光电等高仪I型的国际合作总结

光电等高仪I型的国际合作总结
摘 要
中国科学院陕西天文台和俄罗斯东西伯利亚物理技术和无践电测量研究所之
问所进行光电等高仪I型的国际合作持续了5年，共完成3个纲要的观测。根据
这些观测资料．鳊算出包括817颗星的无赤蚌盲区的等高仪星表和24颗射电星的
星表。在此对不同的系统差进行了分析。 转速表| 压力表| 压力计| 真空表| 硬度计| 探伤仪| 电子称| 热像仪| 频闪仪| 测高仪| 测距仪| 金属探测器| 试验机|
l 前言
中国科学院陕西天文台和俄罗斯东西伯利亚物理技术和无线电测量研究所之间所进行
的光电等高仪国际合作项目．于1995年11月初正式在伊尔库茨克开始观测。由于双方的
努力，此项合作于1997年11月升级为两国政府之间的科技合作项目之一。此项合作于
2000年5月底结束，时间跨度为5年。由于受俄罗斯海关问题的影响．我们的光电等高仪
不得不于1997年底运回国内而后又复运出国，因而中断观测6个月。所以实际上有效观测
为49个月。在此期间．我们共完成了3个纲要的观测．共观测了777个晴夜．获得2763组
有用资料。这些高精度的资料不仅为俄罗斯国家时间服务系统做出了明显的和有价值的贡
献，而且利用这些资料我们还编制出817颗星的无赤纬盲区的等高仪星表和24颗射电星的
星表．这些星表将另文发表。这种无赤纬盲区的等高仪星表是利用了我们光电等高仪装备
了45‘测角基准(即等高圄的天顶距)和伊尔库茨克高纬度台站(+=52‘．3)相结合的特点.
首次完成的。
2 观测精度分析
不论是对测定地球自转参数而言．还是做星表改进工作，仪器具有优良的性能和较高的
观测精度都是至关重要的。由于我们采用了结构新颖的复合角镜_2J，并采用零膨胀系数的
材料来制做角镜，所以它的稳定性能特别好，这就给仪器的高精度观测提供了一个稳定的标
准。再加上我们的仪器实现了全自动化观测，又装备了光子计数装置，这不仅使观测效率提
高，观测暗星的能力提高，又减轻了观测员的劳动强度，并提高了观测精度。在对仪器个别部件采用局部加热的情况下．仪器可以在一35"(3以下的气温下工作，这使得我们的仪器工作
时间长(冬季可观测12-14小时)，观测晴夜多，获取的资料多。因此，在测定地球自转参数
中，我们一架仪器的权重就相当于俄方仪器平均权重的4倍．也使得与我们合作的研究所测
定地球白转参数的权重占到全俄20余架光学仪器的40％。我们仪器的工作受到俄方及他
们主管部门的好评。
表1列出了我们用光电等高仪I型在与俄合作期间观测的777个晴夜和2763组星的
平均观测精度的情况。由表列值可以看出．几年中在平均观测气温为一6．CC的情况下，单
裹1 观舅精度辞在不同月份里的变化
月份 天数 组数 T P d一 —廿u— —— —— dz
(℃) (mb) ( ) (S) ( ) ( )
1 ．72 346 一加．8 961．7 土0．231 ±0．0050 ±0 070 ±0 039 1 827
2 83 416 —17 6 961．4 土0 216 ±0．0046 ±0．065 土0 036 1．769
3 84 335 —10．7 956．9 土0 201 ±0 0O43 ±0．061 土0 033 1．770
4 65 225 —0．8 952 5 ±0 2伽 ±0 O044 土0．062 ±0．034 1 698
r
5 55 135 6．8 951．1 ±0．2o6 ±0．0045 土0 065 ± 0．035 1，738
6 58 121 10．1 945．0 ±0．204 ±0．0047 土0．O66 ±0 036 1．674
7 ．72 171 14．5 945 3 ±0 188 ±0．0O43 ±0．059 ±0．033 1．784
-
8 61 181 12．5 946．6 土0．190 ±0 0041 ±0．056 ±0．031 1．799
9 46 131 5．4 953．7 土0 199 ±0 0044 ±0．062 ±0．033 1．717
10 52 186 —2．0 956．2 ±0．209 ±0．0045 土0．O64 ±0．035 1．734
ll 60 227 —12．3 959．2 ±0．205 ±0．0043 ±0．061 ±0．033 1．873
，
12 69 289 —15．0 957．9 ±0．222 ±0．0O48 ±0．067 土0 037 1．873
777 2763 —6．6 955．7 ±0．209 ±0 0045 ±0．O64 ±0．035 1 7吕2
星误差的平均达到了±0．209 。如果将我们仪器在z=45 的观测化到通常等高仪在Z=
30‘的观测，此误差仅相当于±0．174 。与国内几个天文台站几架光电等高仪相比，这样好
的观测精度算是名到前茅的。
表2给出了观测精度出现的频次，括弧中的数据为化至30’天顶距上。由表列值同样可
以看出它的精度是能够令人相当满意的。从表上还可以看出，随着观溯时气温的下降，观测
精度也随之降低。
裹2 观舅精度分布的频次
一 一 一
频孜 ( ) T P 也
(℃ ) (rob) ( )
140 ±0．132(0．120) —4 4 956．8 1．776
432 ±0．161(0．134) —2 4 955．5 1．773
845 ±0 191(0．159) —4．7 955．3 1．764
898 ±0．228(0．190) —7．9 955．8 1．790
448 ±0．274(O．2281 —12．3 956．1 1．812

从这些高精度的观测资料中我们也得到了高精度的星表结果。从我们获得的三个纲要
共841颗星的△a和△8改正来看，它们误差的平均为： ： ±0．0021。，咄： ±0．029 。
这个结果可与现代子午环的观测结果相比美 J。
图1表示出第一部观测纲要赤经、赤纬的实测精度，其中曲线1表示赤经( )、曲线2
表示赤纬(Ed)的精度。从图1可见．二者的实测精度与文献[8]中预期的精度曲线吻合得很
好，而且 处所表示的平均精度还有所提高(因为这个纲要的观测时闻比预期的要长的缘
故)。
图1 赤经和赤纬的实测精度
3 某些系统差的分析
对天体测量仪器和其他测量仪器一样．希望仪器的系统差越少越好，越小越好；对已知
的系统差能进行舍理的改正，改正得越彻底越好。为此，我们对仪器有可能存在的几个方面
的系统差进行了分析，其结果如表3、表4和表5所示。
表3 光谱型差的改正和残余误差
～ — —
Corr & CTR N R
(0 001 ) ( ) ( )
l 一l42．1 25．3(S5) 232 0．007 ±0．174
2 一儿3．5 32．t(A2) 417 —0．0O4 ±0．176
3 —31．4 43 4(F3) 283 0 007 ±0 179
4 73．5 54 5(G5) 274 —0．000 ±0 176
5 140．1 61．4(K1) 535 —0．O03 ±0．177
6 2l5．5 71．3(M1) 136 0．001 ±0．174

表4 残差平均与星等的关系
— — ， ，一
N Vm Era
( ) ( )
l 3．1 84 0．I)02 ±0 172
2 4．1 204 —0．002 ±0．172
3 5．0 323 0．004 ±0 171
4 5．7 456 —0．001 ±0 174
5 6．4 367 0 003 ±0 174
6 7．1 236 —0 007 ±O．181
7 8．3 207 0．004 ±0 196
为了减小其他误差对分析上述系统差
的影响，我们首先舍弃了残差在±0．15 以
外的星，因此，实际使用的有效星次为
1877，占总星次的94％ 。表3表明了光谱
型差的改正和残余误差的情况。我们从以
前观测残差的分析中，使用了光谱型差的改
正，其值从BD的一0．180 到M 的0．242 。
从表3可见，改正后的残余误差的平均都在
±0 O1 之内。可见对各种光谱型的改正还
是比较恰当的。从表4可见，残差平均与星
等之间并无明显差异，可以说工作星表不存
在这方面的系统差。但由表4最后一列可
见，在星等暗于gm时，其观测精度有所下
降。表5给出残差平均与方位角之问的关
系。由各方位区间的残差平均都在±0 02"
以内来看，其并未超过各区间的观测精度。
与以前使用FK4、FK5星表所得到的相应
值来看[ t ，表5是不存在方位差的，这说
明以前所发现的方位差是由FK 系列星表
误差所引起。同时由表5还可以看出．近子
午线的星观测精度高于近卯酉圈的星，这是
由于近子午线的星观测时间长于近卯酉圈
的星的缘故。
表5 残差平均与方位角的关系
一 — — 一
A N Va Ea
( ) ( ) ( )
1 32．6 99 0．O02 ±0 167
2 51 6 109 0 004 ±0 184
3 67．0 ll4 0．009 ±0 188
4 79．3 96 0．0l8 ±0 185
5 89．7 101 0 007 ±0．183
6 100．1 79 0 007 ±0．184
7 112．5 ll1 0 00l ±0 180
8 127．0 H 5 —0 002 ±0 l74
9 146 8 119 —0．012 ±0 167
10 213．0 1l0 0．014 ±0 168
11 231．5 92 0 020 ± 0 177
12 245．0 120 0．004 ±0．179
13 258．7 101 —0．018 ±0．1船
14 270．3 108 —0 016 ±0．178
15 281．5 104 —0 017 ±0 176
16 293．7 99 —0．007 ±0 175
17 307．8 102 —0．0O8 ±0 167
18 327．3 98 0 003 ±0 159
4 问题讨论及小结
在过去，由于星表存在着比较大的系统误差、区域性误差和个别位置误差，这些误差又
难以和仪器误差、观测的环境误差(主要是大气所产生的)分离，所以观测精度难以提高。近年来，由于有了高精度的依巴谷星表，使得更深入地研究仪器的系统1晶差和地方(大气)条件
的影响成为可能，这也使得观测资料更精确可靠。
4．1 闭合差
通常在过去用经典光学仪器做星位改正或星表工作时，往往使用连锁法求组改正，然后
把各组独立的观测都归化至一个公共的平均组上。在其归化过程中，遇到一个麻烦就是闭
合差不为零。过去在使用FK系列星表时，往往把它们归结为星表的区域性误差所引起，而
把它们平均(或加权平均)分配到各星组中间。其实，这种组阃差不单是由星表误差所引起，
也和本地的大气条件和仪器误差有关。表6列出了光电等高仪I型在伊尔库茨克观测的第
一纲要的几种闭合差值，每一种闭合差都对应于一种不同的情况。从表6可见，对表中第一、
寰6 第一纲要的几种闭合差K
纲要 K K ％ ％ 工作星表
D
(。) ( ) ( ) (。) ( ) ( )
No．1 0 0127 —0．o33 0 230 ±0．0038 土0．044 ±0．024 依巴谷 老公式
No．1 0．0136 —0．O37 0．130 ±0．0038 ±0．O45 土0．025 依巴谷 新公式
No．1 0．0131 —0．029 0．217 ±0．0041 土0．049 土0．027 FK5 老公式
三行，使用了相同的计算大气折射的公式来计算 ，它们的闭合差不仅数值很相近，而且符
号也一致，但所用工作星表并不相同，使用了依巴谷星表后其闭合差的精度也有所提高。从
二者的闭合差相近，其精度也相差不大来看，说明FK5星表的星位精度并不很坏，同时也说
明使用等高仪这类复盖大天区的仪器，星表的区域性误差对观测结果的影响衰减了很多。
从表6第二行还可以看出，在使用了不同的计算大气折射改正 的公式后，其天顶距的闭差
K 也大大减小，这说明某些闭合差和当地的大气条件及大气折射公式的适用性有着密切的
关系，因为我们仪器的测角基准无论是短期稳定性还是长期稳定性都是足够好的。
表7给出了同在伊尔库茨克观测的三个纲要的闭合差，它们的工作星表都是依巴谷。也
都采用相同的计算 的老公式。从表7可见，它们的闭合差除了第一个纲要的I(v以外，其余
寰7 兰个纲要的闭合差
K l ‰
纲要 工作星表 p_
(‘) ( ) ( ) (。) ( ) ( )
No．1 0 0127 —O．033 0．230 ±O．0038 ±0．O44 土0
．024 依巴各 老公式
No．2 0．0177 0．O64 O．326 ±0．OO44 土0．048 土0 028 依巴谷 老公式
No．3 0．023O 0．048 0 147 ±0．005O ±0 057 ±0． 031 依巴谷 老公式
符号都相同，只是数值并不很接近。它们的测定精度从上至下依次降低，这是由于每个纲要
的观测时间长短不同，观测次数不同所致，它们的观测次数也从上至下依次减少。这些闭合差的产生可以认为主要是本地大气条件的反常变化对观测所造成的误差的累积。可以认为
通过长时期观测的平均，以及对当地大气变化情况的研究和采用更合适的公式来计算 ，
这些闭合差应该可以进一步减小，如表6的第二行dz的闭合差几乎减小了一半。为此我们
决定把三个纲要的资料都重新用新的大气折射公式再计算一遍。
4．2 星等差
从第三节表4的残差与星等关系的统计分析表明，工作星表不存在星等差。但从△n与
星等关系的分析，对亮于3．5等星，却存在着明监的负误差_7】，即星等越亮， 改正越偏负。
这种情况可以用仪器的光学系统所产生的彗差来解释。
(b)
圈2 彗差对波形的影响
(a)东过星和西过星的波形； (b)两星像在光栅中的相对位置
在用光子计数记录两个像(水银像ng和直接像R)的渡形上，对亮星两个像均显示出
向同一方向偏斜，如图2(a)所示。很显然这是由于光学系统所产生的如图2(b)所示的彗差
所造成的。由于在等高观测中，,ng像和R像在光栅中的运动方向恰好相反。而对东过星和
西过星两个像又同时互为反方向运动，故产生了如图2(a)所示的波形，而东、西过星波形向
不同的方向偏斜(图中虚线为正常波形的位置，实线为偏斜了的位置)．且它们的能量分布范
围比理想的星像直径d要犬许多。在这样的情况下，东过星的记录时刻就会提前，而西过星
则会推后。这种记录时刻的变化，反映在观测残差中就是东过星偏负，而西过星则偏正。因
而在表4的统计中(我们使用了所有的东、西过星)，东过星与西过星的残差异常刚好相抵消(如果所有的亮星都是两过的话)，所以，表4并未反映出仪器的这种系统差。但对改正
则不一样了，由于它使用了(M 一M )项．此时对亮星两者的残差异常恰好反映了它们相加
的效果，从而使 的改正里，对亮星存在一个与星等有关的负误差【7 J，且星等越亮误差的
绝对值越大，这与恒星越亮其波形的偏斜越厉害是一致的。
当然这种系统差也是易于克服的，可以用以下几种办法之一：(1)将角镜重新磨平并抛
光；(2)在处理光子计数的资料时，将Hg(或R)资料序列头尾颠倒过来；(3)对亮星的残差分
别加改正；(4)对亮星的 加改正【7 J。这些办法的任何一种都是有效的。
4．3 结论
经典的光学测时、测纬仪器，如等高仪和光电等高仪等，在有了依巴谷星表之后，更易于
分析它们的观测误差和地方大气所引起的误差，因而它的测时、测纬精度还可望提高。因此
这些仪器在现代条件下仍然可对以下两方面的工作做出有益的贡献：(1)用它的高精度的时
间、纬度观测来监测地方铅垂线的变化；(2)观测某些亮于10 的星和射电星，改进依巴谷星
表的白行系统，维持依巴谷星表系统及其与射电参考系的连接。