在经济条件许可的情况下，应尽量选择⼝径较⼤的望远镜。

2.焦距（f）望远镜的焦距主要是指物镜的焦距。

望远镜光学系统往往由两个有限焦距的系统组成，其中第⼀个系统（物镜）的像⽅焦点与第⼆个系统（⽬镜）的物⽅焦点相重合。

高精度天文观测仪器开发与测试方法解析天文学是研究宇宙星体、宇宙演化和宇宙现象的科学领域。

天文观测仪器的发展和测试方法的改进对于天文学研究的进展至关重要。

本文将探讨高精度天文观测仪器的开发和测试方法，以解析其在天文学研究中的重要性。

一、高精度天文观测仪器的开发高精度天文观测仪器的开发是为了提高天文学观测数据的精度和准确度。

它们使用先进的技术和设计来实现高分辨率、低噪声和精确测量。

以下是一些常见的高精度天文观测仪器及其开发要点：1. 光学望远镜：光学望远镜是最常用的天文观测仪器，关键在于提高光学系统的稳定性和分辨率。

开发过程中，需要采用优质光学材料、精密加工技术和稳定的机械结构，以保证高精度观测。

2. 射电望远镜：射电望远镜广泛应用于观测宇宙射电信号。

其开发主要包括天线设计、前端接收机和后端信号处理。

关键技术包括高灵敏度接收机、低噪声放大器和准确频率测量。

3. 援望远镜：援望远镜是配合主望远镜进行多波段观测的辅助设施。

其开发要点是与主望远镜的数据接口兼容性、高空间分辨率和稳定的跟踪系统。

4. 光纤光谱仪：光纤光谱仪用于测量来自天体的光谱信息。

其开发要点是光纤耦合技术、高分辨率光谱仪和准确的波长校正。

二、高精度天文观测仪器的测试方法高精度天文观测仪器的测试方法需要确保仪器的性能满足观测要求，并保证观测数据的准确性和可靠性。

以下是一些常用的测试方法：1. 图像质量评估：对于光学望远镜和援望远镜，图像质量是关键指标之一。

通过使用标准光源和标定星等测试目标，可以评估仪器的分辨率、畸变、像场平直度等性能。

2. 信噪比测试：对所有天文观测仪器而言，信噪比是评估仪器性能的重要指标。

通过观测恒星或标准信号源，可以测量信号与噪声的比值，以评估仪器的灵敏度和系统噪声。

3. 频率校准：射电望远镜的频率校准对于准确测量来自宇宙的射电信号非常重要。

通过观测天体的窄频率线，可以校准接收机的频率响应，并进行精确测量。

4. 光谱准确性测试：对于光纤光谱仪，光谱准确性是一个关键参数。

望远镜系统参数测量实验的分许分析与讨论引言：实验方法：1.系统阿贝法：首先通过系统阿贝法实验，可以得到望远镜的放大倍数以及视场角。

该实验原理是通过观测同一物体在望远镜与肉眼下的视场差异，通过简单的几何关系可以推导出放大倍数和视场角的表达式。

2.计算焦距法：接下来通过计算焦距法计算望远镜的焦距。

该实验原理是通过测量目镜与物镜的焦距，利用公式可以计算出望远镜的总焦距。

3.分光比色法：最后通过分光比色法测量望远镜的色差。

该实验原理是通过观测经过望远镜的不同颜色光线的偏离情况，可以分析出望远镜的色差程度。

实验结果：通过以上实验方法，我们得到了望远镜放大倍数为10倍，视场角为6度，焦距为1000mm，色差为0.03mm。

讨论与分析：1.放大倍数与视场角的实验结果与理论值基本吻合，说明系统阿贝法测量结果可靠。

但需要注意实际观察时的视场角受到固定目镜、金属框架等因素的限制，导致实际视场角较测量值小。

2.焦距测量结果与预期相符，表明计算焦距法测量结果可靠。

但实际操作中可能存在测量误差，包括仪器读数误差和光线度量误差等。

3.分光比色法用于测量望远镜色差的结果与实际偏差较大，可能原因是实际光源的波长分布与理论假设不符合，造成了测量结果的误差。

此外，可能还存在观测者的主观误差。

总结与改进：本实验通过具体的测量方法对望远镜系统参数进行了准确测量，并对测量结果进行了讨论与分析。

实验结果表明所采用的测量方法具有一定的可靠性，但仍存在一定误差。

改进实验的方法包括增加测量次数以提高数据的准确性，对实验装置进行合理的校准等。

此外，进行更详细的误差分析以及实验结果的统计处理也是提高实验准确性的关键。

望远镜与光学测试我们都知道，各种像差在望远镜规模生产中都有可能出现，包括信达，米德还有CELESTROM。

更高端的望远镜生产厂家就没有那么多问题。

好的APO，一些更好的SCT，马卡，DOB等，都有好的质量控制。

他们测试他们的光学产品，只允许有很小的误差（小于八分之一波长，大多数时间小于1／10波长甚至更低）。

不要认为10000美元的望远镜就是完美的，因为光线物理性质的原因，没有什么望远镜是完美的。

有很多的变量，当一部分被做得完美时，代价就是损失了另一部分的质量。

这些变量是互换的，顾此失彼。

但是我们可以使用一些特殊的材料和复杂的设计，用高成本的人工和材料进行生产，这就是为何好的APO价格那么昂贵的原因了。

现在让我们来讨论一下从低端到中段镜子的最常见的像差问题。

彗差是由于光学不同轴引起的，因此好好的较准可以对其进行修正。

彗差会令图像看起来像慧星或者流星，在一边出现一条小小的尾巴。

像散，普遍存在于人眼中，虚焦后（焦外）令图像变得不对称。

一个好的测试方法是虚焦一点点，看图像是不是圆形或者是蛋型的。

如果是蛋型的，那么焦内焦外看起来是一样的。

如果焦内是平行的，那么焦外就是垂直的。

如果是一定的角度，如8点和2点的夹角，那么另一面就是10点和4点的方向。

这个现象是由像散造成的，主要与镜头或者反射镜片有关。

光轴不准，或者使用大广角目镜，或者天气不好，出现的问题非常像像散，因此你应该选用窄视场的目镜，确保光轴准确，选择一个好的天气进行测试。

像散的程度可以根据图像到对称前被拉长的程度来计算。

拉伸0.26毫米说明你的像散是一个波长，0.14毫米是1／2波长（这个是在150F8的镜子上作出的测试。

如果镜子焦比是10，那么0.22毫米相当于1／2波长，而在F6的镜子上，0.1毫米相当于1/2波长）球差。

较低的球差存在非常普遍。

球差导致像点的能量不能集中，一边亮一边暗。

较高程度的球差也有同样的特征，但是只有一般不合焦。

通常认为，低程度的球差是校准不够造成的，高程度球差是校准过度造成的。

第一章测试1【判断题】(10分)传统大地测量方法可以建立地心坐标系A.错B.对2【判断题】(10分)传统大地测量无法建立全球统一的坐标框架A.错B.对3【判断题】(10分)传统大地测量方法可以同时测定点的三维坐标A.对B.错4【判断题】(10分)采用日夜对称观测的方法可以消除旁遮光的影响A.错B.对5【单选题】(10分)下面反映地球自转轴在本体内的运动状况的是A.岁差B.章动C.格林尼治真恒星时角D.极移值6【多选题】(10分)下面属于空间大地测量范畴的是A.VLBIB.卫星测高C.GNSSD.遥感成像7【判断题】(10分)卫星测高不属于空间大地测量范畴A.错B.对8【判断题】(10分)利用空间大地测量技术不能确定精确的大地水准面差距A.错B.对9【判断题】(10分)空间大地测量技术能够确定地心坐标A.错B.对10【单选题】(10分)利用下面卫星数据解算重力场模型解算精度最低的是A.GRACEB.测高卫星C.CHAMPD.GOCE第二章测试1【判断题】(10分)地球自转是建立世界时的时间基准A.对B.错2【判断题】(10分)在常用的时间系统中，原子时最精确A.对B.错3【单选题】(10分)在常用的时间系统中，最精确的时间系统为A.历书时B.原子时C.太阳时D.世界时4【判断题】(10分)频率准确度反映时钟的系统性误差A.错B.对5【判断题】(10分)频率稳定度反映了钟的系统误差A.对B.错6【多选题】(10分)下列属于太阳时的时间系统包括A.平太阳时B.真太阳时C.民用时D.世界时7【判断题】(10分)协调世界时与世界时之间时刻差需要保持在0.9s以内，否则将采取闰秒进行调整A.对B.错8【判断题】(10分)GLONASS时属于原子时，不需要闰秒A.错B.9【多选题】(10分)下面不需要闰秒的时间系统为A.TALB.UTCC.GLONASSD.GPS时10【多选题】(10分)各国使用的历法主要包括A.阴历B.阴阳历C.儒略日D.阳历第三章测试1【判断题】(10分)赤道岁差可以使春分点的位置西移A.错B.对2【判断题】(10分)固定平纬由于采用了周期为6天的数据来计算点的纬度，因此要比历元平纬稳定A.错B.对3【判断题】(10分)固定平极由于采用了固定平纬来计算极移位置，因此要比历元平极稳定A.错B.对4【判断题】(10分)瞬时天球赤道坐标系的三个坐标轴都是固定的A.对B.错5【判断题】(10分)协议天球坐标系现有两个，分别是J1950.0和J2000.0A.错B.对6【判断题】(10分)J2000.0为现在用的空固系，将来也有可能被淘汰A.错B.对7【单选题】(10分)在进行卫星轨道积分时所采用的坐标系统为A.地心天球坐标系B.国际地球坐标系C.参心坐标系D.站心天球坐标系8【判断题】(10分)CGCS2000是一个基于GPS定位技术建立起来的全球性的地心坐标系A.错B.对9【多选题】(10分)下列属于地心坐标系的是A.WGS84B.BJ54C.ICRSD.CGCS200010【单选题】(10分)从观测瞬间的真地球坐标系转换到观测瞬间的真天球坐标系，需要进行的转换是A.极移矩阵B.旋转GST角C.岁差矩阵D.章动矩阵第四章测试1【判断题】(10分)射电望远镜进行天体测量时的角分辨率和射电望远镜的口径成正比A.错B.对2【判断题】(10分)射电望远镜进行天体测量时的角分辨率和无线电信号的波长成正比A.对B.错3【单选题】(10分)下面需要将射电望远镜用电缆连接起来的是A.空间甚长基线干涉测量B.联线干涉测量C.e-VLBID.甚长基线干涉测量4【判断题】(10分)甚长基线干涉测量不需要电缆将两望远镜连接起来A.错B.对5【判断题】(10分)VLBI观测所需的时间和频率信号由各自独立的氢原子钟提供A.对B.错6【判断题】(10分)延迟量和延迟率的观测精度与系统的信噪比成正比A.错B.对7【判断题】(10分)目前世界上最大的单口径射电望远镜在中国贵州A.对B.错8【判断题】(10分)馈源质量的好坏影响天线的噪声A.错B.对9【单选题】(10分)VLBI系统的接收机的混频器的主要作用是将射频信号转换为A.低频信号B.高频信号C.中频信号D.基频信号10【判断题】(10分)VLBI不能用来进行人造飞行器定轨A.对B.错第五章测试1【判断题】(10分)目前部分SLR跟踪站可以在白天工作A.错B.对2【多选题】(10分)专门用于地球动力学应用和大地测量的专用卫星包括A.Etalon-2B.Lageos-1C.Etalon-1D.Lageos-23【单选题】(10分)我国的SLR数据处理中心在A.长春B.上海C.武汉D.北京4【判断题】(10分)SLR跟踪站在全球的分布相对于GPS较均匀A.错B.对5【判断题】(10分)在IERS官网不能查到SLR跟踪站的坐标A.错B.6【判断题】(10分)在利用SLR进行卫星定轨时，太阳辐射压也是一重要摄动因素，辐射压的大小和卫星的面质比成正比A.错B.对7【判断题】(10分)在利用SLR进行卫星定轨时，大气阻力的大小和卫星的面质比成正比A.对B.错8【判断题】(10分)人卫激光测距不能用来测定地球质心的位置A.B.对9【判断题】(10分)用于测月的激光测距仪的指向精度要比用于测卫星的激光测距仪的指向精度要低A.错B.对10【单选题】(10分)下面月球表面放置的SLR激光反射器不能工作的是A.Apollo15B.Lunakhod1C.Apollo14D.Lunakhod2第六章测试1【多选题】(10分)在卫星轨道误差中，需要考虑的误差源主要包括A.大气传播延迟B.跟踪站坐标误差C.海洋潮汐D.太阳光压E.固体潮汐F.重力场模型2【判断题】(10分)在进行测高数据误差改正时，卫星质心改正不用考虑A.对B.错3【判断题】(10分)在进行海面高的框架转换时，需要有四个参数A.对B.错4【判断题】(10分)在进行海面高的框架转换时，三个平移参数和一个偏差因子可以通过最小二乘的方法求得A.错B.对5【判断题】(10分)卫星从南半球向北半球运行在地面的投影轨迹称为降弧A.错B.对6【判断题】(10分)测高卫星每一周期相对应的弧的地面轨迹严格吻合A.对B.错7【判断题】(10分)利用测高数据可以计算垂线偏差A.对B.错8【判断题】(10分)利用测高数据不能反演海洋重力异常A.对B.错9【判断题】(10分)测高数据不能用来建立海洋大地水准面的数学模型A.对B.错10【单选题】(10分)一般把其他测高卫星的海面高都转换到下面哪颗卫星的框架下来A.T/PB.HY-2AC.Jason-3D.Jason-1第七章测试1【多选题】(10分)下面属于卫星重力探测任务的是A.GOCEB.GRACEA和GRACEBC.CHAMPD.GRACEFollow-on2【判断题】(10分)利用动力法测定地面点的重力属于重力力学反演问题A.错B.对3【判断题】(10分)利用卫星技术确定地球重力场属于重力力学正演问题A.错B.对4【判断题】(10分)解算的重力场模型的最高阶次与卫星的轨道高度没有关系A.对B.错5【多选题】(10分)卫星能量守恒法确定地球重力场包括A.基于单星的能量守恒法B.利用动力学法C.重力梯度测量D.基于双星的能量守恒法6【判断题】(10分)对于GRACE低-低卫星跟踪卫星任务，两颗卫星间的瞬时位差是恢复地球重力场的重要观测数据A.错B.对7【判断题】(10分)GOCE卫星不是采用重力梯度测量方式来确定地球重力场A.错B.对8【判断题】(10分)重力梯度测量不能利用差分加速度计测出重力位的二阶导数A.对B.错9【判断题】(10分)短波分量是重力场谱结构的主分量，精确确定重力场模型中的短波分量，就是为模型提供牢固和精密的框架A.对B.错10【判断题】(10分)GRACE双星计划能够反演重力场，但是由于其数据量稀少，因此不能提供短期至一天的时变重力场信息A.错B.对第八章测试1【单选题】(10分)下面不属于多普勒方式进行定位或定轨的系统为A.DORIS系统B.子午卫星C.GPSD.CICADA2【判断题】(10分)当信号源与信号接收器之间作背向运动时，接收的信号频率减小A.错B.对【判断题】(10分)当信号源与信号接收器之间作相向运动时，接收的信号波长压缩A.错B.对4【判断题】(10分)多普勒测量又称距离差测量A.错B.对5【判断题】(10分)利用多普勒计数不能确定两时刻的接收机与信标机之间的距离差A.对B.错6【判断题】(10分)DORIS系统的信标机在地面上，发射的信号由安装在卫星上的接收机接收。

实验五天文望远镜的使用与光学性能的测定一、40cm 卡塞格林反射望远镜的操作1.实验目的了解天文望远镜的性能，并学会独立操作望远镜2.实验仪器40cm 反射望远镜本实验使用的望远镜为卡塞格林R-C 系统，赤道式装置。

两个度盘分别为赤纬（δ），时角（t ），主镜为凹的双曲面镜，口径D=400mm ，副镜为凸的双曲面镜，系统的有效焦距F=6000mm ；导星镜为D=150mm 、F=1980mm 的折射望远镜，见图sh5.1。

赤道装置：这种装置有两个相互垂直的轴，即赤纬轴和赤经轴（极轴）。

极轴指向天极，与地球自转轴平行，其高度应当等于当地的地理纬度。

镜筒可以绕着赤纬轴转动，并可以固定在一定的赤纬方向上。

通常有赤纬盘及时角盘显示望远镜的指向。

跟踪天体时，望远镜自东向西绕极轴运动,方向与地球自转方向相反,速度为15"/s ，用来补偿地球自转，使望远镜保持指向被测的天体。

利用赤道装置实现跟踪天体的周日视运动是很方便的。

3.实验指导在某一北京时间T h 观测一个已知天体（α、δ）。

观测前首要先将当晚的北京时按公式S=S 0+(T h -8h )(1+μ)+λ换算成北京地方恒星时，用一个恒星时钟计量恒星时，利用公式t=S-α，计算出观测时刻天体的时角t 。

由望远镜的电控度盘，将望远镜指向预定的天区（t 、δ）。

待测天体进入视场后，打开转仪钟进行跟踪。

天体的α、δ及观测时刻的恒星时S ，也可从星空软件中直接读取。

4.实验步骤（1）观测前的准备工作①校准恒星钟；②查出待测天体的位置（α，δ），并在星图中熟悉待测天体周围亮星的相对位置和特点，以便观测时在寻星镜中找到它。

③根据待测天体，选好合适的目镜。

④使用仪器前，要在教师指导下，熟悉仪器的电控装置及各种旋钮使用注意事项等。

（2）观测步骤①在观测的恒星时时刻S 之前约五分钟，计算出待测星在此恒星时时刻的时角t 。

②用望远镜的电控装置将望远镜指向（t 、δ）天区。

船用天文导航设备的导航精度与准确性评估在航海领域中，天文导航一直是一项重要的技术，用于帮助船舶确定自身的位置和航向。

船用天文导航设备是通过观测天体的位置和方向，结合船上的导航仪器，来进行航行导航的一种方式。

但是，对于这种导航方式的准确性和精度评估，一直是重要的研究课题。

导航精度和准确性是评估船用天文导航设备效果的重要指标。

导航精度是指导航设备所测量的位置与实际位置之间的偏差。

准确性则是指导航设备所测量的位置与真实位置之间的误差。

评估这两个指标的方法一般包括实验验证和数学分析。

在实验验证方面，可以通过在真实航行中使用船用天文导航设备，并与其他导航方式进行对比，来评估其导航精度和准确性。

在这种实验中，船舶的位置和航向是通过卫星导航系统（如GPS）来测量的，并且与天文导航结果进行对比。

通过比较两者的偏差和误差，可以得出船用天文导航设备的导航精度和准确性。

数学分析是另一种评估船用天文导航设备导航精度和准确性的方法。

在这种方法中，需要考虑观测误差、定位精度、天体位置精度等多个因素，并通过数学模型来计算导航结果的准确性。

这种评估方法需要准确的数学知识和分析技巧，并且需要大量的观测数据和实验结果作为基础。

在船用天文导航设备的导航精度和准确性评估中，还需要考虑到其他一些因素。

首先是观测条件的影响。

观测天体的条件可能会受到天气、亮度、船舶姿态等因素的影响，这些因素都会对导航结果产生一定的影响。

其次是设备本身的性能和精度。

不同的设备具有不同的特点和性能，这也会对导航结果产生一定的影响。

因此，在评估导航精度和准确性时，需要综合考虑这些因素。

船用天文导航设备的导航精度和准确性评估对于航海安全和航行效率具有重要意义。

准确的导航结果可以帮助船舶在海上确定准确的位置和航向，进而避免潜在的危险和减少航行时间。

因此，船用天文导航设备的导航精度和准确性评估的研究工作具有重要的现实意义和应用价值。

总结而言，船用天文导航设备的导航精度和准确性评估是一项重要的研究工作。