小口徑望遠(yuǎn)鏡對(duì)Triton的觀測(cè)與資料分析

張會(huì)彥，嚴(yán)丹，奚小瑾，成璇，喬榮川

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小口徑望遠(yuǎn)鏡對(duì)Triton的觀測(cè)與資料分析

張會(huì)彥1,2,3，嚴(yán)丹1,2,3，奚小瑾1,2,3，成璇1,2,3，喬榮川1,2

（1. 中國(guó)科學(xué)院國(guó)家授時(shí)中心，西安 710600；2. 中國(guó)科學(xué)院精密導(dǎo)航定位與定時(shí)技術(shù)重點(diǎn)實(shí)驗(yàn)室，西安 710600；3. 中國(guó)科學(xué)院大學(xué)，北京 100049）

利用小口徑光學(xué)望遠(yuǎn)鏡對(duì)海王星衛(wèi)星Triton進(jìn)行了試驗(yàn)觀測(cè)，討論了此類觀測(cè)資料的數(shù)據(jù)處理方法，用自主研發(fā)的圖像處理軟件對(duì)觀測(cè)圖像進(jìn)行了歸算并對(duì)結(jié)果進(jìn)行了分析。將此批資料與國(guó)際同類資料進(jìn)行了比較，結(jié)果顯示數(shù)據(jù)達(dá)到預(yù)期精度。試驗(yàn)表明小口徑望遠(yuǎn)鏡可以用來(lái)開展對(duì)較亮天然衛(wèi)星的定位觀測(cè)。

小口徑光學(xué)望遠(yuǎn)鏡；海衛(wèi)一；觀測(cè)與資料分析

0 引言

目前國(guó)際上深空探測(cè)正在以前所未有的速度迅猛發(fā)展，眾多航天工程引發(fā)了人們對(duì)包括太陽(yáng)系小天體在內(nèi)的外空間環(huán)境越來(lái)越多的關(guān)注。隨著大行星衛(wèi)星運(yùn)動(dòng)理論研究工作的不斷深入，對(duì)行星衛(wèi)星動(dòng)力學(xué)模型精度和位置觀測(cè)精度也提出更高的要求。

作為太陽(yáng)系行星衛(wèi)星運(yùn)動(dòng)系列研究的一部分，海王星衛(wèi)星的高精度位置測(cè)定和運(yùn)動(dòng)研究也成為人們極為關(guān)注的重要研究?jī)?nèi)容。

目前利用地面光學(xué)望遠(yuǎn)鏡可觀測(cè)的海王星衛(wèi)星是海衛(wèi)一（Triton）、海衛(wèi)二（Nereid）和海衛(wèi)八（Proteus）。Triton是海王星13顆衛(wèi)星中最大的衛(wèi)星，半徑1352km，質(zhì)量（2.14×1022）kg。Triton較亮，約為13.6等星，而Nereid和Proteus星等暗至近20等，小口徑望遠(yuǎn)鏡很難觀測(cè)，在此不詳述。Triton的軌道是逆行軌道，并且有很高的傾斜角（156.85°）。Agnor和Hamilton指出如此一個(gè)逆行、高傾角軌道意味著Triton可能原來(lái)是在繞太陽(yáng)公轉(zhuǎn)的太陽(yáng)軌道上，后來(lái)被海王星捕獲，有關(guān)研究成果也于2006年發(fā)表于《Nature》上[1-2]。

海王星及其衛(wèi)星系統(tǒng)獨(dú)特的物理及軌道特征受到人們廣泛的關(guān)注，越來(lái)越多的空間探測(cè)及地面、空間觀測(cè)計(jì)劃開始將Triton作為研究目標(biāo)。有關(guān)海王星及其衛(wèi)星的地面觀測(cè)資料，特別是高精度、持續(xù)的位置資料，對(duì)未來(lái)的研究及深空探測(cè)具有舉足輕重的意義。在天然衛(wèi)星軌道研究工作中，對(duì)衛(wèi)星軌道的深入研究都依賴大量高精度的位置觀測(cè)資料。

小口徑光學(xué)望遠(yuǎn)鏡由于口徑小，集光能力弱，其極限探測(cè)星等受限且空間分辨率不高，多數(shù)用在人造衛(wèi)星觀測(cè)及某些科學(xué)研究的實(shí)驗(yàn)觀測(cè)中。本文嘗試驗(yàn)證將我們的小口徑望遠(yuǎn)鏡應(yīng)用于觀測(cè)天然衛(wèi)星上的可能性。

1 觀測(cè)

1.1 觀測(cè)設(shè)備

所謂小口徑光學(xué)望遠(yuǎn)鏡，指口徑小于50cm的望遠(yuǎn)鏡。小口徑光學(xué)望遠(yuǎn)鏡系統(tǒng)一般主要由望遠(yuǎn)鏡、CCD終端設(shè)備及采集數(shù)據(jù)的計(jì)算機(jī)構(gòu)成。本文探討的望遠(yuǎn)鏡系統(tǒng)中采用Celestron公司研制的CGE1400赤道式望遠(yuǎn)鏡，該望遠(yuǎn)鏡為施密特-卡塞格林折反射望遠(yuǎn)鏡，具有集光力強(qiáng)、大視場(chǎng)、像差小等優(yōu)勢(shì)，終端為U9000CCD。本套系統(tǒng)使用的控制望遠(yuǎn)鏡及CCD的軟件均為自主研發(fā)，可以對(duì)望遠(yuǎn)鏡及成像終端設(shè)備實(shí)現(xiàn)良好的控制。該小口徑望遠(yuǎn)鏡系統(tǒng)參數(shù)如表1所示。

表1 觀測(cè)所用小口徑望遠(yuǎn)鏡系統(tǒng)參數(shù)

1.2 觀測(cè)目標(biāo)

為有效地開展觀測(cè)，觀測(cè)之前應(yīng)預(yù)先確定目標(biāo)最佳觀測(cè)時(shí)段，清楚衛(wèi)星與其主星的相對(duì)位置，結(jié)合所使用的望遠(yuǎn)鏡的主要參數(shù)，確定是否可以實(shí)施觀測(cè)，以減小觀測(cè)的盲目性，節(jié)省寶貴的觀測(cè)時(shí)間。

依據(jù)望遠(yuǎn)鏡特性及光學(xué)能力，我們選取了較亮的海王星衛(wèi)星海衛(wèi)一（Triton）作為觀測(cè)目標(biāo)。Triton的視星等在我們使用的光學(xué)系統(tǒng)探測(cè)極限星等范圍內(nèi)，其距主星的平均角距為16′′.6，離主星較遠(yuǎn)，也為使用小口徑望遠(yuǎn)鏡對(duì)其進(jìn)行觀測(cè)提供了可能。觀測(cè)目標(biāo)的相關(guān)信息列在表2中。

表2 觀測(cè)目標(biāo)Triton的相關(guān)參數(shù)

注：月球質(zhì)量=7.3483×1026，數(shù)據(jù)參考于http.mao.kiev.ua/eng/calendar/2013/planets_2913.htm。

我們使用Stellarium軟件預(yù)報(bào)了本次觀測(cè)時(shí)段衛(wèi)星和主星相對(duì)位置的角距，如圖1所示。表明觀測(cè)時(shí)段該2星間距約14′′。由觀測(cè)設(shè)備角分辨率1.23′′/pixel，結(jié)合本系統(tǒng)光學(xué)系統(tǒng)特性，確定是可以實(shí)施觀測(cè)的。

圖1 觀測(cè)目標(biāo)Triton與主星的相對(duì)位置

1.3 觀測(cè)試驗(yàn)

我們于2012年9月13日至19日利用上述配備U9000CCD終端的CGE1400赤道式望遠(yuǎn)鏡對(duì)海衛(wèi)一Triton進(jìn)行了觀測(cè)試驗(yàn)。

1.3.1 觀測(cè)流程

本次觀測(cè)實(shí)驗(yàn)的觀測(cè)流程如下：

1）確定望遠(yuǎn)鏡、CCD處于可工作狀態(tài)，CCD器件經(jīng)制冷至可工作溫度；

2）校準(zhǔn)計(jì)算機(jī)及望遠(yuǎn)鏡時(shí)間，確定計(jì)算機(jī)及望遠(yuǎn)鏡的授時(shí)和守時(shí)系統(tǒng)正常；

3）校對(duì)望遠(yuǎn)鏡零點(diǎn)，確保指向正確，并檢查其機(jī)械跟蹤精度；

4）選擇合適的濾光片，對(duì)于某些主星較亮的目標(biāo)，濾光片可有效去除光暈影響，但同時(shí)也會(huì)降低衛(wèi)星的亮度值，需謹(jǐn)慎使用；

5）選擇合適的像素合并值（Binning），適當(dāng)選用CCD的像素合并功能，可提高暗弱目標(biāo)的信噪比；

6）在合適時(shí)間（晨或昏時(shí)）拍平場(chǎng)圖像，并拍本底（Bias）、暗場(chǎng)（Dark）圖像；

7）據(jù)觀測(cè)設(shè)備、觀測(cè)時(shí)刻的大氣視寧度及目標(biāo)亮度，選擇合適的露光時(shí)間，進(jìn)行拍攝。拍攝時(shí)首先要進(jìn)行目標(biāo)的證認(rèn)，即與證認(rèn)圖結(jié)合確認(rèn)觀測(cè)天區(qū)正確及目標(biāo)位置（一般應(yīng)調(diào)整目標(biāo)至視場(chǎng)中心位置）；

8）實(shí)施正常觀測(cè)。對(duì)于天然衛(wèi)星的觀測(cè)，較易出現(xiàn)主星過(guò)亮，衛(wèi)星在靠近主星位置時(shí)被淹沒(méi)的現(xiàn)象，或過(guò)短的曝光時(shí)間導(dǎo)致衛(wèi)星信噪比過(guò)低，所以要合理選擇曝光時(shí)間，并隨時(shí)注意天氣變化；

9）結(jié)束觀測(cè)，望遠(yuǎn)鏡歸位，回升CCD溫度，整理觀測(cè)數(shù)據(jù)，以備數(shù)據(jù)處理。

1.3.2 位置預(yù)報(bào)

歷表用以確定某觀測(cè)時(shí)刻目標(biāo)的位置，使望遠(yuǎn)鏡指向此位置，進(jìn)行觀測(cè)。歷表可由JPL或IMCCE網(wǎng)站下載。對(duì)于天然衛(wèi)星，有些目標(biāo)軌道周期較長(zhǎng)，其視位置變化較小，可以通過(guò)歷表判斷其位置變化速度，合理安排圖像數(shù)據(jù)采集的間隔。例如在本次試驗(yàn)中我們發(fā)現(xiàn)，Triton在5min左右位置變化0.09′′，而我們預(yù)期定位精度約0.10′′，故我們可以取拍攝時(shí)間間隔為5min或稍大，過(guò)于密集的圖像并不能提高數(shù)據(jù)定位的精度。

1.3.3 證認(rèn)圖

證認(rèn)圖是用以確定所拍攝天區(qū)是否為目標(biāo)天區(qū)的圖像。可根據(jù)各星間相對(duì)位置與觀測(cè)到的圖像進(jìn)行對(duì)比，確認(rèn)觀測(cè)目標(biāo)。如圖2為本次實(shí)驗(yàn)觀測(cè)證認(rèn)圖，視場(chǎng)大小與所使用光學(xué)系統(tǒng)視場(chǎng)相當(dāng)，建議稍大于實(shí)際拍得圖像的視場(chǎng)，大小可參考所使用望遠(yuǎn)鏡的指向精度而定。

圖2 2012年9月14日觀測(cè)目標(biāo)Triton證認(rèn)圖

1.3.4 拍攝參數(shù)設(shè)定

關(guān)于曝光時(shí)間，據(jù)光學(xué)系統(tǒng)、大氣視寧度值、夜天光及天氣狀況等因素的不同而定，應(yīng)在拍攝過(guò)程中觀察CCD圖像中參考星及目標(biāo)星的星象信噪比，并保證衛(wèi)星不會(huì)被主星曝光過(guò)度的光暈所淹沒(méi)，多次嘗試確定最佳曝光時(shí)間。

對(duì)于本次觀測(cè)，我們選取Binning=2，曝光時(shí)間為5s，拍攝時(shí)間間隔為5min，保證目標(biāo)星象的信噪比為10左右。圖3為本次實(shí)驗(yàn)獲取的CCD圖像，圖中標(biāo)示了觀測(cè)目標(biāo)Triton及其主星海王星的相對(duì)位置。

圖3 本次觀測(cè)CCD圖像及目標(biāo)位置

2 數(shù)據(jù)處理

要想獲得高精度的觀測(cè)資料，除了選擇合適的觀測(cè)設(shè)備，還要具備對(duì)這些觀測(cè)資料進(jìn)行適當(dāng)處理的算法和軟件。天文觀測(cè)已經(jīng)實(shí)現(xiàn)了從目視觀測(cè)到照相觀測(cè)再到CCD技術(shù)應(yīng)用的不斷飛躍，人們獲得的觀測(cè)資料數(shù)量和精度都有了明顯的提高，隨之，對(duì)這些高精度觀測(cè)資料的數(shù)據(jù)處理的算法和軟件水平有了更高的要求。

本文在進(jìn)行資料歸算中，使用的是我們獨(dú)立編寫的具有針對(duì)性的ADIAS（automatical CCD digital image astrometrical software，自動(dòng)化CCD圖像天體測(cè)量軟件）軟件，本軟件使用了高精度、高密度的天體測(cè)量星表（UCAC2）[3]以及傳統(tǒng)的底片常數(shù)法進(jìn)行視場(chǎng)定標(biāo)，給出位置信息，結(jié)合目標(biāo)星星歷表，計(jì)算并統(tǒng)計(jì)相關(guān)結(jié)果。本文將2012年9月13至19日間4d利用該小口徑望遠(yuǎn)鏡獲得的海衛(wèi)一的觀測(cè)資料進(jìn)行了處理和分析研究，并將所得觀測(cè)位置和JPL歷表進(jìn)行了比較。

2.1 CCD圖像預(yù)處理

CCD是一個(gè)二維探測(cè)器，獲取的圖像以一個(gè)二維數(shù)組的形式存在，各個(gè)像素分別對(duì)應(yīng)圖像的不同部分。為通過(guò)圖像來(lái)確定參考星及目標(biāo)星的位置、亮度等信息，首先需要對(duì)各像素的暗流和光敏度進(jìn)行測(cè)定并在數(shù)據(jù)處理中作相應(yīng)的改正。

使用與正常拍攝圖像相同的曝光時(shí)間，在全黑的環(huán)境下所拍的圖像中，包含了暗流和本底（系統(tǒng)在沒(méi)有任何輸入時(shí)的輸出電平）。

在保證CCD器件與觀測(cè)時(shí)處于同樣的條件（包括CCD和環(huán)境的溫度以及望遠(yuǎn)鏡指向）下，對(duì)亮度均勻的面光源拍得的CCD平場(chǎng)（Flat）圖像中，各像素間的差異可以認(rèn)為是由各像素靈敏度的不同所引起的[4]。

在觀測(cè)當(dāng)天的黃昏和結(jié)束觀測(cè)的清晨分別拍攝多幅平場(chǎng)，數(shù)據(jù)歸算中進(jìn)行多幅平均的方法獲取平場(chǎng)文件，如若CCD器件性能較高，平場(chǎng)的修正對(duì)于目標(biāo)定位精度的影響很小[5-6]。

2.2 星象識(shí)別及參考星的證認(rèn)與匹配

2.2.1 CCD圖像中的星象識(shí)別

由CCD圖像獲取的天體的圖像是以由光斑均勻疊加形成的圓面的形式存在的，圓面大小取決于當(dāng)?shù)卮髿庖晫幎?，圓面光流量強(qiáng)度從中心向外變化符合二維高斯分布，即

式（1）和式（3）也被稱為觀測(cè)系統(tǒng)的PSF（point-spread function點(diǎn)擴(kuò)散函數(shù)），用來(lái)表述點(diǎn)光源天體經(jīng)過(guò)該觀測(cè)系統(tǒng)在CCD上成像的特性，決定該函數(shù)的因素包含大氣視寧度、望遠(yuǎn)鏡的光學(xué)特性、CCD終端特性以及其他儀器效應(yīng)，是這些因素的卷積[7]。另外，星象大小（即其直徑）與星象輪廓的半極大全寬（FWHM）有如下關(guān)系[4]：

據(jù)此我們?cè)跍y(cè)量和歸算軟件中設(shè)置相關(guān)的的參數(shù)，主要包含測(cè)站、探測(cè)器、計(jì)算、星表和運(yùn)行環(huán)境等項(xiàng)內(nèi)容。

軟件中主要的參數(shù)說(shuō)明如下：

1）CCD圖像的星象半徑：軟件將以此值為半徑，用來(lái)歸算星象中心，要求星象半徑足夠大以能夠完整地表征星象的PSF特性，又要能夠區(qū)分某些距離較近的星象（如雙星），一般情況下，該值根據(jù)圖像星象所占像素?cái)?shù)進(jìn)行設(shè)置，建議值為1.5~3倍的FWHM值。例如對(duì)于本系統(tǒng)，星象FWHM為4.3′′，選擇1.5倍的FWHM值即6.5′′，又已知圖像像素大小1.23′′/pixel，故我們選擇此參數(shù)為5pixels。

2）檢測(cè)星象中心像素最小信噪比：建議選擇4.0~5.0，這樣可以有效地避免檢測(cè)到虛假星象，當(dāng)CCD圖像質(zhì)量較好，且又希望檢測(cè)到較為暗弱的目標(biāo)時(shí)，可將其設(shè)置為3.0。

3）真實(shí)目標(biāo)的最小FWHM值：檢測(cè)到CCD圖像中星象小于此值時(shí)將其作為噪聲處理而不是星象，這樣就避免了對(duì)熱噪點(diǎn)、隨機(jī)背景噪聲及宇宙線作誤判。以本文所使用系統(tǒng)參數(shù)為例，圖像中稍暗弱星象FWHM為3.6，CCD像素大小為1.23′′/pixel，結(jié)合CCD圖像，設(shè)置最小FWHM為2.0pixels，而判斷星象時(shí)最大的FWHM取為之前設(shè)置的星象半徑值。

2.2.2 參考星匹配

參考星匹配即星圖識(shí)別星表的傳統(tǒng)說(shuō)法，Balge，Soosaar和Iuzzalino等人于1969年就開始研究恒星星圖的自主識(shí)別，發(fā)展至今，星圖識(shí)別的方法多種多樣。早期參考星匹配法主要包括直接匹配法、相位匹配法、角距匹配法等，在此基礎(chǔ)上，衍生發(fā)展出了更多方法，如多邊形角匹配法、方位—角—星等匹配法、多邊形匹配法和極點(diǎn)法等，并適用于不同的領(lǐng)域。但是目前在工程運(yùn)用上，三角形匹配法使用最為廣泛[8]。

本文中使用的是UCAC2星表，通過(guò)在星表中按照中心位置，視場(chǎng)大小以及一定星等范圍的標(biāo)準(zhǔn)提取出參考星，然后將其按照某種方式（角—角—角，邊長(zhǎng)1—邊長(zhǎng)2—邊長(zhǎng)3）存儲(chǔ)起來(lái)，用以與在CCD圖像中檢測(cè)到的星象的量度坐標(biāo)位置所建立起的三角形數(shù)據(jù)庫(kù)進(jìn)行比對(duì)、匹配，最終實(shí)現(xiàn)快速、準(zhǔn)確的參考星匹配。

2.3 底片模型選擇及參考星匹配

2.3.1 底片模型原理

照相觀測(cè)是通過(guò)對(duì)拍攝天區(qū)，利用一定的成像系統(tǒng)（望遠(yuǎn)鏡，CCD及相關(guān)組件）通過(guò)心射切面投影，將其投影在一個(gè)平面上，最終通過(guò)光學(xué)系統(tǒng)將其成像在焦平面上。

首先將底片中作為參考星的高精度星表位置歸算至理想平面位置，其轉(zhuǎn)換公式如下：

四常數(shù)模型要求底片中參考星的數(shù)量較少，有2顆參考星就可以滿足解算四常數(shù)底片模型參數(shù)的要求。但是其CCD定位測(cè)量的精度卻會(huì)因?yàn)楹雎粤烁唠A項(xiàng)而降低。適用于理想坐標(biāo)與量度坐標(biāo)兩平面平行，對(duì)應(yīng)坐標(biāo)軸保持平行，量度坐標(biāo)系坐標(biāo)軸的互相垂直且比例尺相等。

六常數(shù)模型在四常數(shù)模型的基礎(chǔ)上，考慮到理想坐標(biāo)與量度坐標(biāo)之間的線性關(guān)系，忽略了某些因素和像差對(duì)量度坐標(biāo)的二次項(xiàng)和高階項(xiàng)的影響。

十二常數(shù)模型在六常數(shù)模型的基礎(chǔ)上，考慮到二次項(xiàng)，但是忽略了高階項(xiàng)的影響。

2.3.2 底片模型選擇

在本試驗(yàn)中，CCD相機(jī)與望遠(yuǎn)鏡赤經(jīng)、赤緯軸的平行是通過(guò)手動(dòng)調(diào)整的，存在人為誤差，使得量度坐標(biāo)軸與理想坐標(biāo)系軸不能保證嚴(yán)格平行，另外，望遠(yuǎn)鏡光學(xué)特性存在像差，以及觀測(cè)站周邊的光污染等現(xiàn)象，使底片情況更加復(fù)雜。

圖4（a）給出了利用本系統(tǒng)獲取的圖像，并對(duì)圖像的單像素光流量值進(jìn)行了等高線標(biāo)示，圖4（b）給出了該幅CCD圖像平行軸的中線位置上所有像素的光流量值，圖4（c）給出了該幅CCD圖像平行軸的中線位置上所有像素的光流量值。由圖4（a）~圖4（c）可以看到該系統(tǒng)底片存在一些問(wèn)題，四常數(shù)模型在這種情況下很難滿足我們的精度要求，所以在底片模型的選擇上我們采用其他幾種常數(shù)模型來(lái)進(jìn)行比較，然后確定最終使用的模型。

圖4 圖像背景光流量等高線及X，Y軸光流量

分別使用六常數(shù)（一階），十二常數(shù)（二階），二十常數(shù)（三階），三十常數(shù)（四階）來(lái)建立參考星星表位置與量度坐標(biāo)間的關(guān)系，檢測(cè)視場(chǎng)內(nèi)星象數(shù)量一般為40~60顆不等，剔除殘差大于0.3′′的星象，最終我們選用其中35~40顆作為參考星，參與底片模型的建立。圖5給出這些參考星的殘差矢量分布圖（為清晰可見(jiàn)，圖中的殘差矢量做了等比例放大），4種底片模型所得標(biāo)準(zhǔn)偏差分別為：1=0.077′′，2=0.069′′，3=0.080′′，4=0.074′′。

圖5 4種底片模型中使用的參考星的殘差分布圖

綜合考量上述情況，對(duì)于該套光學(xué)系統(tǒng)而言，4種底片模型均能基本滿足求解位置的精度需求，我們選取十二常數(shù)法作為本光學(xué)系統(tǒng)的最佳底片模型。

2.4 目標(biāo)星的確定

在我們自主研發(fā)的圖像自動(dòng)處理軟件中，對(duì)于自動(dòng)檢測(cè)天然衛(wèi)星目標(biāo)星象，存在一些困難，原因主要有以下幾方面：

1）由于目標(biāo)星等暗弱，在底片圖像中信噪比低，影響星象的檢測(cè)，另外雖然距離主星有一定角距，但是仍然會(huì)受到主星光暈的影響；

2）目標(biāo)運(yùn)動(dòng)速度慢，同時(shí)主星也存在一定運(yùn)動(dòng)，目標(biāo)位置變化不足以支持用檢測(cè)圖像中運(yùn)動(dòng)目標(biāo)的方法自動(dòng)進(jìn)行檢測(cè)、定位；

3）目標(biāo)星離主星較近，并且一些天然衛(wèi)星可能被主星光暈淹沒(méi)，對(duì)觀測(cè)目標(biāo)（天然衛(wèi)星）中心高精度的定位存在一定難度[10]。

本文中我們選擇了批處理、手動(dòng)尋星的方法來(lái)確定目標(biāo)，結(jié)合本批觀測(cè)資料中目標(biāo)距離主星較遠(yuǎn)，所以選用重心法來(lái)確定目標(biāo)的中心。對(duì)于天氣較差時(shí)，目標(biāo)的信噪比（SNR）值僅為4~5，而天氣較好，Triton離主星較遠(yuǎn)時(shí)的觀測(cè)數(shù)據(jù)中，其信噪比（SNR）值為10或者更高。

3 數(shù)據(jù)結(jié)果及精度分析

3.1 觀測(cè)數(shù)據(jù)結(jié)果與JPL歷表的比較

觀測(cè)目標(biāo)公轉(zhuǎn)周期為5.8d。本次觀測(cè)時(shí)間跨度為7d，但有觀測(cè)數(shù)據(jù)的時(shí)間共4d，分別為2012年9月13、14、18、19日。為檢驗(yàn)觀測(cè)資料的精度，我們將觀測(cè)結(jié)果與JPL歷表中給出的Triton的位置進(jìn)行了比較。按照時(shí)間序列分別給出赤經(jīng)、赤緯方向的殘差圖（圖6）。

圖6 赤經(jīng)、赤緯方向的殘差（2012-09-13/09-19）

對(duì)于以上4d觀測(cè)結(jié)果（-）的統(tǒng)計(jì)結(jié)果示于表3。我們可以看到，觀測(cè)資料的平均精度優(yōu)于0.1′′，達(dá)到我們預(yù)期的精度。

表3 觀測(cè)結(jié)果（-）的平均值和標(biāo)準(zhǔn)偏差

3.2 與國(guó)際同類歷史觀測(cè)數(shù)據(jù)精度比較

Veiga等在1996年曾提到自從海衛(wèi)一發(fā)現(xiàn)以來(lái)的2000幅觀測(cè)圖像中只有不到400幅的位置精度高于0.15′′。我們2007年的論文[11]提供了作者使用大型光學(xué)望遠(yuǎn)鏡獲得的943幅海衛(wèi)一的位置圖像，其衛(wèi)星位置測(cè)定精度達(dá)到0.04′′，居目前該類資料的最高水平。為了使讀者更清楚地了解本文給出的結(jié)果與同類歷史觀測(cè)數(shù)據(jù)的精度比較，我們給出先前對(duì)IMCCE的天然衛(wèi)星數(shù)據(jù)庫(kù)收集的主要數(shù)據(jù)進(jìn)行的計(jì)算和統(tǒng)計(jì)結(jié)果[12]，見(jiàn)表4。由表4可以看出本文使用小口徑光學(xué)望遠(yuǎn)鏡所得到的觀測(cè)資料已經(jīng)具有相對(duì)較高的精度，此批觀測(cè)資料對(duì)于今后海衛(wèi)一軌道參數(shù)的確定具有十分重要的價(jià)值。

表4 國(guó)際上主要?dú)v史觀測(cè)資料的統(tǒng)計(jì)

注：1）-（OBS-JPL）為觀測(cè)資料與JPL歷表比較的結(jié)果。

4 結(jié)論

本文在使用小望遠(yuǎn)鏡對(duì)GEO衛(wèi)星進(jìn)行位置測(cè)定和軌道研究的基礎(chǔ)上，結(jié)合使用多架大型望遠(yuǎn)鏡對(duì)天然衛(wèi)星觀測(cè)的經(jīng)驗(yàn)，在海王星沖日期間，嘗試使用小口徑光學(xué)望遠(yuǎn)鏡對(duì)較亮天然衛(wèi)星（Triton）進(jìn)行觀測(cè)。詳細(xì)討論了此類觀測(cè)資料的數(shù)據(jù)處理方法，用自主研發(fā)的自動(dòng)化CCD圖像天體測(cè)量軟件（Adias）對(duì)觀測(cè)圖像進(jìn)行了歸算，并將數(shù)據(jù)結(jié)果與JPL歷表進(jìn)行比較，分析了其資料精度。數(shù)據(jù)表明此試驗(yàn)觀測(cè)的（-）的標(biāo)準(zhǔn)差優(yōu)于0.1′′。結(jié)合對(duì)近些年國(guó)際上獲取的同類目標(biāo)觀測(cè)數(shù)據(jù)的計(jì)算統(tǒng)計(jì)，表明本文的觀測(cè)資料精度是相對(duì)較好的。這不但驗(yàn)證了小口徑光學(xué)望遠(yuǎn)鏡用于天然衛(wèi)星觀測(cè)的可能性，同時(shí)也檢驗(yàn)了自主研發(fā)的Adias軟件的可靠性。今后我們將繼續(xù)使用小口徑光學(xué)望遠(yuǎn)鏡在時(shí)間允許的情況下開展對(duì)其它行星的天然衛(wèi)星的觀測(cè)，以豐富高精度的觀測(cè)資料，進(jìn)一步改進(jìn)大行星衛(wèi)星的軌道精度，為深空探測(cè)提供研究基礎(chǔ)。

致謝 衷心感謝中國(guó)科學(xué)院國(guó)家授時(shí)中心沈凱先研究員對(duì)本文工作提供的有益指導(dǎo)。感謝中國(guó)科學(xué)院上海天文臺(tái)于涌博士在圖像處理和程序編調(diào)方面給予的大力協(xié)助。

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Observing Triton with small-aperture telescope and data analysis

ZHANG Hui-yan1,2,3, YAN Dan1,2,3, XI Xiao-jin1,2,3, CHENG Xuan1,2,3, QIAO Rong-chuan1,2

（1.National Time Service Center, Chinese Academy of Sciences, Xi′an 710600, China;2. Key laboratory of Precision Navigation and Timing Technology, National Time Service Center,Chinese Academy of Sciences, Xi′an 710600, China;3. University of Chinese Academy of Sciences, Beijing 100049, China）

The Triton, one of the Neptune′s satellites, has been observed experimentally by using a small-aperture optical telescope. The processing method for these observation data is discussed in this paper. The observed images have been reduced and analyzed with the software developed independently by our team. Compared with the international observation results that have been published, these observations have been verified to be of high precision and reach the expectant precision. The result presented above just verifies the feasibility of using a small-aperture telescope for location-determination of some brighter natural satellites.

small-aperture optical telescope; Triton; observation/data-analyses

P111.2

A

1674-0637(2014)02-0119-10

2013-09-06

國(guó)家自然科學(xué)基金資助項(xiàng)目（11173027）

張會(huì)彥，女，博士研究生，主要從事衛(wèi)星軌道理論研究與應(yīng)用。