减法消除CCD太阳Hα图象干涉条纹的误差分析

本文简要介绍了CCD产生干涉条纹的原因,对采用减法消除干涉条纹方法进行了论述。通过试验研究,提出了一种计算误差的方法,并对计算结果进行了分析和讨论。      

双参考镜合像干涉仪的研究

介绍一种新型干涉测量系统，该系统采用并列的两个参考镜，将产生的两组干涉条纹复合在同一视场。当测量系统产生的光程改变时，两组干涉条纹相对关系按一定规律变化，借助光电转换和图像分析技术，可用于长度和微小角度测量。介绍了可行性实验和测取的数据及分析所得出的结论。     

用于一等量块检定的柯氏干涉仪的改造

介绍了经过改造后的柯氏干涉仪用于一等量块的检定。从激光干涉仪直接测量量块长度的原理出发,通过对干涉条纹的整数部分Ⅳ、小数部分ε以及修正量C的确定,计算出量块长度。改造中结合激光干涉技术、图像采集判读等技术,提高了量块测量准确度,解决了一等量块长度测量问题。     

外差干涉型光纤应变传感技术的研究

研究了一种采用高双折射纤模间干涉的应变传感器。传感器利用注入结电流直接调频的半导体激光（ＬＤ）产生外差干涉，从而实现了干涉相位的线性检测。实验结果显示干涉相位的分辨力为一个干涉条纹的２．５％，其相应的光纤应变是３６×１０－６ｍ。     

？abry—Perot测风干涉仪数据处理

针对自主研制的星载法布里一珀罗干涉仪（Fabry—Perot Interferometer,FPI）样机,介绍了Fabry—Perot（F—P）的测风原理和风速反演算法,阐述了F—P测风干涉数据的自动化处理方法,包括干涉条纹图像滤波、分割、细化和特征数据的提取．滤波包括中值滤波和背景补偿,分割采用区域平均灰度值阈值法,借助数学形态学计算填充和消除二值化条纹的断裂点和毛刺．最后,按照骨架提取思想细化成干涉条纹线条,提取其特征数据．应用VC＋＋编程语言开发软件平台,对上述F—P测风仪数据自动化处理方法进行了验证,结果表明其可行性高、适应性强．     

纳米激光偏振干涉仪

纳米激光偏振干涉仪采用线偏振光干涉,并用偏振面的旋转角对干涉条纹进行细分,得到干涉条纹小数,因此有很高的分辨率.在结构设计中采用了线胀系数很小的特种铟钢并采取光程对称分布措施和保温措施,提高了仪器的稳定性.在细分机构中,选用光电转换的正弦信号3V 点做为瞄准点,使仪器的瞄准精度得到提高,在微进给系统中采用多片压电陶瓷叠加使用的方法,不但能产生微小位移,提高仪器的灵敏阈,而且能满足测量范围的要求.此外,文中还采用精度分析的方法计算了仪器的不确定度.     

FAST VLBI系统和观测研究

世界上最大的单口径射电望远镜FAST已经完成验收并正式运行,而甚长基线干涉观测是FAST的核心课题之一,FAST可以为甚长基线观测网提供重要贡献。为了发挥FAST在甚长干涉观测网中的作用,总结了国际上其他大型射电望远镜的主要研究成果,结合FAST的特点,挑选适合FAST的研究课题;介绍了FAST现有的VLBI观测系统,和天马望远镜进行的VLBI干涉条纹;讨论了FAST VLBI系统的发展,包括未来适合FAST参与的VLBI观测网。研究最终挑选到了适合FAST VLBI的6个研究课题;应用FAST与天马望远镜获得了首条VLBI干涉条纹;FAST在CVN、EVN、LBA的VLBI观测方面,可发挥其极高灵敏度的优势;研究发现附近的小天线可为FAST参加相位参考观测提供帮助。     

一种嵌入式系统软件的非干涉测试方法

传统的嵌入式系统软件测试方法对被测试系统有一定的干涉效应,影响了测试结果的精确性和正确性.采用"非干涉测试方法"可以将这种影响消除,从而得到精确的测试结果,是一种准确反映被测试目标系统真实运行状态的测试方法.与传统的测试方法不同,该方法的特点在于对目标系统完全是非干涉的.通过分析非干涉测试方法的基本特征,提出了该方法的应用模型.在这个模型中,有3个组成部分是必需的,包括静态分析模块,动态分析模块和通过硬件采集目标系统状态信息的数据采集子系统.静态分析模块对被测试软件静态特征进行分析,指导硬件采集子系统如何采集以及动态分析模块如何解析采集的数据.在整个测试周期,"非干涉测试方法"不需要在目标软件中驻留任何仅用于测试的可执行代码.      

火星上的暗沙瀑布

火星上这些看起来像是树木的物体其实并不是真的树木。春天的太阳融化并照亮了二氧化碳凝结的冰，使得位于火星沙丘内部的暗沙流动更加明显。沙丘顶端的暗沙一泻而下，在地上留下深色条纹。这些成群的暗棕色条纹融和在沾有薄霜的粉红色沙丘之中，看起来就像是树木挺立在明亮的区域，却没有产生影子。     

光栅的衍射在高分辨力测长仪器中的应用研究

选用高密度光栅产生衍射条纹 ,研究其信号合成、采集及处理的方法以实现在长度计量中 ,纳米分辨力的计数。     

地基Fabry-Perot中高层大气风速反演及误差分析

基于子午工程地基法布里-帕罗干涉仪（Fabry-Perot Interferometer,FPI）的气辉观测数据,结合地基独特的观测模式（天顶角为0° 的天顶方向和天顶角为45°的东西北南四个方向）对地基中高层大气风速进行反演,包括数据预处理、干涉环圆心确定、干涉环半径计算和风速反演. 将2010年5月6-13日8天十个环（十个干涉环同时参与反演）的反演结果与地基FPI风速实测数据进行比较,得到557.7nm,630.0nm,892.0nm三种谱线气辉的反演平均偏差分别为2.7m·s-1,5.5m·s-1,7.7m·s-1. 此外,基于反演算法对上述反演精度影响因素进行了分析. 研究发现,气辉辐射强度对风速的反演精度影响较大,气辉辐射越强,外环的半径计算精度越高,可参与的反演环数越多,则最终的风速反演精度越高. 而圆心偏差± 2pixel（五个环）和± 1pixel（十个环）及焦距变化（±10mm）对风速反演精度的影响相对较小,但当超出这一偏差范围,风速反演偏差会迅速增大.      

太阳耀斑活动对中层大气温度的影响

本文利用NIMBUS-7SAMS温度资料,分析研究了1979年至1982年期间发生的3.5级以上大耀斑事件对中层大气温度的影响。并对其物理过程进行了分析和讨论。主要结论是:在太阳大耀斑爆发前后的一两天内,在20°N-60°N地区的中间层大气上部,大气温度有明显降低,中间层下部则有明显增加。对平流层顶高度以下的大气温度没有明显影响。      

日面耀斑环中物质的运动

利用云南天文台1980年7月14日3B级双带耀斑的光学观测资料,以及SMM卫星对同一耀斑的X射线观测结果,讨论日面耀斑环中物质的运动规律。先比较耀斑Hα象和X射线象的日面位置,根据投影效应确定耀斑环的高度;然后从理论上估算由于耀斑环中物质下落,所形成的耀斑活动区视向速度的分布。所得结果与观测资料基本相符。      

太阳X-EUV成像望远镜的图像优化处理

太阳X-EUV成像望远镜主要用来监测和预报影响空间天气变化的太阳活动,成像资料专门服务于空间天气预报研究.为了满足望远镜的空间适应性,望远镜获取的图像会受到其结构调制形成的噪声干扰.本文主要对望远镜所获取的图像进行优化处理,讨论了傅里叶变换的物理意义及其在图像处理中的应用.通过二维离散傅里叶变换,将图像变换到频率域空间;选用巴特沃思陷波滤波器滤波,通过程序设计,实际调试,在尽量减少图像失真的前提下,滤除图像中的周期性噪声.优化后的图像有利于进一步分析太阳活动现象.      

一个亚耀斑的精细结构与演化

本文对1981年5月8日16h13mUT开始的-N级Hα耀斑进行了图象处理,画出了等光度图。在此基础上,采用二种光度测量法:一是定点法,相对于日面上稳定的定点(～1″),测出50个亮点的位置及其光度变化;另一是亮点跟踪法,测出每一时刻最亮点的位置,看位置的变动。从而得到耀斑的精细结构与演化过程。      

星载FPI探测低热层温度的研究

80～350km高度区域的大气温度与风场探测研究对于认识全球性空间动力学和日地耦合机制具有重要科学意义.法布里-珀罗干涉仪(FPI)能够通过分析接收光的干涉环反演计算出一定高度大气层的风场和温度.近年来,中国利用多种地基探测设备对中高层大气进行了观测研究,对于温度反演和星载探测技术的研究开始起步.本文基于系统传输函数和发射谱线函数的卷积,讨论了利用FPI探测高空大气温度反演计算的原理;分析了星载FPI探测的方法,根据星载FPI探测与地基探测的不同点,仿真了星载探测干涉图;结合中国观测技术现况及空间探测需要,讨论了发展星载空间环境探测仪的可行性.      

CCD等高仪测定太阳直径的模拟计算及其精度分析

本文根据用光电等高仪测定太阳直径的基本原理,给出了用CCD作探测器测定太阳直径的处理方法,并用模拟方法对不同的seeing值产生了几组太阳曝光的CCD底片。通过对这些CCD底片的数字图象的处理和计算,对太阳直径的测定精度进行了估计和分析。计算分析表明,不论对单像还是双像方案,CCD等高仪都能以好于0."05的精度测定太阳的直径。      

1980年11月5日耀斑的硬、软X射线及微波的象与Hα等光度象的比较

本文对1980年11月5日22点25分开始的1B/M1-M4的Hα耀斑进行了图象处理,绘制了等光度图;与硬、软X射线象,微波象进行了比较.结果表明:1.耀斑的第一次极大,高能电子没有穿透到色球.Hα耀斑主要是由T=107—108K(产生软硬X射线的热区)等离子体向下传导到色球而形成.2.Hα耀斑的第二次极大,是由高能电子轰击色球而形成,Hα耀斑滞后数秒(小于5秒).3.耀斑闪光相,Hα面积与Hα强度同步增长.4.从耀斑前后的横向磁场变化(Hα短纤维的变化),估计磁能释放～1031尔格.      

RadioAstron orbit determination and evaluation of its results using correlation of space-VLBI observations

A crucial part of a space mission for very-long baseline interferometery (VLBI), which is the technique capable of providing the highest resolution images in astronomy, is orbit determination of the mission’s space radio telescope(s). In order to successfully detect interference fringes that result from correlation of the signals recorded by a ground-based and a space-borne radio telescope, the propagation delays experienced in the near-Earth space by radio waves emitted by the source and the relativity effects on each telescope’s clock need to be evaluated, which requires accurate knowledge of position and velocity of the space radio telescope. In this paper we describe our approach to orbit determination (OD) of the RadioAstron spacecraft of the RadioAstron space-VLBI mission. Determining RadioAstron’s orbit is complicated due to several factors: strong solar radiation pressure, a highly eccentric orbit, and frequent orbit perturbations caused by the attitude control system. We show that in order to maintain the OD accuracy required for processing space-VLBI observations at cm-wavelengths it is required to take into account the additional data on thruster firings, reaction wheel rotation rates, and attitude of the spacecraft. We also investigate into using the unique orbit data available only for a space-VLBI spacecraft, i.e. the residual delays and delay rates that result from VLBI data processing, as a means to evaluate the achieved OD accuracy. We present the results of the first experience of OD accuracy evaluation of this kind, using more than 5000 residual values obtained as a result of space-VLBI observations performed over 7 years of the RadioAstron mission operations.