光電等高儀I型的國際合作總結
摘 要
中國科學院陜西天文臺和俄羅斯東西伯利亞物理技術和無踐電測量研究所之
問所進行光電等高儀I型的國際合作持續了5年，共完成3個綱要的觀測。根據
這些觀測資料．鳊算出包括817顆星的無赤蚌盲區的等高儀星表和24顆射電星的
星表。在此對不同的系統差進行了分析。 轉速表| 壓力表| 壓力計| 真空表| 硬度計| 探傷儀| 電子稱| 熱像儀| 頻閃儀| 測高儀| 測距儀| 金屬探測器| 試驗機|
l 前言
中國科學院陜西天文臺和俄羅斯東西伯利亞物理技術和無線電測量研究所之間所進行
的光電等高儀國際合作項目．于1995年11月初正式在伊爾庫茨克開始觀測。由于雙方的
努力，此項合作于1997年11月升級為兩國政府之間的科技合作項目之一。此項合作于
2000年5月底結束，時間跨度為5年。由于受俄羅斯海關問題的影響．我們的光電等高儀
不得不于1997年底運回國內而后又復運出國，因而中斷觀測6個月。所以實際上有效觀測
為49個月。在此期間．我們共完成了3個綱要的觀測．共觀測了777個晴夜．獲得2763組
有用資料。這些高精度的資料不僅為俄羅斯國家時間服務系統做出了明顯的和有價值的貢
獻，而且利用這些資料我們還編制出817顆星的無赤緯盲區的等高儀星表和24顆射電星的
星表．這些星表將另文發表。這種無赤緯盲區的等高儀星表是利用了我們光電等高儀裝備
了45‘測角基準(即等高圄的天頂距)和伊爾庫茨克高緯度臺站(+=52‘．3)相結合的特點.
首次完成的。
2 觀測精度分析
不論是對測定地球自轉參數而言．還是做星表改進工作，儀器具有優良的性能和較高的
觀測精度都是至關重要的。由于我們采用了結構新穎的復合角鏡_2J，并采用零膨脹系數的
材料來制做角鏡，所以它的穩定性能特別好，這就給儀器的高精度觀測提供了一個穩定的標
準。再加上我們的儀器實現了全自動化觀測，又裝備了光子計數裝置，這不僅使觀測效率提
高，觀測暗星的能力提高，又減輕了觀測員的勞動強度，并提高了觀測精度。在對儀器個別部件采用局部加熱的情況下．儀器可以在一35"(3以下的氣溫下工作，這使得我們的儀器工作
時間長(冬季可觀測12-14小時)，觀測晴夜多，獲取的資料多。因此，在測定地球自轉參數
中，我們一架儀器的權重就相當于俄方儀器平均權重的4倍．也使得與我們合作的研究所測
定地球白轉參數的權重占到全俄20余架光學儀器的40％。我們儀器的工作受到俄方及他
們主管部門的好評。
表1列出了我們用光電等高儀I型在與俄合作期間觀測的777個晴夜和2763組星的
平均觀測精度的情況。由表列值可以看出．幾年中在平均觀測氣溫為一6．CC的情況下，單
裹1 觀舅精度辭在不同月份里的變化
月份 天數 組數 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呂2
星誤差的平均達到了±0．209 。如果將我們儀器在z=45 的觀測化到通常等高儀在Z=
30‘的觀測，此誤差僅相當于±0．174 。與國內幾個天文臺站幾架光電等高儀相比，這樣好
的觀測精度算是名到前茅的。
表2給出了觀測精度出現的頻次，括弧中的數據為化至30’天頂距上。由表列值同樣可
以看出它的精度是能夠令人相當滿意的。從表上還可以看出，隨著觀溯時氣溫的下降，觀測
精度也隨之降低。
裹2 觀舅精度分布的頻次
一 一 一
頻孜 ( ) 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

從這些高精度的觀測資料中我們也得到了高精度的星表結果。從我們獲得的三個綱要
共841顆星的△a和△8改正來看，它們誤差的平均為： ： ±0．0021。，咄： ±0．029 。
這個結果可與現代子午環的觀測結果相比美 J。
圖1表示出第一部觀測綱要赤經、赤緯的實測精度，其中曲線1表示赤經( )、曲線2
表示赤緯(Ed)的精度。從圖1可見．二者的實測精度與文獻[8]中預期的精度曲線吻合得很
好，而且 處所表示的平均精度還有所提高(因為這個綱要的觀測時聞比預期的要長的緣
故)。
圖1 赤經和赤緯的實測精度
3 某些系統差的分析
對天體測量儀器和其他測量儀器一樣．希望儀器的系統差越少越好，越小越好；對已知
的系統差能進行舍理的改正，改正得越徹底越好。為此，我們對儀器有可能存在的幾個方面
的系統差進行了分析，其結果如表3、表4和表5所示。
表3 光譜型差的改正和殘余誤差
～ — —
Corr & CTR N R
(0 001 ) ( ) ( )
l 一l42．1 25．3(S5) 232 0．007 ±0．174
2 一兒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 殘差平均與星等的關系
— — ， ，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
為了減小其他誤差對分析上述系統差
的影響，我們首先舍棄了殘差在±0．15 以
外的星，因此，實際使用的有效星次為
1877，占總星次的94％ 。表3表明了光譜
型差的改正和殘余誤差的情況。我們從以
前觀測殘差的分析中，使用了光譜型差的改
正，其值從BD的一0．180 到M 的0．242 。
從表3可見，改正后的殘余誤差的平均都在
±0 O1 之內。可見對各種光譜型的改正還
是比較恰當的。從表4可見，殘差平均與星
等之間并無明顯差異，可以說工作星表不存
在這方面的系統差。但由表4最后一列可
見，在星等暗于gm時，其觀測精度有所下
降。表5給出殘差平均與方位角之問的關
系。由各方位區間的殘差平均都在±0 02"
以內來看，其并未超過各區間的觀測精度。
與以前使用FK4、FK5星表所得到的相應
值來看[ t ，表5是不存在方位差的，這說
明以前所發現的方位差是由FK 系列星表
誤差所引起。同時由表5還可以看出．近子
午線的星觀測精度高于近卯酉圈的星，這是
由于近子午線的星觀測時間長于近卯酉圈
的星的緣故。
表5 殘差平均與方位角的關系
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 問題討論及小結
在過去，由于星表存在著比較大的系統誤差、區域性誤差和個別位置誤差，這些誤差又
難以和儀器誤差、觀測的環境誤差(主要是大氣所產生的)分離，所以觀測精度難以提高。近年來，由于有了高精度的依巴谷星表，使得更深入地研究儀器的系統1晶差和地方(大氣)條件
的影響成為可能，這也使得觀測資料更精確可靠。
4．1 閉合差
通常在過去用經典光學儀器做星位改正或星表工作時，往往使用連鎖法求組改正，然后
把各組獨立的觀測都歸化至一個公共的平均組上。在其歸化過程中，遇到一個麻煩就是閉
合差不為零。過去在使用FK系列星表時，往往把它們歸結為星表的區域性誤差所引起，而
把它們平均(或加權平均)分配到各星組中間。其實，這種組閫差不單是由星表誤差所引起，
也和本地的大氣條件和儀器誤差有關。表6列出了光電等高儀I型在伊爾庫茨克觀測的第
一綱要的幾種閉合差值，每一種閉合差都對應于一種不同的情況。從表6可見，對表中第一、
寰6 第一綱要的幾種閉合差K
綱要 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，使用了相同的計算大氣折射的公式來計算 ，它們的閉合差不僅數值很相近，而且符
號也一致，但所用工作星表并不相同，使用了依巴谷星表后其閉合差的精度也有所提高。從
二者的閉合差相近，其精度也相差不大來看，說明FK5星表的星位精度并不很壞，同時也說
明使用等高儀這類復蓋大天區的儀器，星表的區域性誤差對觀測結果的影響衰減了很多。
從表6第二行還可以看出，在使用了不同的計算大氣折射改正 的公式后，其天頂距的閉差
K 也大大減小，這說明某些閉合差和當地的大氣條件及大氣折射公式的適用性有著密切的
關系，因為我們儀器的測角基準無論是短期穩定性還是長期穩定性都是足夠好的。
表7給出了同在伊爾庫茨克觀測的三個綱要的閉合差，它們的工作星表都是依巴谷。也
都采用相同的計算 的老公式。從表7可見，它們的閉合差除了第一個綱要的I(v以外，其余
寰7 蘭個綱要的閉合差
K l ‰
綱要 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
符號都相同，只是數值并不很接近。它們的測定精度從上至下依次降低，這是由于每個綱要
的觀測時間長短不同，觀測次數不同所致，它們的觀測次數也從上至下依次減少。這些閉合差的產生可以認為主要是本地大氣條件的反常變化對觀測所造成的誤差的累積。可以認為
通過長時期觀測的平均，以及對當地大氣變化情況的研究和采用更合適的公式來計算 ，
這些閉合差應該可以進一步減小，如表6的第二行dz的閉合差幾乎減小了一半。為此我們
決定把三個綱要的資料都重新用新的大氣折射公式再計算一遍。
4．2 星等差
從第三節表4的殘差與星等關系的統計分析表明，工作星表不存在星等差。但從△n與
星等關系的分析，對亮于3．5等星，卻存在著明監的負誤差_7】，即星等越亮， 改正越偏負。
這種情況可以用儀器的光學系統所產生的彗差來解釋。
(b)
圈2 彗差對波形的影響
(a)東過星和西過星的波形； (b)兩星像在光柵中的相對位置
在用光子計數記錄兩個像(水銀像ng和直接像R)的渡形上，對亮星兩個像均顯示出
向同一方向偏斜，如圖2(a)所示。很顯然這是由于光學系統所產生的如圖2(b)所示的彗差
所造成的。由于在等高觀測中，,ng像和R像在光柵中的運動方向恰好相反。而對東過星和
西過星兩個像又同時互為反方向運動，故產生了如圖2(a)所示的波形，而東、西過星波形向
不同的方向偏斜(圖中虛線為正常波形的位置，實線為偏斜了的位置)．且它們的能量分布范
圍比理想的星像直徑d要犬許多。在這樣的情況下，東過星的記錄時刻就會提前，而西過星
則會推后。這種記錄時刻的變化，反映在觀測殘差中就是東過星偏負，而西過星則偏正。因
而在表4的統計中(我們使用了所有的東、西過星)，東過星與西過星的殘差異常剛好相抵消(如果所有的亮星都是兩過的話)，所以，表4并未反映出儀器的這種系統差。但對改正
則不一樣了，由于它使用了(M 一M )項．此時對亮星兩者的殘差異常恰好反映了它們相加
的效果，從而使 的改正里，對亮星存在一個與星等有關的負誤差【7 J，且星等越亮誤差的
絕對值越大，這與恒星越亮其波形的偏斜越厲害是一致的。
當然這種系統差也是易于克服的，可以用以下幾種辦法之一：(1)將角鏡重新磨平并拋
光；(2)在處理光子計數的資料時，將Hg(或R)資料序列頭尾顛倒過來；(3)對亮星的殘差分
別加改正；(4)對亮星的 加改正【7 J。這些辦法的任何一種都是有效的。
4．3 結論
經典的光學測時、測緯儀器，如等高儀和光電等高儀等，在有了依巴谷星表之后，更易于
分析它們的觀測誤差和地方大氣所引起的誤差，因而它的測時、測緯精度還可望提高。因此
這些儀器在現代條件下仍然可對以下兩方面的工作做出有益的貢獻：(1)用它的高精度的時
間、緯度觀測來監測地方鉛垂線的變化；(2)觀測某些亮于10 的星和射電星，改進依巴谷星
表的白行系統，維持依巴谷星表系統及其與射電參考系的連接。