行星(月球)自轉(zhuǎn)監(jiān)測望遠(yuǎn)鏡的原理樣機地面驗證實驗*

孫立早 于 涌 黃乘利 齊朝祥 唐正宏 趙銘

(1中國科學(xué)院上海天文臺上海200030)

(2中國科學(xué)院大學(xué)天文與空間科學(xué)學(xué)院北京100049)

(3中國科學(xué)院行星科學(xué)重點實驗室上海天文臺上海200030)

1 簡介

太陽系類地行星和月球雖然已有很長的觀測歷史,但是人類還遠(yuǎn)沒有充分了解它們的屬性,特別是對深內(nèi)部結(jié)構(gòu)和物理性質(zhì)等問題的認(rèn)識仍然十分不確定.行星(月球)內(nèi)部物質(zhì)的密度分布和動力學(xué)機制是決定它們空間運動的關(guān)鍵因素之一,因此比目前精度更高的行星自轉(zhuǎn)(月球物理天平動)觀測資料將有助于突破行星(月球)科學(xué)研究中的瓶頸.對于距離地球最近的月球,本文研究團(tuán)隊提出用行星(月球)自轉(zhuǎn)監(jiān)測望遠(yuǎn)鏡(Planetary/Lunar Rotation Monitor,PRM)對月球物理天平動進(jìn)行現(xiàn)場(in-situ)高精度觀測[1–2].

盡管該望遠(yuǎn)鏡的科學(xué)目標(biāo)是安放在月球表面監(jiān)測月球天平動,但是為了在理論研究和計算機模擬以外開展觀測原理和設(shè)備方案的研究工作,考慮到地球自轉(zhuǎn)與月球自轉(zhuǎn)在起源和規(guī)律上具有相似性,且地基與月基兩種情形對大部分觀測誤差來源也有共通性,研制原理樣機并開展地基觀測實驗是有效途徑之一.從2017年年初起,本文研究團(tuán)隊定址國家天文臺興隆觀測站開展這項工作,本文的敘述也將兼顧月球與地球兩種情形.

本文第2節(jié)將對實驗情況作介紹;第3節(jié)主要討論實測資料的天文處理方法以及用觀測資料研究地球自轉(zhuǎn)變化的初步結(jié)果;第4節(jié)將分析討論觀測中存在的問題以及對月基觀測的啟示.

2 觀測原理及望遠(yuǎn)鏡樣機

2.1 月基觀測原理簡介

PRM望遠(yuǎn)鏡是一臺可以同時觀測3個不同天區(qū)的月基光學(xué)望遠(yuǎn)鏡,它通過置于光路最前端的3面反射鏡組(如圖1)實現(xiàn)匯集3個天區(qū)星光的功能,使得每個視場的星象經(jīng)對應(yīng)鏡面反射后都可以沿望遠(yuǎn)鏡主光軸方向進(jìn)入光學(xué)系統(tǒng),然后僅使用一套光學(xué)系統(tǒng)和一臺CCD(charge coupled device)相機同時接收來自不同天區(qū)的星象.由于多個觀測視場將平分望遠(yuǎn)鏡的光學(xué)探測能力,選擇觀測3個視場是目前在獲取更多的觀測信息與保持較高的成像質(zhì)量兩個需求之間的平衡.

圖1 反射鏡組示意圖.望遠(yuǎn)鏡主光軸被3面反射鏡組分為3個等效光軸(effective optical axis,EOA).EOA的指向受到反射鏡組幾何構(gòu)型的約束,兩兩EOA指向之間的夾角滿足Pi·Pj=cosξij=const.Fig.1 Illustration of the mirror set.The main optical axis of the telescope is divided into three effective optical axes(EOAs)by the mirror set.The directions of the EOAs(e.g.Pi and Pj)are constrained by geometry of the mirror set and follow Pi·Pj=cosξij=const.

反射鏡組的每個反射面朝向不同的天區(qū),混合成像的同時3個觀測視場之間仍然相互獨立,并且它們的觀測效果與3臺指向相同的等效獨立望遠(yuǎn)鏡完全一致.歸算3視場觀測資料時,用與之等效望遠(yuǎn)鏡的光軸指向(視場中心)作為3視場望遠(yuǎn)鏡對應(yīng)視場的EOA指向,通過視場內(nèi)恒星星象位置的測量確定EOA的指向.由于制造反射鏡組的材料是低熱膨脹(線膨脹率小于10?7K?1)的微晶玻璃,3個EOA之間的夾角將具有很高的熱穩(wěn)定性,以EOA指向Pi和Pj為例,Pi·Pj=cosξij=const.基本角ξij(i,j∈{1,2,3|ij})在數(shù)據(jù)處理中起約束3個EOA指向的作用.

望遠(yuǎn)鏡需要在月球表面穩(wěn)定安裝,之后保持相對月球參考框架(selenographic reference frame)指向不變,于是3個視場EOA的指向?qū)⒁约s27.5 d的周期隨月球自轉(zhuǎn)在天球參考框架(celestial reference frame,CRF)中劃出3條軌跡.在很短的時間跨度內(nèi),3個EOA指向的軌跡近似為3段同心圓弧(圖2),計算圓心的天球坐標(biāo)可以確定月球自轉(zhuǎn)軸在慣性空間中的指向,圓心的運動就是月球的歲差-章動;EOA指向軌跡圓弧3個半徑值的變化是月球自轉(zhuǎn)軸在月球參考框架中移動造成的,即月球的極移.

圖2 觀測原理示意圖.通過EOA指向變化軌跡,計算:月球自轉(zhuǎn)軸在CRF中的指向(ω0),自轉(zhuǎn)軸和EOA(如Pi)之間的夾角(如Γi).EOA在月球參考框架中指向不變(粗線)并隨月球自轉(zhuǎn)在CRF中劃出軌跡.在很短的時間跨度內(nèi),EOA軌跡圓心的位置與月球自轉(zhuǎn)軸重合,月球極移造成自轉(zhuǎn)軸在月球參考框架中的位置變化,極移可以通過軸與EOA之間的夾角變化(Γi,i=1,2,3)測定.Fig.2 Principle of observation.Through observed traces of directions of EOAs,one can calculate:the direction of the rotation axis of the Moon in CRF(ω0),the angles(e.g.Γi)between the rotation axis and the EOA(e.g.Pi).With fixed EOAs in the selenographic reference frame(bold lines)rotating along with the Moon in CRF,during a short period,the common center of the three EOA traces coincides with the rotation axis of the Moon.Change of the position of the rotation axis of the Moon in selenographic frame(i.e.,the polar motion)can be determined through variations ofΓi(i=1,2,3).

Sun等[3]對月基觀測的原理進(jìn)行了詳細(xì)的研究,本文在此基礎(chǔ)上對原理樣機地面觀測實驗的情況進(jìn)行討論.

2.2 原理樣機設(shè)備情況

地基觀測中的原理樣機按月基觀測原理設(shè)計,其主體以及觀測所需的輔助設(shè)備均置于特制的觀測室內(nèi),觀測室側(cè)面在3個視場各自光路方向上留有開口.原理樣機的結(jié)構(gòu)和光路如圖3,主要組成部分有:(1)頭朝下安裝的180 mm口徑、220 mm焦距光學(xué)望遠(yuǎn)鏡(由福光股份生產(chǎn)),安裝支架的材質(zhì)是殷鋼(in-var steel,一種低熱膨脹的鐵基高鎳合金);(2)鍍銀反射層的3面反射鏡組,由一整塊熱膨脹極低的微晶玻璃加工而成;(3)裝置于望遠(yuǎn)鏡光路末端的Apogee F9000 CCD相機.

圖3 原理樣機結(jié)構(gòu)圖.一臺光學(xué)望遠(yuǎn)鏡頭朝下安裝在支架上,支架底部安裝了一個3面反射鏡組.星光經(jīng)反射后進(jìn)入望遠(yuǎn)鏡光瞳,由安裝在鏡筒末端的CCD相機成像.Fig.3 Illustration of the prototype telescope.An optical telescope is installed upside down on the supporting system,and the mirror set is at the bottom.Star light propagates into pupil of the telescope after being reflected by the mirror surface,and is imaged on the CCD camera mounted at the focal plane.

反射鏡組的使用使得3個地平高度角接近,但是方位角互成120°分布的天區(qū)可同時被觀測到.設(shè)備安裝時確定3個EOA在地平坐標(biāo)系中的指向并在觀測期間保持固定,EOA指向還受到反射鏡組幾何構(gòu)型的約束.原理樣機的基本參數(shù)如表1.

表1 原理樣機基本信息Table 1 Specifications of the prototype telescope

3 觀測及資料處理

2018年1月開展的第1階段觀測實驗旨在研究資料的處理方法.實驗中原理樣機3個視場都處于凝視觀測狀態(tài),為了避免星象拖尾,bin1模式和bin2模式的曝光時間分別為0.5 s和1 s.圖4是原理樣機混合有3視場星象的一幅觀測圖像,從中無法直接確定星象所歸屬的視場.

圖4 原理樣機實測圖像示例(視場中心局部)和計算機模擬不同觀測波長的星象成像.受增加一次光線反射所引起的像差(光程差)和反射鏡組及望遠(yuǎn)鏡的光學(xué)加工誤差等因素的綜合影響,合焦?fàn)顟B(tài)下星象形狀為非圓形.Fig.4 Sample of the image by the prototype telescope(extracted from the center of the original image)and the computational simulated image at different wavelengths.Profile of the well focused star image is affected by both the aberration raised from the extra light reflection and error in manufacture of the optical system and the mirror set.The star after focusing is not in circle shape.

對3視場望遠(yuǎn)鏡每一幅實測圖像的處理過程首先是進(jìn)行經(jīng)典的圖像天文處理作為后續(xù)工作的基礎(chǔ),而后從3視場混合圖像中分別找到屬于各個視場的星象(星象區(qū)分)繼而對各視場獨立進(jìn)行后續(xù)處理,最后歸算得到每個視場EOA指向的天球坐標(biāo).處理流程如圖5所示.

3.1 圖像天文處理

CCD圖像的天文處理主要包括:扣除暗流和本底、平場改正、星象信號提取和定位.其中,平場改正采用的方法是中值濾波法[4],無需拍攝清晨或黃昏的天空.星象提取是通過連通域算法[5]將星象信號從背景噪聲中提取出來.由于星象形狀不圓,確定星象能量分布中心采用的算法是2維修正矩方法[6].

圖5 觀測資料處理流程圖Fig.5 Pipeline of image processing

3.2 星象區(qū)分

3視場望遠(yuǎn)鏡共用同一個望遠(yuǎn)鏡和CCD相機接收來自3個不同觀測視場的星象,且來自不同視場的星象在單幅圖像上的位置分布沒有特異性.然而3個EOA在地固參考框架中的指向不同,不同視場星象周日運動角速度相同但線速度不同,投影到CCD靶面上看,各個視場中星象在前后圖像之間位移的大小和方向?qū)⒋嬖诓町?因此可以據(jù)其運動規(guī)律認(rèn)證星象歸屬視場1Sun L Z,Huang C L,Yu Y,et al.in preparation,2021.

預(yù)先統(tǒng)計的各視場星象運動規(guī)律如表2.由于觀測視場范圍較大,其涵蓋的赤緯范圍大,使得視場中所有星象的移動速率存在一個區(qū)間范圍.3個觀測視場中的視場1和視場3指向赤緯較低,視場內(nèi)星象運動軌跡基本呈直線,移動規(guī)律較一致;視場2的指向靠近北極,星象周日運動軌跡半徑小,視場范圍內(nèi)星象運動規(guī)律復(fù)雜因而需放寬運動規(guī)律的閾值.

表2 星象區(qū)分中使用的星象運動規(guī)律約束條件Table 2 Constraints on the motion behavior of star images in FOV recognition of stars

在兩幅先后拍攝的圖像中每次各取一顆星并計算它們在CCD靶面上的距離,若位移量符合某一視場的運動規(guī)律則將其記入該視場,遍歷所有前后兩顆星的組合即可完成星象區(qū)分.如圖6,各個視場星象移動方向和速率的差異越顯著,則越有利于星象區(qū)分.這樣的區(qū)分方法使得每個視場的區(qū)分結(jié)果中不會遺漏屬于該視場的星象,但是可能誤將其他視場星象納入其中,這種概率會隨著星場密度的提高而增加.

圖6 實測圖像星象歸屬視場區(qū)分示例以及星象在前后3個歷元之間的移動軌跡(根據(jù)實測資料等比例繪制)Fig.6 Illustration of FOV recognition of star images in observation and moving traces of star images within three epochs(equally depicted from observational data)

為了減少區(qū)分錯誤帶來的影響,首先可以在選星過程中根據(jù)望遠(yuǎn)鏡實際觀測能力設(shè)置合理的星等范圍,再通過后續(xù)與星表中相同天區(qū)星象的匹配來排除絕大部分區(qū)分錯誤的星象.仍然存在的誤判目標(biāo)將在之后的底片參考模型歸算中表現(xiàn)為高殘差,通過檢驗并迭代可以有效處理.表3列舉了某一幅觀測圖像的實際處理情況,其中只選擇了8–10等亮度的優(yōu)質(zhì)星象納入最終EOA指向的歸算.

表3 觀測圖像處理中不同步驟所處理星象的統(tǒng)計Table 3 Quantity of stars in successive procedures of image process

3.3 EOA指向歸算

經(jīng)星象區(qū)分處理,3視場望遠(yuǎn)鏡拍攝的每一幅圖像等效為3視場各自獨立觀測圖像之合成,后續(xù)我們對區(qū)分得到的3視場各自的圖像分別進(jìn)行平行的處理和歸算.首先需要計算所有恒星的天球坐標(biāo)(與The Fourth US Naval Observatory CCD Astrograph Catalog,UCAC42星表匹配),其原理是搜索星表并通過一簇星象相互位置關(guān)系的特征匹配視場內(nèi)星象與星表中對應(yīng)星象(子圖同構(gòu)[7]).

引起星象觀測位置偏離星表位置的天文學(xué)效應(yīng)包括自行、視差、光行差和光線引力偏折等,它們也將以相似的形式存在于月基觀測之中.地基光學(xué)觀測精度的最大制約是大氣折射對星象位置的影響,考慮地球歲差-章動,我們采用大氣密度隨海拔高度變化且徑向?qū)ΨQ分布的大氣模型(普爾科沃模型),根據(jù)實測氣溫和氣壓可以修正每個星象的天頂距[8].

由于3視場望遠(yuǎn)鏡焦距短且視場大,拍攝的圖像光學(xué)畸變顯著,同時星象數(shù)量較多,因此選擇分別對3個視場(FOV1、FOV2、FOV3)擬合20參數(shù)底片歸算模型(表達(dá)式見Kovalevsky等[8])來描述星象在底片上位置與其天球理想坐標(biāo)之間的關(guān)系,并計算中央像素點的天球坐標(biāo)作為每個視場EOA指向的天球坐標(biāo).以2018年1月8日為例,3個視場底片參考模型擬合的中誤差分別為1.22′′、1.29′′和1.50′′,誤差的大小衡量了測量星象位置的平均精度,反映了光學(xué)成像質(zhì)量的高低.為了對所有資料統(tǒng)一在GCRS(Geocentric Celestial Reference System)中研究EOA的指向變化,還需要將EOA指向轉(zhuǎn)換到GCRS中.

3.4 地球自轉(zhuǎn)軸指向的解算

獲得EOA指向變化觀測資料后,我們嘗試解算每個觀測日中間歷元地球自轉(zhuǎn)軸在天球參考系中指向的坐標(biāo).通過與理論值比較,對原理樣機觀測精度與觀測誤差進(jìn)行分析研究.

相比觀測精度,固體潮和海潮負(fù)荷引起的傾斜(至少比觀測精度小1個數(shù)量級)不足以在EOA指向觀測資料中得以體現(xiàn),因此認(rèn)為EOA的指向在地固參考框架內(nèi)保持不變并在觀測期間隨地球自轉(zhuǎn)在恒星背景中劃出軌跡(如圖7所示).

圖7 一晚觀測期間3個EOA在天球中指向變化示意,3條軌跡近似處于互相平行的平面上,3個平面共同法向量的指向與觀測期間地球自轉(zhuǎn)軸的平均指向一致.綠:EOA1,紅:EOA2,藍(lán):EOA3.Fig.7 Illustration of change of the three EOAs’directions in observation during one night.The three traces are on surfaces approximately parallel to each other.The common normal of the surfaces coincides with the mean direction of the rotation axis of the Earth.Green:EOA1,Red:EOA2 and Blue:EOA3.

地球自轉(zhuǎn)軸在每晚觀測期間(持續(xù)若干小時)的指向變化相比原理樣機的觀測精度也很小(變化一般不足10 mas),若暫時忽略則3個EOA每晚劃出的弧段將處于3個互相平行的平面上,于是觀測期間地球自轉(zhuǎn)軸的平均指向與3個平面共同法向量的指向一致,解算方程是:

其中(xi,t,yi,t,zi,t)是觀測歷元3個EOA在天球坐標(biāo)系中指向的直角坐標(biāo),是資料時間跨度內(nèi)地球自轉(zhuǎn)軸在天球坐標(biāo)系中指向的平均位置.Di=cosΓi是3個EOA(Pi)與自轉(zhuǎn)軸(ω0)夾角(Γi)余弦的平均值,描述了地球自轉(zhuǎn)軸相對3個EOA的位置.

若資料時間跨度長且觀測精度高,需要將長序列分解為若干短的采樣片段分別解算,這樣可以測量資料時間跨度內(nèi)自轉(zhuǎn)軸的移動[3].

對2018年1月以bin1模式拍攝的觀測資料進(jìn)行試算.取16:00–19:00UTC的資料段計算中間歷元地球自轉(zhuǎn)軸指向的天球坐標(biāo)(O),理論值(C)來自國際天文學(xué)聯(lián)合會(IAU)推薦的標(biāo)準(zhǔn)模型:IAU2006歲差模型和IAU2000章動模型的理論計算,并附加IERS EOP(International Earth Rotation and Reference Systems Service,Earth Orientation Parameters)14C04序列公布的天極位置偏差3www.iers.org/IERS/EN/DataProducts/EarthOrientationData/eop.html.(來自甚長基線干涉VLBI的觀測,在2018年1月的觀測日中最大不超過0.5 mas),過程中使用了IAU SOFA(Standards of Fundamental Astronomy)庫4www.iausofa.org.的標(biāo)準(zhǔn)計算程序.計算O和C之間的角距離(O?C),結(jié)果顯示偏差平均約1′′,如表4.

表4 2018年1月期間計算地球自轉(zhuǎn)軸在天球坐標(biāo)系中的指向Table 4 The direction of the rotation axis of the Earth in celestial sphere observed during January 2018

4 觀測實驗質(zhì)量分析

4.1 情況分析

對于兩種不同的像素合并(binning)模式,bin1模式下對星象采樣更充足,空間分辨率更高,但圖像數(shù)據(jù)量大;bin2模式可以適當(dāng)延長曝光時間以獲得更暗的極限星等和更高的成像穩(wěn)定性,但可能降低單星定位精度.在星象不拖尾的情況下,原理樣機3個視場觀測的極限星等可暗于12.5等(對應(yīng)信噪比SNR=5),但是歸算中一般取8–10等范圍內(nèi)的優(yōu)質(zhì)星象.

造成星象形狀不圓的原因與在望遠(yuǎn)鏡光瞳前對光線增加的一次反射有關(guān),也可能與單個觀測視場所使用反射鏡面形狀非對稱(扇形)有關(guān).星象中不同波長光線在到達(dá)接收端時將存在光程差(像差的一種形式),與反射鏡面以及望遠(yuǎn)鏡的光學(xué)加工誤差合并后造成星象形狀偏離圓形.理論上通過限制觀測波長的范圍可以降低光程差的影響,但是在短曝光情況下額外衰減星光強度對觀測更為不利,因此需要在未來對光學(xué)設(shè)計進(jìn)行全面優(yōu)化.

目前采用2維修正矩方法分別對bin1和bin2模式下星象測量其中心位置坐標(biāo)的精度均約等于相應(yīng)binning模式下像元尺度的1/10,主要受制于星象形狀存在的問題以及采樣率不足.

望遠(yuǎn)鏡初始焦距調(diào)整的依據(jù)是將星象的半峰全寬(FWHM)盡可能調(diào)至最小,使星象成像達(dá)到最銳利的狀態(tài).除了像質(zhì)存在明顯變化的情況,一般在觀測期間不作焦距調(diào)整.觀測的過程基本可以全自動進(jìn)行,對條件以及人工的依賴性很低.兩次連續(xù)曝光之間的時間間隔可以進(jìn)行調(diào)整,使得控制圖像總量的情況下時間跨度可調(diào).考慮到封閉的觀測室在打開后存在平衡內(nèi)外溫差的過程,除了在觀測準(zhǔn)備過程中提前預(yù)留時間,觀測初期的資料也可能受其影響而不宜納入歸算,因此一般最佳觀測窗口在15:00–20:00UTC.

4.2 誤差研究

原理樣機的光學(xué)系統(tǒng)是普通商業(yè)望遠(yuǎn)鏡,通用化的設(shè)計和制造對進(jìn)一步提高觀測精度制約頗大,溫度變化引起的形變是本原理樣機觀測中除大氣折射以外制約觀測精度的最主要因素.

觀測中若EOA的指向不穩(wěn)定,會使觀測所得EOA指向在CRF中的變化不能準(zhǔn)確反映地球自轉(zhuǎn)變化.提取EOA指向誤差數(shù)據(jù)的方法是將每個觀測歷元EOA指向在GCRS中的坐標(biāo)P(α,δ)(α為赤經(jīng),δ為赤緯)轉(zhuǎn)為地平坐標(biāo)系中的坐標(biāo)P′(A,h)(A為方位角,h為俯仰角),具體方法是:

其中Ri(i=1,2,3)表示繞坐標(biāo)系3個軸的旋轉(zhuǎn)矩陣,P N(t)是歲差-章動矩陣,ERA是地球自轉(zhuǎn)角,?λ與??分別是極移對臺站經(jīng)度和緯度的影響,它們都可以通過IAU標(biāo)準(zhǔn)程序庫SOFA計算,其中使用了IAU2006歲差模型和IAU2000章動模型,極移序列來自IERS EOP 14C04.(λ,?)是觀測臺站在ITRF(International Terrestrial Reference Frame)中的坐標(biāo).

以2018年1月8日為例,計算發(fā)現(xiàn)3個視場EOA在觀測期間存在整體指向變化.其中南北方向的傾斜量比較顯著(如圖8),與期間氣溫變化相比約滯后1 h,表明熱形變是引起整體指向變化的因素之一.

由于原理樣機沒有全部采用低熱膨脹材料,因此一旦存在溫度變化就可能導(dǎo)致觀測設(shè)備熱脹冷縮.白天日曬會引起觀測室內(nèi)高溫,而夜間觀測時氣溫較低,為了避免打開觀測室時溫度快速變化對觀測的直接影響,需要預(yù)留充分的熱平衡時間.另外,由于望遠(yuǎn)鏡鏡體封閉且內(nèi)充氮氣,內(nèi)部溫度平衡的過程理論上要緩慢很多,我們觀測到兩兩EOA指向之間夾角的計算值和圖像底片比例尺在觀測窗口內(nèi)前3 h有顯著變化(圖9),這可能是望遠(yuǎn)鏡內(nèi)部組件在消散白天蓄熱的過程中發(fā)生形變,并引起了光學(xué)參數(shù)變化.當(dāng)熱平衡趨于緩和,EOA指向的穩(wěn)定性會隨之提高,因此16:00–19:00UTC的觀測資料質(zhì)量為1 d內(nèi)最佳.若進(jìn)一步考慮夜間觀測過程中的溫度變化,由于氣象因素不可控,采用一些溫控措施可能會對提高觀測精度有幫助.

圖8 2018年1月8日觀測期間望遠(yuǎn)鏡3個EOA整體指向變化的南北分量和氣溫.整體指向變化有隨溫度變化并滯后約1 h的現(xiàn)象.左側(cè)坐標(biāo):3個EOA整體指向變化的南北方向分量θ2(′′),右側(cè)坐標(biāo):氣溫(°C).Fig.8 Entire change of three directions of EOAs in North-South direction and temperature during observation on the 8th January 2018.Directions of EOAs change with temperature.The time lag between temperature change and the telescope’s response is about 1 hour.Left:entire change of directions of EOAs in North-South directionθ2(′′).Right:temperature(°C).

圖9 2018年1月8日觀測期間兩兩EOA指向之間夾角的變化(左)與底片比例尺變化(右).顯示望遠(yuǎn)鏡內(nèi)部的熱平衡過程可能持續(xù)至13:00UTC.Fig.9 Change of the angles among EOAs(left)and change of the plate scale(right)during observation on the 8th January 2018.It reveals thermal exchange in the inner of the telescope continues until about 13:00UTC.

5 總結(jié)與討論

通過原理樣機觀測實驗和資料分析測得了地球自轉(zhuǎn)軸的指向,證明3視場觀測技術(shù)和資料處理及歸算方法的可行性.目前的觀測精度一方面受制于大氣折射對地面光學(xué)觀測的影響,另一方面受制于原理樣機非月基觀測設(shè)備的正樣,即它的設(shè)計和制造中存在許多影響觀測質(zhì)量的不足之處.

短焦距望遠(yuǎn)鏡光學(xué)分辨能力低并且對星象的采樣也不足,目前直接阻礙了星象測量精度的提高,也使得無法開展特殊形狀星象的研究.光程差所導(dǎo)致的星象形狀問題在目前的技術(shù)中還不能實現(xiàn)用一個改正鏡對3視場的光程差同時進(jìn)行補償,而2維修正矩定心方法對星象形狀的敏感也間接影響了觀測的穩(wěn)定性.

原理樣機所用商業(yè)望遠(yuǎn)鏡的熱穩(wěn)定性指標(biāo)與觀測需求存在較大的差距,其中熱形變會直接改變望遠(yuǎn)鏡的指向.當(dāng)與原理樣機存在的光學(xué)性能缺陷合并時,形變問題通過成像質(zhì)量和參數(shù)變化對觀測產(chǎn)生的間接影響亦不容忽視.望遠(yuǎn)鏡光學(xué)參數(shù)變化導(dǎo)致兩兩EOA指向之間夾角變化的物理機制尚未完全明確,一種解釋是光線在系統(tǒng)內(nèi)的傳播路徑受鏡片位移和形變的影響而變化[9],使EOA在靶面上的對應(yīng)點發(fā)生位移,而歸算時采用的對應(yīng)點仍然是靶面中心點,這樣會引起每個視場EOA指向的歸算出現(xiàn)偏差.

以上的討論對下一代PRM望遠(yuǎn)鏡樣機的研制具有寶貴的參考價值.采用焦距更長的望遠(yuǎn)鏡可以有效解決星象空間分辨率和采樣率不足的問題.對整個觀測系統(tǒng)作一體化的定制設(shè)計,包括機械和光學(xué)兩方面,將更好地控制形變的發(fā)生、減少光學(xué)誤差的影響.除了已經(jīng)確認(rèn)存在的問題外,還可以適當(dāng)增加輔助監(jiān)測措施以進(jìn)一步明確觀測誤差的性質(zhì),如實時檢測傾斜和光學(xué)焦距變化等.

積累經(jīng)驗并更新設(shè)計從而助力在未來正式的月基觀測中實現(xiàn)預(yù)期的觀測精度和科學(xué)目標(biāo),這正是本代原理樣機研制和地面驗證實驗的目的所在.

致謝感謝國家天文臺興隆觀測站對原理樣機觀測工作的支持.