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可编辑修改精选全文完整版光电探测技术实验报告实验五：电荷耦合图像传感器---CCD摄像法测径实验学号：********姓名：实验五电荷耦合图像传感器---CCD摄像法测径实验实验原理：电荷耦合器件（CCD）的重要应用是作为摄像器件，它将二维光学图像信号通过驱动电路转变成一维的视频信号输出。
当光学镜头将被摄物体成像在CCD的光敏面上，每一个光敏单元（MOS电容）的电子势阱就会收集根据光照强度而产生的光生电子，每个势阱中收集的电子数与光照强度成正比。
在CCD电路时钟脉冲的作用下，势阱中的电荷信号会依次向相邻的单元转移，从而有序地完成载流子的运输—输出，成为视频信号。
用图像采集卡将模拟的视频信号转换成数字信号，在计算机上实时显示，用实验软件对图像进行计算处理，就可获得被测物体的轮廓信息。
实验所需部件：CCD摄像头、被测目标（圆形测标）、视频线、图像采集卡、实验软件实验步骤：1、根据图像采集卡光盘安装说明在计算机中安装好图像卡。
并按要求正确设置。
2、在被测物前安装好摄像头，连接CCD稳压电源，视频线正确连接图像卡与摄像头。
3、检查无误后进入测量程序，启动图像采集后，屏幕窗口即显示被测物的图像，适当地调节CCD的镜头前后位置，使目标图像最为清晰。
4、尺寸标定：先取一标准直径圆形目标（D0=10mm），根据测试程序测定其屏幕图像的直径D1（单位用象素表示），则测量常数K=D1/D0。
5、保持CCD镜头与位移平台距离不变，更换另一未知直径的圆形目标，利用测试程序测得其在屏幕上的直径，除以系数K，即得该目标的直径。
思考题：如何利用此方法测试方形物体的尺寸。
注意事项：利用图象卡采集，务请正确设置采集参数，详见CCD测试系统软件说明。
实验结果如下：D1=334.83798像素 D0=10mm 得K= D1/ D0=33.483798D2=567.20020像素得D硬币=D2/K=16.939mm一毛钱硬币实测直径约为：18.500mm实验图像采集如下：实验结论：CCD将二维光学图像变为一维视频信号后，再利用A\D转换，计算机及其软件处理，使得图像信息的处理方便、清晰。
五双星的观测双星分“光学双星”和“物理双星”两大类。
两颗星从地球上观测，方向差得不多，在天球上的投影看上去相距很近，其实它们之间相距很远，彼此没有物理联系，这种双星称为光学双星。
比如摩羯座α﹙中文名牛宿二﹚就是一颗光学双α和摩羯座2α的视星等分别是4.24等和3.57等，肉眼就可以看到，两星，它的两颗子星摩羯座1α和2α各星相距仅377.7″,但是它们在宇宙中的实际距离却很远，相互间并无物理联系（摩羯座1自分别是由四颗星组成的四合星）。
光学双星的研究价值不大。
由于彼此的引力作用，绕着它们共同的质量中心运行的双星叫做物理双星。
利用望远镜观测时，人眼直接能看出是两颗星的物理双星称为“目视双星”。
有些目视双星，其中较暗的子星甚至无法看见，而精确测量较亮子星却可以发现它，相当于背景恒星移动的路径呈现波浪式的曲线，于是可以判断有一颗看不见的伴星存在，人们常常把它们叫做天体测量双星，天狼星就是这方面的一个典型例子：在望远镜分辨出它的伴星之前，就已经断定它是一颗双星了。
人眼通过望远镜不能分开，用分光的方法才能分开的物理双星称为“分光双星”。
分光双星的两个子星相互绕转时，它们光谱的谱线由于多普勒效应便发生有规律的位移，拍下它们在绕转不同时段的光谱，可以发现它们的光谱线周期性地时而成双线，时而成单线，这样的分光双星称为“双谱分光双星”，又称“双线分光双星”。
分光双星两个子星的光谱不都是能同时拍摄到的，对于主星光度超过伴星光度三倍的双星，就只能拍摄到主星的光谱，如果增加曝光时间希望拍下伴星的光谱，那么主星光谱就会曝光过度而和伴星光谱相混合，整个光谱将模糊不清。
这时研究主星的光谱，可以发现它的光谱线﹙单线﹚也作周期性的移动，这样的分光双星称为“单谱分光双星，又称“单线分光双星”。
有些双星虽然观测不到它们谱线的多普勒位移，但是两子星的光谱分属差异很大的两个光谱型，明显属于两个不同的恒星，这样的双星称为“光谱双星”。
当双星相互绕转的轨道面与我们视线的交角接近0°时，两子星就会发生交食现象，双星亮度呈现周期性的变化，这样的物理双星称为“食双星”，又称为“食变星”。
[原创] 120颗入门级双星的观测报告预先声明，原文很长，如果不想费时间读，可以直接跳到最后去下载双星观测的资料。
在和老婆一起看完110个梅西耶天体后，我们又“改行”看双星了。
这其实也是不得已，因为梅西耶之后如果要继续看深空的话就得用赫歇尔400或者是“臭名昭著”的科德韦尔列表了。
赫歇尔400天体包括了十几个梅西耶天体（主要是一些较暗的星系和星云），而根据Steven O’Meara的那本赫歇尔400手册，这十几个梅西耶天体已经算是容易观测的天体了，可想而知其它的那三百多个大都是更暗的目标（当然也不乏像双星团这样容易观测的天体）。
而在目视极限星等4.0-4.5等的天文协会的近郊观测基地，这十几个梅西耶天体观测起来都已经很困难了，而光污染较轻的那些露营地和旅游地点又不可能经常去。
这样双星观测就有很多实在的好处了。
首先光害对双星观测的影响不大，我们家所在地目视极限星等大概是3.0-3.5等，用我们的8寸牛反可看到暗至10等的星星。
而根据我们所采用的双星观测列表（John Wagoner所著的Astronomical league’s double star club列表，这个也是最常用的入门级双星表之一，Orion的DeepMap 600中包含的那80多颗双星就是选自该列表。
再综合S&T 上的Pretty double stars for everyone的两个列表，我还将其中太靠南的几颗星剔除了，总共有120-130个目标。
熟练之后大概一个小时可以看10-15颗星，所以只要8-12个小时就可以全部看完了（因为季节变换的原因，正好需要一年时间，每隔1-2个月看一次，看6-10次就全看完了）。
其中最暗的一颗伴星就是10等（猎户座Sigma四合星中的一颗，根据SAGUARO ASTRONOMY CLUB的资料应是10等，不过列表中标为9等），就是暗至9等的伴星也只有两颗（北极伴星和乌鸦座delta伴星），所以将它们全部观测完毕困难并不大。
高精度经纬仪与CCD相结合的星模拟器星点位置测量系统设计姜文璋;张国玉;孙高飞;胡冰【摘要】In order to realize the star position measurement of star simulator, a new measurement system combing high-precision theodolite with CCD is established. First of all, the LEICA TM6100A high-precision theodolite is used to search and position star, and then star imaging optical system optimized by ZEMAX is used to realize the optical connecting of theodolite and ICX618AL plane array CCD chip. The acquisition,processing and transmission of star im-age information is controlled by EP2C8T144C8N type FPGA. Finally,the star is extracted by using MATLAB accord-ing to square weighted centroid algorithm. According to the analysis of optical system aberration and star extraction sim-ulation, the theoretical error of system is summarized.The result shows that the star position measurement error of this system is 4.66' ,and it is not limited by the field of view. It can satisfy the measurement system requirement of single star position measurement accuracy is better than 5' ,with the measurement range for ±12° field of view.%为实现对星模拟器星点位置的测量,建立了高精度经纬仪与CCD相结合的新测量系统.首先,莱卡TM6100A型高精度经纬仪实现星点搜索和定位,然后利用ZEMAX优化的星点成像光学系统完成经纬仪与ICX618ALA型面阵CCD芯片的光学衔接,通过EP2C8T144C8N型FPGA完成星点图像信息采集、处理和传输的控制,最后利用MATLAB根据平方加权质心算法完成星点提取.根据光学系统像差和星点提取仿真分析,总结了系统的理论误差分析结果.结果表明:该测量系统不受视场限制且星点位置测量误差为4.66',满足测量范围为±12°视场,单星位置误差测量精度优于5'的要求.【期刊名称】《长春理工大学学报（自然科学版）》【年(卷),期】2017(040)001【总页数】4页(P68-71)【关键词】星点位置测量;高精度经纬仪;CCD成像;平方加权质心算法【作者】姜文璋;张国玉;孙高飞;胡冰【作者单位】长春理工大学光电工程学院,长春 130022;长春理工大学光电工程学院,长春 130022;长春理工大学光电工程学院,长春 130022;长春理工大学光电工程学院,长春 130022【正文语种】中文【中图分类】TN202星模拟器是星敏感器的地面标定设备，其精度水平直接影响星敏感器标定的准确性，进而决定空间探测器姿态测量的精确性［1］，故对星模拟器的精度检测尤为重要。
复合面阵CCD摄影相机的实验室辐射定标李晶;赵建科;昌明;呼新荣【摘要】为消除复合面阵CCD摄影相机全像面辐射定标时存在的严重渐晕现象和解决多片CCD之间相对定标目标值选取困难的问题,提出了一种适用于多片CCD 的实验室辐射定标方法.该方法对每个像素进行暗信号标定后,修正渐晕区的像素灰度值,通过选取合适的全像面相对定标目标灰度值,最终实现对复合面阵CCD摄影相机的辐射定标.通过分析渐晕区的灰度分布特征,提出了适用于所有曝光时间和辐亮度下的灰度修正方法.分别计算每片CCD灰度值与输入辐亮度之间的多项式拟合系数,选取全局拟合误差最小的一组系数计算对应辐亮度下相对定标目标的灰度值.通过本方法辐射定标后,复合面阵CCD摄影相机的全像面非均匀性由大于20％％降至优于2％,绝对定标精度为4.23％.该结果表明本文提出的辐射定标方法适用于多片面阵CCD的辐射定标,定标精度满足航空相机的辐射定标需求.【期刊名称】《光学精密工程》【年(卷),期】2017(025)001【总页数】11页(P73-83)【关键词】辐射定标;非均匀性;渐晕;复合面阵CCD【作者】李晶;赵建科;昌明;呼新荣【作者单位】中国科学院西安光学精密机械研究所,陕西西安710119;中国科学院西安光学精密机械研究所,陕西西安710119;中国科学院西安光学精密机械研究所,陕西西安710119;中国科学院西安光学精密机械研究所,陕西西安710119【正文语种】中文【中图分类】TH761.6;TN386.5随着地球表面探测、测绘的需求日益增加，航空相机向着大视场高分辨率的方向发展[1]。
受到制造工艺的限制，单片电荷耦合器件(Charge Coupled Device，CCD)的尺寸无法满足大视场航空相机的需求。
目前，国际上普遍采用CCD拼接的方式扩大成像视场，该方式一般分为机械式拼接和光学拼接[2]。
机械式拼接是将多片CCD以机械直线拼接或交错拼接的方式组成相机的像面。
第1篇一、实验背景星空观测是天文科学的重要组成部分，通过对星空的观测，我们可以了解宇宙的结构、天体的运动规律以及宇宙的演化历史。
星空观测实验是天文爱好者了解宇宙、学习天文学知识的重要途径。
本实验旨在通过观测星空，了解星空观测的基本原理和方法。
二、实验目的1. 了解星空观测的基本原理和方法；2. 熟悉天文望远镜的使用技巧；3. 观测星空，识别星座、行星、月亮等天体；4. 记录观测数据，分析天体运动规律。
三、实验原理1. 天文望远镜的观测原理天文望远镜是一种利用透镜或反射镜收集远处天体光线的仪器。
它通过以下原理实现观测：（1）光线折射：透镜通过折射光线，使光线会聚，从而放大远处的天体；（2）光线反射：反射镜通过反射光线，使光线会聚，从而放大远处的天体；（3）放大原理：望远镜的放大倍数取决于其主镜或物镜的焦距，放大倍数越高，观测到的天体越清晰。
2. 星座识别原理星座是天空中的星群，由若干颗亮星组成。
星座识别原理如下：（1）星图：星图是描绘星座位置的图表，通过星图可以了解星座的形状、位置和主要星体；（2）星座特征：观察星座时，可以根据星座的主要星体、亮度、颜色等特点进行识别；（3）星图对照：将观测到的星座与星图进行对照，可以确定星座的具体位置。
3. 行星观测原理行星是围绕太阳运行的行星，观测行星的原理如下：（1）视运动：行星在天空中呈现出视运动，通过观测行星的视运动，可以了解行星的轨道、公转速度等信息；（2）亮度变化：行星的亮度随时间变化，通过观测亮度变化，可以了解行星的表面特征、大气状况等信息；（3）相位观测：行星的相位变化反映了行星与太阳、地球之间的相对位置，通过观测相位，可以了解行星的轨道特征。
4. 月亮观测原理月亮是地球的卫星，观测月亮的原理如下：（1）月亮相位：月亮的相位变化反映了月亮与太阳、地球之间的相对位置，通过观测月亮的相位，可以了解月亮的轨道特征；（2）月亮表面特征：月亮表面存在山脉、平原、陨石坑等特征，通过观测月亮表面特征，可以了解月亮的地质演化历史；（3）月亮运动：月亮在天空中呈现出视运动，通过观测月亮的视运动，可以了解月亮的轨道、公转速度等信息。
目视双星的观测
张燕平
【期刊名称】《天文爱好者》
【年(卷),期】2005(000)003
【摘要】目前，许多大中学校建立了天文台，很多天文爱好者也都购买了望远镜，怎样才能开展经常性的天文观测活动呢?我向大家推荐目视双星的观测，这是一种
简单易行而且对提高观测技能又卓有成效的观测活动。
【总页数】2页(P54-55)
【作者】张燕平
【作者单位】北京师范大学天文系
【正文语种】中文
【中图分类】P185.81
【相关文献】
1.风云静止卫星双星立体观测云顶高度反演初步研究
2.双星观测量计算方法的改进及应用
3.Swift/XRT对黑洞双星GS2023+338（V404 Cyg）在2015年的爆发观测∗
4.双星光学观测体系的目标定位误差分析
5.基于范阿伦双星EMFISIS观测数据的NWC和NAA人工甚低频台站信号的内磁层全球统计分布
因版权原因，仅展示原文概要，查看原文内容请购买。
《基础天文学》配套光盘使用手册欢迎读者使用《基础天文学》配套光盘!编著：刘学富(主编) 张燕平李志安杨静制作：张燕平高等教育出版社高等教育电子音像出版社《基础天文学》配套光盘使用说明本光盘是《基础天文学》教材的配套光盘，内容包括三部分：天文彩色插图提供了书中所有插图的彩色图像。
方便教师制作教学课件（电子幻灯片等），也有利于学生自学，对增强学生的学习兴趣和理解能力，提高教学质量有重要作用。
天文观测与实验包括19个天文观测与实验教材，所有实验教材都是作者在长期的天文观测实验教学中，总结而写成的。
教材均为独立的Word文件，读者可根据实际情况，选做其中的天文观测和实验部分。
附录包括88个星座表；梅西叶星表及球面三角学的基本知识；并提供了“天文网上资源”的网址,可帮助读者学习与查阅天文资料，了解当今宇宙探测的动态和最新成果。
一、光盘基本结构共分为三个目录：1. 天文彩色图片（213幅）图片的文件名根据书中的插图编号命名，如0504为书中的图5.4（第5章第4个插图）。
2. 天文观测与实验实验一天球仪的使用实验二认识星空实验三天文年历、星表、星图和星图软件的使用实验四流星和流星雨的观测实验五天文望远镜的使用与光学性能的测定实验六子午线的测定实验七月球的白光照相实验八太阳黑子的投影观测及数据处理实验九太阳光球光谱的拍摄与证认实验十恒星的光谱分类实验十一目视双星的目视观测实验十二目视双星的CCD观测实验十三变星的光电测光实验十四星系的哈勃分类实验十五河外星系红移的测定实验十六CCD性能指标的测试实验十七星系和星云的CCD成像观测实验十八大气消光的光电观测实验十九大气消光的CCD观测3. 附录附录一全天88个星座表附录二梅西叶天体表附录三球面三角基本公式附录四天文网上资源二、光盘的运行环境本光盘的实验教材是基于Windows Office系统中 Word格式编写，天文彩色图片文件为普通图形格式(JPG,TIFF)。
实验十二目视双星的CCD观测
一、实验目的
掌握CCD照相方法及对目视双星角距和方位角的测量方法
二、实验仪器
Meade LX系列望远镜附加ST系列CCD照相机
本实验是通过对双星的CCD成像，直接用计算机软件来确定双星的角距(ρ)和方位角(θ)，这比传统的用动丝测微镜来测量更加简单，且精度也较高。
ST系列CCD的性能及使用方法可参看实验十六。
选择双星的原则为：
1.两个子星的星等范围在4m～9m。
2.角距较大(根据观测所在地的大气情况，最好大于5")。
3.根据观测季节，选取赤经赤纬合适的双星。
双星在观测时天顶距不要太大，以免影响观测效果。
表sh12.1 可供选择的目视双星
三、实验步骤
1．将CCD与计算机相连，方法参看实验十六的步骤一到四。
主要包括CCD与计算机相连，启动CCD与计算机，启动CCDops软件并给CCD制冷。
注意：先不要将CCD安装到望远镜上。
2．将望远镜指向所要拍摄的天体。
用眼睛在导星镜和主镜中观察天体，并将其移到视场中心。
若天体不在目镜视场中，可更换焦距更长的目镜，以扩大视场。
3．安装CCD到望远镜主镜上，注意：本实验选取的天体为目视双星，所以CCD的x,y轴尽量与α,δ分别平行，并应确定CCD视场中北的方向（赤纬增加方向）。
首次观测可由教师选定所观测的双星。
4．启动对焦系统。
(1)在CCDOPS中，鼠标单击“Camera”菜单项，在下拉菜单中选择“Focus”（对焦）项，会弹出“Focus”对话框，如图sh12.1示。
图sh12.1 “Focus”对话框
(2)在“Exposure time”框内填入曝光时间。
对于较亮的天体曝光时间可选在1s内。
(3)在“Frame size”列表框中有三个选项：Full、Planet、Dim。
一般应选“Dim”，此种方式以降低分辨率来得到较快的下载与显示速度。
(4)单击“OK”，CCD即开始按曝光时间进行曝光，并不断将图像传回计算机，在显示器上会显示CCD拍得的图像。
注意：望远镜已对好焦距，不要拧动望远镜的对焦旋钮。
5．在CCD对焦图像中对中天体
若天体在CCD对焦图像中没有对中，可按动望远镜控制手柄，调整天体位置，直至对中。
注意：应选择望远镜的最低速移动方式，每次移动不要太多，以免天体移出CCD视场。
6．拍照
(1)单击“Camera”菜单项，选择“Grab”选项，出现“Grab”对话框。
(2)“Exposure time”正文框中输入曝光时间，恒星一般为1～10s。
注意若两子星的星等相差较多，应适当选择曝光时间。
(3)“Dark frame”列表框中若选“Also”，则先拍暗流，再拍天体。
为节省时间，也可选“None”，只拍天体，在以后处理时再去掉暗流。
(4)“Image size”列表框中应选“Full”项。
(5)单击“OK”，即开始曝光。
曝光结束，应将拍得的图像保存起来。
(6)保存格式有几种：ST9格式，Fits格式等，可根据需要保存。
若要用CCDops软件处理，应选用ST9格式存储；若要用IRAF等软件处理，应选用Fits格式。
注意：在曝光期间应保持观测室内的黑暗，关闭大门，将计算机显示器亮度调暗，并不要在室内走动。
7．双星角距与方位角测量
双星角距离是目视双星在天球上的角距离，用角分或角秒为单位。
方位角θ是两子星的
连线与南北连线的夹角，从北点向东量度为正，在CCD 图像中顺时针方向为正(北点向西量度)，用度，分，秒表示，处理时要加以改正。
在CCDops 环境下，打开已保存的双星图像，调出十字丝（参看实验十六的步骤六），查看并证认要分析的目视双星，并辨认出子星一和子星二，确定赤经赤纬的方向，进而确定北（N ）的方向。
8．检查望远镜的焦距参数
CCD 是二维成像系统，我们在 CCD 上直接得到的是直角坐标x ,y 的值。
CCDops 软件能将两子星的直角坐标间隔Δx ,Δy 转换并用下式计算出用角分角秒表示的角距ρ。
fl
y x ⨯⨯∆+⨯∆⨯
=4.25)009.0()009.0(2062652
2ρ 式中的fl 为用英寸表示的望远镜焦距，不同的焦距会得到不同的角距值。
例如：Meade LX200望远镜口径为40cm(16inch)，焦距为4m(160inch)则fl =160。
单击“Display”菜单项，选择“Parameters”选项可弹出参数窗口，显示当前文件的各种参数，如图sh12.2所示。
查看“Telescope”一栏，看“Focal length”项，是否为“160.00 Inches”(4m)，若不是，则需修改望远镜的焦距参数。
9．修改望远镜的参数 在用CCD 照相之前，可先根据你所使用的望远镜
的口径和焦距等参数来修改CCDops 软件的望远镜参数设置。
(1) 单击“Misc”菜单项，选择“Telescope Setup”选项，可弹出“Telescope Setup ”窗口，如图sh12.3所示。
图sh12.3 “Telescope Setup ”窗口
在“Focal length” 栏内,输入所使用望远镜的焦距（用英寸表示），如4m ，可输入160。
另外还可修改观测者姓名(Observer)。
(2) 单击“Calculate ”按钮，出现“FOV Calculate ”窗口，如图sh12.4所示，在“Camera ”栏内选择所使用的CCD 的型号，在“F/Ratio:”（焦比）栏内输入所使用的望远镜的焦比，如对Meade LX200望远镜，输入10。
单击“Calculate ”按钮。
(3) 单击“Done ”按钮。
图sh12.2 “Parameters”参数窗口
图sh12.4 “FOV Calculate”窗口
10．修改CCD照片的参数
在用CCD照相之后，也可根据你所使用的望远镜的口径和焦距等参数来修改CCD照片的参数设置。
(1)打开所拍摄的照片。
(2)单击“Utility”菜单项，选择“Edit Parameters”选项,可弹出“Image Parameters”窗口,如图sh12.5所示.
图sh12.5 “Image Parameters”窗口
3）单击“Calculate”按钮，出现“FOV Calculate”窗口，如图sh12.4所示，可按图中参数设置。
单击“Calculate”按钮。
11．测量双星角距和方位角
单击“Display”菜单项，调出十字丝。
将光标十字丝移到子星1的位置，单击一下鼠标，出现一个小方框，这时键入大写“C”(Shift C),这时系统将子星1的光心(Light of center)置为零点；然后将十字丝移到子星2的位置，键入大写“P”(Shift p)，这时在“X hair”窗口中的“Geometry”栏内的“sep”项显示双星角距，“Angle”项显示方位角，方位角是以子星1与正北方（y轴方向）顺时针量度到子星2的角度（注意：一般双星星表的方位角是按逆时针方向给出的）。
12．分析处理
记录下双星的角距与方位角，与星表中查到的数据进行比较，注意：因CCDops软件是顺时针量度（北点向西量度），所以应用360°减去所测量值。
注意：在“X hair”窗口中的“Seeing”项显示的是所拍恒星的像质量，它与大气的宁静度和望远镜对焦有关，也与曝光时间有关，一般来讲，恒星像越小越好，说明大气状况好，焦距对得好，曝光时间也合适。
拍摄时可用不同的曝光时间拍2～3幅。
