十三望远镜的指向精度与跟踪精度的测试

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望远镜光学特性参数测量2

四、实验内容和步骤
1．测量望远镜的出瞳直径和出瞳距离 1-标准光阑 2-被测望远镜 3-标准光阑的象 4-测量显微镜 5-导轨
用标准光阑和测量显微镜测量望远镜放大率
把被测望远镜和测量显微镜均固定在导轨上。
调节测量显微镜，使它调焦在被测仪器目镜后的光斑（即出瞳）上，通常测量显微镜使用低倍显微物镜，此时在显微镜中可以见到这个出瞳的象。利用测微目镜测量出分划板上出瞳象的大小，将测得的值缩小（显微物镜放大率）后就是被测望远镜的出瞳直径
望远镜光学特性参数测量装置
视场仪和测量显微镜,望远镜
自准直法调较平行光管
焦距仪测量测量显微镜的物镜倍率
测微目镜
玻罗板
阿贝比长仪测量标准光阑的直径
孔径光阑.视场光阑.出瞳.出瞳距离
物镜框是孔径光阑。这个光学系统的入瞳就是孔径光阑本身（即物镜框）
限制望远镜所能观察到的视场大小的是分划板框，所以分划板框是视场光阑。
3．望远镜的视场
望远镜的视场是指人眼通过该仪器所能见到的物空间的最大范围。
用所能见到的物空间最大范围的边缘向入瞳中心所引的张角的角度值来表示望远镜的物方视场
象方视场用象空间的边缘向出瞳中心所引的张角的角度值来表示
三、实验仪器设备
导轨，被测望远镜，支架，测量显微镜，标准光阑，平行光管，视场仪，游标卡尺
孔径光阑经过它的后方所有光学系统（图中是分划板和目镜）所成的象就是出瞳，
出瞳到目镜最后一个表面的距离就是出瞳距离，
2．望远镜的放大率
望远镜的放大率是指视放大率。
视放大率是指当人眼分别通过望远系统观
察和直接观察同一物体时，在人眼视网膜上成象的大小之比，即
y y
ttgg

望远镜特性参数的测量

测3次平均。
a' b' y
内容
a'
NO.
b'
y
1
2
3
实验目的
➢ 深入了解望远镜的结构。 ➢ 深入了解望远镜的各种光学特性。 ➢ 掌握望远镜的出瞳直径、出瞳距离、放大率、视场等光学
特性参量的基本测量方法。
望远镜结构
分划板
物镜
公
共焦
平
面目镜
望远眼睛放松
入射光束平行出射光束平行
• 望远镜将无限远物体成像在无限远。
➢望远镜物镜的像方焦平面和目镜的物方焦平面重合。 ➢整个系统无焦点。即望远镜是无焦系统。
l
' p
➢ 在钠灯通光窗口绑上微尺作为物，点亮钠灯。
➢ 调待测显微镜高，与微尺等高。调旋钮，使成像清晰。
➢ 调读数显微镜高，与待测显微镜对齐。调目镜
使十字清楚。
➢ 调读数显微镜，使出瞳清晰。
➢ 转动鼓轮水平移动，使竖丝切像二端，之差即
为出瞳直径。
➢ 测3次求平均。
➢ 测出瞳距3次求平均。
内容次数
左边界右边界
D'
内容次数
d1 d2
l
' p
1
1
2
2
3 平均值
3 平均值
显微镜实验任务二：测景深
ቤተ መጻሕፍቲ ባይዱ
➢调节待测显微镜，分别达到能成清晰像的最近和最远位置 P1 和 P2，测量 P1 和 P2 两点位置，即可得到景深Δ。
➢读出通过显微镜目镜所能看到的最大的刻尺范围，此数值即为待测显微镜的线视场的大小。
内容 NO.
实验任务一：测出瞳口径 D '

天文光学望远镜的调校与检测

第3期1998年5月光学技术O PT I CAL T ECHNOLO GYN o.3M ay1998天文光学望远镜的调校与检测李德培(中科院南京天文仪器研制中心,南京210042)摘　要:本文扼要叙述了天文光学望远镜的通用调校步骤与方法,适用于诸如卡氏(Cassegrain)、葛氏(Grego ry)、奈氏(N as m yth)、折轴(Coudé)、施密特(Schm idt)、牛顿(N ew ton)望远镜、…等的光学元件及系统的调校。

对极轴的高度与方位的调整,也给以简要介绍。

本文还概述了对成像质量的检测。

文中以通光口径2.16m天文望远镜为例,给出了光路调整图。

关键词:光学望远镜,光学系统,光轴,调整。

A l ignm en t and testi ng of a stronom ica l optica l telescopeL i D e pe i(N anjing A stronom ical Instrum ents R esearch Centre,Ch inese A cadem y of Sciences,210042)Abstract:In th is paper,the usual alignm ent p rocedure and m ethod of the astronom ical op tical tele2 scopes are described.It app lies to the op tical elem ent and op tical system s as Cassegrain,Grego ry,N as2 m yth,Coudé,Schm idt,N ew ton,etc..T he alignm ent of the po lar axis the testing of i m age quality are also described.F inally,as an examp le,the alignm ent diagram of the clear aperture2.16m astronom i2 cal telescope is given.Keywords:op tical telescope,op tical system,op tical axis,alignm ent. 一、建立主光轴与主镜的调整11由于主镜体积大又重,机械设计时是主镜在主镜室内仅调倾斜而不调平移,依靠中心定位套筒与镜室定位,套筒与主镜中孔柱面为圆环接触,二者的膨胀系数极相近。

天文望远镜的基本光学性能指标

天⽂望远镜的基本光学性能指标　随着我国教育事业的不断发展，作为六⼤基础学科之⼀的天⽂学越来越受到⼈们的重视。

⼀些地⽅的⼤、中、⼩学都先后建⽴了⼩型天⽂台、天象厅，天⽂爱好者的队伍也⽇益壮⼤。

对于天⽂爱好者和从事天⽂科普教学的⽼师来说，拥有⼀架品质优良的科普天⽂望远镜是最基本的要求；经济条件好的单位和个⼈也希望建造天⽂圆顶，配置较为专业的天⽂望远镜和各种先进的终端设备（如CCD照相与传送、处理系统等）。

在天⽂观测的对象中，有的天体有视⾯，有的没有可分辨的视⾯；有的亮度极强，有的⼜极其暗弱；有的运动快速，有的只作周⽇旋转……五花⼋门，千差万别。

观测者应根据观测⽬标和⽬的，选⽤不同的望远镜，或采⽤不同的⽅法进⾏观测。

⼀般说来，普及性的天⽂观测多属于综合性的，要考虑“⼀镜多⽤”。

所以在选择天⽂望远镜时，⼀定要充分了解它的基本性能指标、主要分类和各⾃的优缺点以及如何正确选购、使⽤、维护和保养等基本知识。

提⽰：在阅读以下内容之前，最好先阅读“观赏镜与夜视仪”⽬录下“2.怎选择双筒望远镜”⼀⽂，以掌握相关的基本知识。

天⽂望远镜的基本光学性能指标评价⼀架望远镜的好坏，⾸先要看它的光学性能，其次看它的机械性能（指向精度与跟踪精度）。

光学望远镜的光学性能⼀般⽤下列指标来衡量： 1.物镜⼝径（D）望远镜的物镜⼝径⼀般指有效⼝径，也就是通光⼝径（不是简单指镜头的直径⼤⼩），是望远镜聚光本领的主要标志，也决定了望远镜的分辨率（通俗地说，就是看得清看不清）。

它是望远镜所有性能参数中的第⼀要素。

望远镜的⼝径愈⼤，聚光本领就愈强，愈能观测到更暗弱的天体，看亮天体也更清楚，它反映了望远镜观测天体的能⼒，因此，爱好者在经济条件许可的情况下，应尽量选择⼝径较⼤的望远镜。

2.焦距（f）望远镜的焦距主要是指物镜的焦距。

望远镜光学系统往往由两个有限焦距的系统组成，其中第⼀个系统（物镜）的像⽅焦点与第⼆个系统（⽬镜）的物⽅焦点相重合。

高精度天文观测仪器开发与测试方法解析

高精度天文观测仪器开发与测试方法解析天文学是研究宇宙星体、宇宙演化和宇宙现象的科学领域。

天文观测仪器的发展和测试方法的改进对于天文学研究的进展至关重要。

本文将探讨高精度天文观测仪器的开发和测试方法，以解析其在天文学研究中的重要性。

一、高精度天文观测仪器的开发高精度天文观测仪器的开发是为了提高天文学观测数据的精度和准确度。

它们使用先进的技术和设计来实现高分辨率、低噪声和精确测量。

以下是一些常见的高精度天文观测仪器及其开发要点：1. 光学望远镜：光学望远镜是最常用的天文观测仪器，关键在于提高光学系统的稳定性和分辨率。

开发过程中，需要采用优质光学材料、精密加工技术和稳定的机械结构，以保证高精度观测。

2. 射电望远镜：射电望远镜广泛应用于观测宇宙射电信号。

其开发主要包括天线设计、前端接收机和后端信号处理。

关键技术包括高灵敏度接收机、低噪声放大器和准确频率测量。

3. 援望远镜：援望远镜是配合主望远镜进行多波段观测的辅助设施。

其开发要点是与主望远镜的数据接口兼容性、高空间分辨率和稳定的跟踪系统。

4. 光纤光谱仪：光纤光谱仪用于测量来自天体的光谱信息。

其开发要点是光纤耦合技术、高分辨率光谱仪和准确的波长校正。

二、高精度天文观测仪器的测试方法高精度天文观测仪器的测试方法需要确保仪器的性能满足观测要求，并保证观测数据的准确性和可靠性。

以下是一些常用的测试方法：1. 图像质量评估：对于光学望远镜和援望远镜，图像质量是关键指标之一。

通过使用标准光源和标定星等测试目标，可以评估仪器的分辨率、畸变、像场平直度等性能。

2. 信噪比测试：对所有天文观测仪器而言，信噪比是评估仪器性能的重要指标。

通过观测恒星或标准信号源，可以测量信号与噪声的比值，以评估仪器的灵敏度和系统噪声。

3. 频率校准：射电望远镜的频率校准对于准确测量来自宇宙的射电信号非常重要。

通过观测天体的窄频率线，可以校准接收机的频率响应，并进行精确测量。

4. 光谱准确性测试：对于光纤光谱仪，光谱准确性是一个关键参数。

望远镜系统参数测量实验的分许分析与讨论

望远镜系统参数测量实验的分许分析与讨论引言：实验方法：1.系统阿贝法：首先通过系统阿贝法实验，可以得到望远镜的放大倍数以及视场角。

该实验原理是通过观测同一物体在望远镜与肉眼下的视场差异，通过简单的几何关系可以推导出放大倍数和视场角的表达式。

2.计算焦距法：接下来通过计算焦距法计算望远镜的焦距。

该实验原理是通过测量目镜与物镜的焦距，利用公式可以计算出望远镜的总焦距。

3.分光比色法：最后通过分光比色法测量望远镜的色差。

该实验原理是通过观测经过望远镜的不同颜色光线的偏离情况，可以分析出望远镜的色差程度。

实验结果：通过以上实验方法，我们得到了望远镜放大倍数为10倍，视场角为6度，焦距为1000mm，色差为0.03mm。

讨论与分析：1.放大倍数与视场角的实验结果与理论值基本吻合，说明系统阿贝法测量结果可靠。

但需要注意实际观察时的视场角受到固定目镜、金属框架等因素的限制，导致实际视场角较测量值小。

2.焦距测量结果与预期相符，表明计算焦距法测量结果可靠。

但实际操作中可能存在测量误差，包括仪器读数误差和光线度量误差等。

3.分光比色法用于测量望远镜色差的结果与实际偏差较大，可能原因是实际光源的波长分布与理论假设不符合，造成了测量结果的误差。

此外，可能还存在观测者的主观误差。

总结与改进：本实验通过具体的测量方法对望远镜系统参数进行了准确测量，并对测量结果进行了讨论与分析。

实验结果表明所采用的测量方法具有一定的可靠性，但仍存在一定误差。

改进实验的方法包括增加测量次数以提高数据的准确性，对实验装置进行合理的校准等。

此外，进行更详细的误差分析以及实验结果的统计处理也是提高实验准确性的关键。

望远镜光学的测试及调整

望远镜与光学测试我们都知道，各种像差在望远镜规模生产中都有可能出现，包括信达，米德还有CELESTROM。

更高端的望远镜生产厂家就没有那么多问题。

好的APO，一些更好的SCT，马卡，DOB等，都有好的质量控制。

他们测试他们的光学产品，只允许有很小的误差（小于八分之一波长，大多数时间小于1／10波长甚至更低）。

不要认为10000美元的望远镜就是完美的，因为光线物理性质的原因，没有什么望远镜是完美的。

有很多的变量，当一部分被做得完美时，代价就是损失了另一部分的质量。

这些变量是互换的，顾此失彼。

但是我们可以使用一些特殊的材料和复杂的设计，用高成本的人工和材料进行生产，这就是为何好的APO价格那么昂贵的原因了。

现在让我们来讨论一下从低端到中段镜子的最常见的像差问题。

彗差是由于光学不同轴引起的，因此好好的较准可以对其进行修正。

彗差会令图像看起来像慧星或者流星，在一边出现一条小小的尾巴。

像散，普遍存在于人眼中，虚焦后（焦外）令图像变得不对称。

一个好的测试方法是虚焦一点点，看图像是不是圆形或者是蛋型的。

如果是蛋型的，那么焦内焦外看起来是一样的。

如果焦内是平行的，那么焦外就是垂直的。

如果是一定的角度，如8点和2点的夹角，那么另一面就是10点和4点的方向。

这个现象是由像散造成的，主要与镜头或者反射镜片有关。

光轴不准，或者使用大广角目镜，或者天气不好，出现的问题非常像像散，因此你应该选用窄视场的目镜，确保光轴准确，选择一个好的天气进行测试。

像散的程度可以根据图像到对称前被拉长的程度来计算。

拉伸0.26毫米说明你的像散是一个波长，0.14毫米是1／2波长（这个是在150F8的镜子上作出的测试。

如果镜子焦比是10，那么0.22毫米相当于1／2波长，而在F6的镜子上，0.1毫米相当于1/2波长）球差。

较低的球差存在非常普遍。

球差导致像点的能量不能集中，一边亮一边暗。

较高程度的球差也有同样的特征，但是只有一般不合焦。

通常认为，低程度的球差是校准不够造成的，高程度球差是校准过度造成的。

2020年智慧树知道网课《空间大地测量学》课后章节测试满分答案

第一章测试1【判断题】(10分)传统大地测量方法可以建立地心坐标系A.错B.对2【判断题】(10分)传统大地测量无法建立全球统一的坐标框架A.错B.对3【判断题】(10分)传统大地测量方法可以同时测定点的三维坐标A.对B.错4【判断题】(10分)采用日夜对称观测的方法可以消除旁遮光的影响A.错B.对5【单选题】(10分)下面反映地球自转轴在本体内的运动状况的是A.岁差B.章动C.格林尼治真恒星时角D.极移值6【多选题】(10分)下面属于空间大地测量范畴的是A.VLBIB.卫星测高C.GNSSD.遥感成像7【判断题】(10分)卫星测高不属于空间大地测量范畴A.错B.对8【判断题】(10分)利用空间大地测量技术不能确定精确的大地水准面差距A.错B.对9【判断题】(10分)空间大地测量技术能够确定地心坐标A.错B.对10【单选题】(10分)利用下面卫星数据解算重力场模型解算精度最低的是A.GRACEB.测高卫星C.CHAMPD.GOCE第二章测试1【判断题】(10分)地球自转是建立世界时的时间基准A.对B.错2【判断题】(10分)在常用的时间系统中，原子时最精确A.对B.错3【单选题】(10分)在常用的时间系统中，最精确的时间系统为A.历书时B.原子时C.太阳时D.世界时4【判断题】(10分)频率准确度反映时钟的系统性误差A.错B.对5【判断题】(10分)频率稳定度反映了钟的系统误差A.对B.错6【多选题】(10分)下列属于太阳时的时间系统包括A.平太阳时B.真太阳时C.民用时D.世界时7【判断题】(10分)协调世界时与世界时之间时刻差需要保持在0.9s以内，否则将采取闰秒进行调整A.对B.错8【判断题】(10分)GLONASS时属于原子时，不需要闰秒A.错B.9【多选题】(10分)下面不需要闰秒的时间系统为A.TALB.UTCC.GLONASSD.GPS时10【多选题】(10分)各国使用的历法主要包括A.阴历B.阴阳历C.儒略日D.阳历第三章测试1【判断题】(10分)赤道岁差可以使春分点的位置西移A.错B.对2【判断题】(10分)固定平纬由于采用了周期为6天的数据来计算点的纬度，因此要比历元平纬稳定A.错B.对3【判断题】(10分)固定平极由于采用了固定平纬来计算极移位置，因此要比历元平极稳定A.错B.对4【判断题】(10分)瞬时天球赤道坐标系的三个坐标轴都是固定的A.对B.错5【判断题】(10分)协议天球坐标系现有两个，分别是J1950.0和J2000.0A.错B.对6【判断题】(10分)J2000.0为现在用的空固系，将来也有可能被淘汰A.错B.对7【单选题】(10分)在进行卫星轨道积分时所采用的坐标系统为A.地心天球坐标系B.国际地球坐标系C.参心坐标系D.站心天球坐标系8【判断题】(10分)CGCS2000是一个基于GPS定位技术建立起来的全球性的地心坐标系A.错B.对9【多选题】(10分)下列属于地心坐标系的是A.WGS84B.BJ54C.ICRSD.CGCS200010【单选题】(10分)从观测瞬间的真地球坐标系转换到观测瞬间的真天球坐标系，需要进行的转换是A.极移矩阵B.旋转GST角C.岁差矩阵D.章动矩阵第四章测试1【判断题】(10分)射电望远镜进行天体测量时的角分辨率和射电望远镜的口径成正比A.错B.对2【判断题】(10分)射电望远镜进行天体测量时的角分辨率和无线电信号的波长成正比A.对B.错3【单选题】(10分)下面需要将射电望远镜用电缆连接起来的是A.空间甚长基线干涉测量B.联线干涉测量C.e-VLBID.甚长基线干涉测量4【判断题】(10分)甚长基线干涉测量不需要电缆将两望远镜连接起来A.错B.对5【判断题】(10分)VLBI观测所需的时间和频率信号由各自独立的氢原子钟提供A.对B.错6【判断题】(10分)延迟量和延迟率的观测精度与系统的信噪比成正比A.错B.对7【判断题】(10分)目前世界上最大的单口径射电望远镜在中国贵州A.对B.错8【判断题】(10分)馈源质量的好坏影响天线的噪声A.错B.对9【单选题】(10分)VLBI系统的接收机的混频器的主要作用是将射频信号转换为A.低频信号B.高频信号C.中频信号D.基频信号10【判断题】(10分)VLBI不能用来进行人造飞行器定轨A.对B.错第五章测试1【判断题】(10分)目前部分SLR跟踪站可以在白天工作A.错B.对2【多选题】(10分)专门用于地球动力学应用和大地测量的专用卫星包括A.Etalon-2B.Lageos-1C.Etalon-1D.Lageos-23【单选题】(10分)我国的SLR数据处理中心在A.长春B.上海C.武汉D.北京4【判断题】(10分)SLR跟踪站在全球的分布相对于GPS较均匀A.错B.对5【判断题】(10分)在IERS官网不能查到SLR跟踪站的坐标A.错B.6【判断题】(10分)在利用SLR进行卫星定轨时，太阳辐射压也是一重要摄动因素，辐射压的大小和卫星的面质比成正比A.错B.对7【判断题】(10分)在利用SLR进行卫星定轨时，大气阻力的大小和卫星的面质比成正比A.对B.错8【判断题】(10分)人卫激光测距不能用来测定地球质心的位置A.B.对9【判断题】(10分)用于测月的激光测距仪的指向精度要比用于测卫星的激光测距仪的指向精度要低A.错B.对10【单选题】(10分)下面月球表面放置的SLR激光反射器不能工作的是A.Apollo15B.Lunakhod1C.Apollo14D.Lunakhod2第六章测试1【多选题】(10分)在卫星轨道误差中，需要考虑的误差源主要包括A.大气传播延迟B.跟踪站坐标误差C.海洋潮汐D.太阳光压E.固体潮汐F.重力场模型2【判断题】(10分)在进行测高数据误差改正时，卫星质心改正不用考虑A.对B.错3【判断题】(10分)在进行海面高的框架转换时，需要有四个参数A.对B.错4【判断题】(10分)在进行海面高的框架转换时，三个平移参数和一个偏差因子可以通过最小二乘的方法求得A.错B.对5【判断题】(10分)卫星从南半球向北半球运行在地面的投影轨迹称为降弧A.错B.对6【判断题】(10分)测高卫星每一周期相对应的弧的地面轨迹严格吻合A.对B.错7【判断题】(10分)利用测高数据可以计算垂线偏差A.对B.错8【判断题】(10分)利用测高数据不能反演海洋重力异常A.对B.错9【判断题】(10分)测高数据不能用来建立海洋大地水准面的数学模型A.对B.错10【单选题】(10分)一般把其他测高卫星的海面高都转换到下面哪颗卫星的框架下来A.T/PB.HY-2AC.Jason-3D.Jason-1第七章测试1【多选题】(10分)下面属于卫星重力探测任务的是A.GOCEB.GRACEA和GRACEBC.CHAMPD.GRACEFollow-on2【判断题】(10分)利用动力法测定地面点的重力属于重力力学反演问题A.错B.对3【判断题】(10分)利用卫星技术确定地球重力场属于重力力学正演问题A.错B.对4【判断题】(10分)解算的重力场模型的最高阶次与卫星的轨道高度没有关系A.对B.错5【多选题】(10分)卫星能量守恒法确定地球重力场包括A.基于单星的能量守恒法B.利用动力学法C.重力梯度测量D.基于双星的能量守恒法6【判断题】(10分)对于GRACE低-低卫星跟踪卫星任务，两颗卫星间的瞬时位差是恢复地球重力场的重要观测数据A.错B.对7【判断题】(10分)GOCE卫星不是采用重力梯度测量方式来确定地球重力场A.错B.对8【判断题】(10分)重力梯度测量不能利用差分加速度计测出重力位的二阶导数A.对B.错9【判断题】(10分)短波分量是重力场谱结构的主分量，精确确定重力场模型中的短波分量，就是为模型提供牢固和精密的框架A.对B.错10【判断题】(10分)GRACE双星计划能够反演重力场，但是由于其数据量稀少，因此不能提供短期至一天的时变重力场信息A.错B.对第八章测试1【单选题】(10分)下面不属于多普勒方式进行定位或定轨的系统为A.DORIS系统B.子午卫星C.GPSD.CICADA2【判断题】(10分)当信号源与信号接收器之间作背向运动时，接收的信号频率减小A.错B.对【判断题】(10分)当信号源与信号接收器之间作相向运动时，接收的信号波长压缩A.错B.对4【判断题】(10分)多普勒测量又称距离差测量A.错B.对5【判断题】(10分)利用多普勒计数不能确定两时刻的接收机与信标机之间的距离差A.对B.错6【判断题】(10分)DORIS系统的信标机在地面上，发射的信号由安装在卫星上的接收机接收。

实验五天文望远镜的使用与光学性能的测定

实验五天文望远镜的使用与光学性能的测定一、40cm 卡塞格林反射望远镜的操作1.实验目的了解天文望远镜的性能，并学会独立操作望远镜2.实验仪器40cm 反射望远镜本实验使用的望远镜为卡塞格林R-C 系统，赤道式装置。

两个度盘分别为赤纬（δ），时角（t ），主镜为凹的双曲面镜，口径D=400mm ，副镜为凸的双曲面镜，系统的有效焦距F=6000mm ；导星镜为D=150mm 、F=1980mm 的折射望远镜，见图sh5.1。

赤道装置：这种装置有两个相互垂直的轴，即赤纬轴和赤经轴（极轴）。

极轴指向天极，与地球自转轴平行，其高度应当等于当地的地理纬度。

镜筒可以绕着赤纬轴转动，并可以固定在一定的赤纬方向上。

通常有赤纬盘及时角盘显示望远镜的指向。

跟踪天体时，望远镜自东向西绕极轴运动,方向与地球自转方向相反,速度为15"/s ，用来补偿地球自转，使望远镜保持指向被测的天体。

利用赤道装置实现跟踪天体的周日视运动是很方便的。

3.实验指导在某一北京时间T h 观测一个已知天体（α、δ）。

观测前首要先将当晚的北京时按公式S=S 0+(T h -8h )(1+μ)+λ换算成北京地方恒星时，用一个恒星时钟计量恒星时，利用公式t=S-α，计算出观测时刻天体的时角t 。

由望远镜的电控度盘，将望远镜指向预定的天区（t 、δ）。

待测天体进入视场后，打开转仪钟进行跟踪。

天体的α、δ及观测时刻的恒星时S ，也可从星空软件中直接读取。

4.实验步骤（1）观测前的准备工作①校准恒星钟；②查出待测天体的位置（α，δ），并在星图中熟悉待测天体周围亮星的相对位置和特点，以便观测时在寻星镜中找到它。

③根据待测天体，选好合适的目镜。

④使用仪器前，要在教师指导下，熟悉仪器的电控装置及各种旋钮使用注意事项等。

（2）观测步骤①在观测的恒星时时刻S 之前约五分钟，计算出待测星在此恒星时时刻的时角t 。

②用望远镜的电控装置将望远镜指向（t 、δ）天区。

船用天文导航设备的导航精度与准确性评估

船用天文导航设备的导航精度与准确性评估在航海领域中，天文导航一直是一项重要的技术，用于帮助船舶确定自身的位置和航向。

船用天文导航设备是通过观测天体的位置和方向，结合船上的导航仪器，来进行航行导航的一种方式。

但是，对于这种导航方式的准确性和精度评估，一直是重要的研究课题。

导航精度和准确性是评估船用天文导航设备效果的重要指标。

导航精度是指导航设备所测量的位置与实际位置之间的偏差。

准确性则是指导航设备所测量的位置与真实位置之间的误差。

评估这两个指标的方法一般包括实验验证和数学分析。

在实验验证方面，可以通过在真实航行中使用船用天文导航设备，并与其他导航方式进行对比，来评估其导航精度和准确性。

在这种实验中，船舶的位置和航向是通过卫星导航系统（如GPS）来测量的，并且与天文导航结果进行对比。

通过比较两者的偏差和误差，可以得出船用天文导航设备的导航精度和准确性。

数学分析是另一种评估船用天文导航设备导航精度和准确性的方法。

在这种方法中，需要考虑观测误差、定位精度、天体位置精度等多个因素，并通过数学模型来计算导航结果的准确性。

这种评估方法需要准确的数学知识和分析技巧，并且需要大量的观测数据和实验结果作为基础。

在船用天文导航设备的导航精度和准确性评估中，还需要考虑到其他一些因素。

首先是观测条件的影响。

观测天体的条件可能会受到天气、亮度、船舶姿态等因素的影响，这些因素都会对导航结果产生一定的影响。

其次是设备本身的性能和精度。

不同的设备具有不同的特点和性能，这也会对导航结果产生一定的影响。

因此，在评估导航精度和准确性时，需要综合考虑这些因素。

船用天文导航设备的导航精度和准确性评估对于航海安全和航行效率具有重要意义。

准确的导航结果可以帮助船舶在海上确定准确的位置和航向，进而避免潜在的危险和减少航行时间。

因此，船用天文导航设备的导航精度和准确性评估的研究工作具有重要的现实意义和应用价值。

总结而言，船用天文导航设备的导航精度和准确性评估是一项重要的研究工作。

怎样校准天文望远镜调焦及十字线寻镜

怎样校准天⽂望远镜调焦及⼗字线寻镜
天⽂望远镜正确调焦以及对⼗字线寻镜在使⽤天⽂望远镜的时候，怎样才能够准确地看到⾃已所需要观察的⽬标呢？这就需要我们做好准备⼯作——对天⽂望远镜正确调焦以及对⼗字线寻镜的校准。

只有这样，我们才能准确地找到我们的⽬标。

的校准
怎么做呢？⾸先，把⽬镜接筒上的两个紧固螺钉松开。

取出低倍⽬镜把它装到⽬镜接筒上，再把螺钉拧紧。

调节调焦旋钮可以获得对远处某个物体 A的模糊影像，再慢慢前后调节调焦旋钮，直到物像清晰为⽌。

望远镜已精确地调好焦距，现在可以⽤寻星镜观测了。

如果寻星镜不在焦距上，就转动⽬镜直到出现清晰的景像。

当您在望远镜上看到的物体A的物像不在寻星镜地⼗字线中⼼时，按如下⽅法调节：拧紧或松开寻星镜⽀架上的在介螺钉，使寻星镜上下，左右⼯斜⽅向移动。

当物体 A的物像出现在⼗字线的中⼼时，您的寻星镜就校好了，最后拧紧三个螺钉。

再把低倍⽬镜换成⾼倍⽬镜，重复上述程序。

如果在最⾼倍率⽬镜下观察到的像中⼼，同时也在寻星镜的⼗字线中⼼，您的寻星镜就调准了。

现在可以快速寻找您想观察的天体了。

在极特殊的情况下，寻星镜可能还需要调节。

注意事项：
1、任何情况下，先⽤寻星镜寻找物体，因为寻星镜的视⾓更⼤，这样可以极⼤加快您的粗调的速度。

2、⼀般情况下，先装低倍⽬镜，在逐渐提⾼您所需要的倍数，当您换⽬镜时要进⾏必要的调焦。

3、不要被您看到的上下、左右颠倒的图像所困扰，对天⽂望远镜来说这是⼀个正常情况。

天⽂望远镜调焦好了，⼗字线寻镜的校准了，做好这些准备⼯作，我们就可以使⽤我们的天⽂望远镜去看⾃⼰想看的⽬标了。

精密天文观测中的望远镜调节技巧

精密天文观测中的望远镜调节技巧望远镜是天文学研究中不可或缺的工具。

为了获得高质量的天文数据，天文学家需要运用各种精密的技巧对望远镜进行调节。

在本文中，我将探讨几种常见的望远镜调节技巧，以帮助读者理解在精密天文观测中如何取得准确和可靠的数据。

首先，一个重要的步骤是对望远镜进行定标。

定标是以某种标准来校正和校验望远镜的准确性。

这可以通过使用已知亮度和位置的天体来完成。

例如，天文学家可以使用已知星等的恒星来校准望远镜的亮度响应。

这样一来，望远镜就可以在观测其他天体时提供准确的亮度数据。

此外，还可以利用一些稳定的天体来校准望远镜的位置精度，确保它能够准确地指向天空中的目标。

其次，望远镜的对焦是进行精密观测的另一个关键步骤。

对焦是调节望远镜的焦距，以确保所观测物体的清晰度和细节。

一种常见的对焦方法是观察星等较高的恒星，并通过微调望远镜的镜头位置来使其像差达到最小。

此外，在数字天文学中，也可以利用图像处理软件来自动对焦，通过分析图像的像素值分布来寻找最佳的焦点位置。

无论是手动还是自动对焦，对焦是获得高分辨率图像所必需的过程。

另外，望远镜的跟踪是实现准确天文观测的关键。

由于地球的自转，天体在天空中的位置会不断变化。

为了持续跟踪天体并取得精确的观测结果，望远镜必须能够实时调整它的指向。

在传统天文观测中，通常会使用手动控制系统或自动跟踪系统来实现这一目的。

手动控制需要观测者通过观察目标并微调望远镜的位置来保持跟踪。

而自动跟踪系统则利用高精度的电机和导轨，根据预先输入的目标参数自动调整望远镜的位置。

无论是手动还是自动，跟踪的准确性对于获得精确的数据至关重要。

此外，对望远镜的镜体结构进行有效的隔震和防振处理也是非常重要的。

周围环境中的地震、风力和机械振动等都会对望远镜的稳定性和准确性产生不利影响。

因此，在望远镜设计和安装中，科学家和工程师通常会采用一系列隔震和减振措施，如设置隔离台、减震器、抗震支撑等。

这些措施有助于减小外部干扰，提高望远镜的工作稳定性和观测质量。

望远镜视度光学测量.

第四章望远系统视度、视差检验§4-1望远系统视度检验一、视度的概念1、人眼的视度正常眼远视眼近视眼以上均以放松状态下的视度，称为远点视度。

2、人眼的调节视度与年龄有关，见表SD明=SD远+SD调SD近=SD远+SD调正常眼，年龄40SD明=0+（-4.5）=-4.5近视眼，年龄40（200度）SD明=-2+（-4.5）=-6.53、视度的单位（虚光度）SD=1/L米（L以米为单位）SD=1000/L(mm)（L以毫米为单位）200度近视镜SD=1/0.5=24、人眼不用调节可看清朝米以外物体为0.2屈光度二、目视仪器的视度目镜出射光束的会聚和使散程度 1、望远系统的视度 1）有分划板2）无分划板2、望远镜移动量与视度 bl=-f'目2b=-L '2目f = -f'目2SD （f'目以m 为单位） b=-1000'2目f SD （f'以mm 为单位） 3、公称尺过与公公差 1）可调视度公称尺寸：±0.5（届光度）公差：零视度±0.5其它视度：D'≥3mm ±0.5 D <3mm ±1 2)固定视度公称尺寸 -0.5—-1 公差 ±0.5 三、视度检验1、普通视度筒（±1.5—±2.5） 1）原理 xx'=-f'2 -x-f+x'=-l+c x=l+f'-c+x'x'=-'''''22f l f x c f l f +-≈+-+='1000'2f SDf +- 普通视度角技术数据2）方法（1）调节视度简日镜，使分划板最清楚（2）被测系统视度规零（3）将被测系统放在平行光管前，光轴基本重合，将视度筒物镜和被测系统出基本重合（4）移动视度筒物体，使被测系统及平行光管划板象重合（5）看视度筒视度刻度是否为零（6）其它视度同样 3）误差分析（1）清晰度法)3429.0(312D TDSD λεσ+±= (2)清视差法)(58.031Td D T SD -±=δσ 2、大量程视度角 ±6.5——±7.5由于视度角的物镜是按望远镜设计的，在于行光入射的条件下使用，如偏离较大，象质明显变坏，故普通视度筒测量范围为±1.5—±2.5。