一種整層大氣湍流傾斜等暈角的測量方法
【專利摘要】本發(fā)明公開了一種傾斜等暈角的測量方法，涉及光波大氣傳輸領(lǐng)域，在接收雙孔滿足一定條件下，雙孔接收到的平面波相對光強(qiáng)起伏協(xié)方差近似是湍流二階矩的函數(shù)，通過測量相對光強(qiáng)起伏協(xié)方差來得出湍流二階矩，再通過湍流二階矩計(jì)算傾斜等暈角。通過對恒星的觀測，利用本方法可以不分晝夜連續(xù)測量整層大氣傾斜等暈角。本發(fā)明方法與廣泛使用的恒星閃爍測量等暈角有異曲同工之處，都是通測量湍流矩來間接測量所需量；然而本發(fā)明方法的理論誤差遠(yuǎn)小于等暈角測量的恒星閃爍法。本發(fā)明方法簡單易行，測量精度高，在自適應(yīng)光學(xué)、高分辨率、大視場成像等領(lǐng)域具有重要意義。
【專利說明】
一種整層大氣湍流傾斜等暈角的測量方法

【技術(shù)領(lǐng)域】
[0001]本發(fā)明屬于光波大氣傳輸領(lǐng)域，涉及大氣光學(xué)湍流參數(shù)的測量，具體為一種整層大氣傾斜等暈角的測量方法。

【背景技術(shù)】
[0002]光波在大氣中傳輸時(shí)，由于大氣光學(xué)瑞流(大氣折射率的隨機(jī)起伏)的影響，光波的波面會(huì)發(fā)生畸變、強(qiáng)度會(huì)產(chǎn)生起伏。傾斜非等暈性指兩光源的傾斜抖動(dòng)的差別。傾斜等暈角，也稱像運(yùn)動(dòng)等暈角，表征傾斜非等暈性的大小，在這個(gè)角度范圍內(nèi)大氣湍流造成的傾斜抖動(dòng)(像運(yùn)動(dòng))可認(rèn)為基本相同，是自適應(yīng)光學(xué)、激光大氣傳輸、瑞流成像中的一個(gè)重要參量。例如，裝有激光導(dǎo)引星自適應(yīng)光學(xué)系統(tǒng)的地基望遠(yuǎn)鏡的長曝光角分辨率受大氣湍流引起的傾斜項(xiàng)誤差校正精度影響，而傾斜項(xiàng)校正精度與傾斜參考星與目標(biāo)的角間距Θ以及傾斜等暈角ΘΤΑ有關(guān)；有了 θ ΤΑ，我們就可以評估望遠(yuǎn)鏡的分辨性能。
[0003]Sasiela 和 Shelton 在 1993 年(Sasiela and Shelton, “Transverse spectralfiltering and Mellin transform methods applied to the effect of outer scale ontilt and tilt anisoplantism，，.J.0pt.Soc.Am.A10,646-660,1993)給出了傾斜等暈角的表達(dá)式:

0.卜)5>:￡)丨,0
[0004]θ',νι=-p；- Equat1n Chapter (Next) Sect1n I Equat1n Sect1n 2(1)

μ’,
[0005]由傾斜非等暈性引起的均方波前相位誤差可表示為
[0006]σ':丨(2)
[0007]對于傾斜等暈角，簡便易用且能晝夜連續(xù)測量的測量方法還未見報(bào)道。1995年A.Sivaramakrishnan等人利用2.4米望遠(yuǎn)鏡觀測星團(tuán)內(nèi)幾顆恒星抖動(dòng)的相關(guān)性來測量 Θ XA (Sivaramakrishnan A, Weymann R J, Beletic J ff.Measurements of theangular correlat1n of stellar centroid mot1n[J].The Astronomical Journal,1995，110:430.)，1998年A.Ghedina等人利用0.2米的望遠(yuǎn)鏡觀測月亮邊緣角間距幾個(gè)角秒至幾個(gè)角分的傾斜相關(guān)性來測量QTA(Ghedina A, Ragazzoni R, BaruffoloA.1sokinetic patch measurements on the edge of the Moon[J].Astronomy andAstrophysics Supplement Series, 1998,130:561-566.)。這類方法都是直接測量傾斜相關(guān)，最后將傾斜相關(guān)曲線匹配經(jīng)驗(yàn)公式來得出ΘΤΑ，具有一定的誤差。另外，如果用星團(tuán)作為光源，需要超大口徑望遠(yuǎn)鏡，這對于常規(guī)觀測是不現(xiàn)實(shí)的；如果用月亮邊緣作為光源，觀測時(shí)間將大受限制，因?yàn)楦哐鼋堑脑铝敛⒉皇菚r(shí)常出現(xiàn)在觀測天空的。
[0008]由傾斜等暈角的表達(dá)式(I)可知，可通過測量湍流二階矩μ 2來間接測量θ ΤΑΟ眾所周知，在孔徑平滑效應(yīng)下，大口徑接收的恒星閃爍具有近似U2的路徑權(quán)重，即可通過測量大口徑的恒星閃爍來間接測量傾斜等暈角。然而，該方法實(shí)際運(yùn)用比較困難，首先，需要大口徑望遠(yuǎn)鏡(口徑越大，路徑權(quán)重越趨近于U2);其次，由于孔徑平滑效應(yīng)，大口徑接收的恒星閃爍指數(shù)十分小，難以探測(測量易受噪聲影響)。


【發(fā)明內(nèi)容】

[0009]本發(fā)明的目的是提供一種簡便易行且能晝夜連續(xù)監(jiān)測的整層大氣傾斜等暈角測量方法。
[0010]為了達(dá)到上述目的，本發(fā)明所采用的技術(shù)方案為:
[0011]1、一種整層大氣傾斜等暈角的測量方法，利用安裝在望遠(yuǎn)鏡系統(tǒng)前端的兩個(gè)圓形光瞳接收恒星光強(qiáng)，并計(jì)算相對光強(qiáng)起伏協(xié)方差Ck，通過選定合適的大氣湍流層高度b、望遠(yuǎn)鏡觀測的天頂角Φ確定相對光強(qiáng)起伏協(xié)方差Ck的湍流積分路徑權(quán)重W。(U)及其最大值，進(jìn)而計(jì)算大氣傾斜等暈角，其特征在于，包括以下步驟:
[0012]①、選定兩個(gè)直徑為D的接收光瞳安置于望遠(yuǎn)鏡前端接收恒星的光強(qiáng)，利用望遠(yuǎn)鏡后端的光電探測器測量兩個(gè)光瞳分別接收到的恒星光強(qiáng)值I (X1)和I (?)，并計(jì)算I (X1)和I (?)的相對光強(qiáng)起伏協(xié)方差Ck:
_3] 〈[,(.'!)-〈氕㈨-〈O]〉 。
(丨 Y (1Y
[0014]其中括號(hào)O代表統(tǒng)計(jì)平均，X1^X2分別為兩個(gè)接收光瞳的中心位置，d為兩接收光瞳中心間距d = IX1-X2I，〈I〉為恒星星光在各光瞳上的光強(qiáng)統(tǒng)計(jì)均值；因?yàn)楣馔笮∫粯?，作為無限大平面波的星光在各光瞳上的光強(qiáng)統(tǒng)計(jì)均值應(yīng)該是一樣的，設(shè)為〈I〉。實(shí)時(shí)測量各光瞳上的瞬時(shí)光強(qiáng)值I (X1)與I (X2),最后在一個(gè)統(tǒng)計(jì)時(shí)間內(nèi)計(jì)算CK。
[0015]②、將Ck轉(zhuǎn)換為對數(shù)振幅起伏協(xié)方差Cx:
[0016]C =叫(〃 + 丨)(4)
L 4
[0017]③、實(shí)驗(yàn)選定大氣湍流層高度Iv望遠(yuǎn)鏡觀測的天頂角Φ，進(jìn)而計(jì)算Cx的湍流積分路徑權(quán)重W。(U)及其最大值A(chǔ):
rI?

「2J (K /2)1A2
[0018]A = Max[lV(.(u)], lVr.(u) = ^ κ ' ~_./()(K 1-)sin2(^-^-)i/i< (5)
[0019]其中，Jn為第一類η階貝塞爾函數(shù)，F(xiàn)n為菲涅爾數(shù)D2AqL, λ。為探測波長，L =hpecct為所取湍流傳播距離，其中Iitl為所取湍流大氣層高度，Φ為天頂角；
[0020]④、將實(shí)驗(yàn)選定大氣湍流層高度Iv望遠(yuǎn)鏡觀測的天頂角Φ，光瞳直徑D以及以上計(jì)算所得的Cx、A代入下式計(jì)算等暈角ΘΤΑ
^ 1.40λ D l eD- (?12 1,40λ D 1 ('F, A12[0021 ] ΘΓ, = ^n^ = ^^(6)
[0022]其中，λ。、D。為與傾斜等暈角對應(yīng)的波長、孔徑直徑，F(xiàn)n SD2A ^ hpeccK
[0023]所述大氣湍流層高度％、望遠(yuǎn)鏡觀測的天頂角Φ的選定決定菲涅爾數(shù)Fn，進(jìn)而決定大氣湍流歸一化積分路徑權(quán)重W。(u)/A，從而影響W。(u)/A與傾斜等暈角θ TA的路徑權(quán)重U2的匹配程度，當(dāng)W。(u)/A與傾斜等暈角θ TA的路徑權(quán)重U2近似匹配時(shí)，可以將相應(yīng)的Cx、A代入公式計(jì)算等暈角θ TA。
[0024]當(dāng)所述的0.5〈Fn〈2.5時(shí)，一定存在合適的d/D使得Wc(U) /A近似匹配傾斜等暈角θ TA的路徑權(quán)重U2 ;當(dāng)I彡Fn彡2時(shí)，Wc(U)/A近似匹配傾斜等暈角θ TA的路徑權(quán)重U2匹配誤差的均方根RMSE較小，且對應(yīng)的d/D均在0.53左右。
[0025]所述光電探測器為如(XD、CMOS面成像器件或者PMT、PD單元探測器件。
[0026]本發(fā)明的原理及依據(jù)是:兩光瞳接收到的平面波相對光強(qiáng)起伏協(xié)方差與整層大氣傾斜等暈角一樣也是湍流路徑的積分量，在兩光瞳的直徑D與間距d滿足一定條件下，平面波相對光強(qiáng)起伏協(xié)方差的歸一化路徑權(quán)重WJu)/A能近似匹配傾斜等暈角的路徑權(quán)重u2，從而可以通過測量相對光強(qiáng)起伏協(xié)方差來間接測量傾斜等暈角。相對光強(qiáng)起伏協(xié)方差Cx (d)的歸一化路徑權(quán)重W。(u)/A與大氣層傾斜等暈角路徑權(quán)重U2的匹配，即:
[0027]Wc (u) /A ^ U2 (7)
[0028]其中，A= Max [Wc (U)]。
[0029]對于平面波在弱起伏條件下傳輸，在Kolmogorov瑞流譜模型與Rytov微擾近似假設(shè)下，孔徑上對數(shù)振幅起伏協(xié)方差Cx (d)可表示為
[0030]C1 (d) = 1.303k2 LDm ^duCll(IiL)IVc(U)(8)
[0031]其中，WC(U)為Cx的湍流積分路徑權(quán)重:
Γ?2

I* co g 2?/_| (K / 2)d? κ Ii
[0032]Wc(U) = ? κ 1 ~!-./,,(κ —)sin^(-)ch<(Q)
Joκ /2D 4nFN
[0033]由式(J)可知光強(qiáng)起伏協(xié)方差的歸一化湍流積分路徑權(quán)重Wc (u)/A的線型受Fn、d/D影響，對每一個(gè)不同的Fn，都對應(yīng)存在一個(gè)d/D值使得W。(u)/A與U2匹配的最好，在這里以匹配均方根誤差RMSE來評價(jià)匹配效果，其中RMSE的計(jì)算方式為:
Γ ?V (IVr(U)-U2)2
[0034]" 1 ,
RMSE = I ^--(IU)
VN
[0035]其中，N為數(shù)值計(jì)算中選取的路徑等分段數(shù)，本次計(jì)算中取N= 1000。
[0036]本發(fā)明的優(yōu)點(diǎn)為:
[0037]本發(fā)明所提出的一種整層大氣傾斜等暈角的測量方法，利用雙孔光瞳接收測量恒星閃爍協(xié)相關(guān)來間接測量傾斜等暈角，開辟了傾斜等暈角測量的新途徑，具有如下優(yōu)點(diǎn):
[0038](I)、只需一顆恒星作為光源，可不分晝夜連續(xù)監(jiān)測?？朔酥苯訙y量傾斜抖動(dòng)(像運(yùn)動(dòng))相關(guān)需要星團(tuán)或月亮邊緣等非合作光源的問題。
[0039](2)、克服了利用大孔徑閃爍測量傾斜等暈角的困難，無需大口徑接收望遠(yuǎn)鏡，且易于探測。利用兩個(gè)小口徑上光強(qiáng)起伏的協(xié)相關(guān)可以替代超大口徑閃爍的路徑權(quán)重。
[0040](3)、方法理論誤差小。在？,>1.1時(shí)，測量誤差小于0.3%。與廣泛使用的等暈角測量方法一恒星閃爍法相比，傾斜等暈角的路徑權(quán)重匹配誤差(RMSE)小約一個(gè)量級(jí)；與直接測量傾斜相關(guān)的方法相比，沒有引入經(jīng)驗(yàn)公式帶來的誤差。
[0041]本發(fā)明方法簡單實(shí)用，測量精度高，在自適應(yīng)光學(xué)、高分辨率成像、大視場成像等領(lǐng)域具有重要意義。

【專利附圖】

【附圖說明】
[0042]圖1為三個(gè)不同高空風(fēng)速參數(shù)W(對應(yīng)高空湍流強(qiáng)度)的HV模型下，各個(gè)高度湍流層對傾斜等暈角的貢獻(xiàn)曲線圖。
[0043]圖2為不同菲涅爾數(shù)對應(yīng)的最佳d/D，以及在這些組合(Fn，d/D)下路徑權(quán)重匹配的均方根誤差RMSE曲線圖。
[0044]圖3為光強(qiáng)起伏協(xié)方差測傾斜等暈角與恒星閃爍測等暈角兩種路徑權(quán)重匹配的RMSE曲線圖。
[0045]圖4為d/D = 0.53時(shí)不同菲涅爾數(shù)下的理論測量偏差Dev曲線圖。
[0046]圖5為菲涅爾數(shù)分布為0.78、1.11時(shí)對應(yīng)的閃爍協(xié)方差的歸一化路徑權(quán)重函數(shù)曲線圖。
[0047]圖6為接收光瞳示意圖。

【具體實(shí)施方式】
[0048]下面結(jié)合附圖及【具體實(shí)施方式】詳細(xì)介紹本發(fā)明。
[0049]一種整層大氣傾斜等暈角的測量方法，利用安裝在望遠(yuǎn)鏡系統(tǒng)前端的兩個(gè)圓形光瞳接收恒星光強(qiáng)，并計(jì)算相對光強(qiáng)起伏協(xié)方差CK，通過選定合適的大氣湍流層高度Iitl、望遠(yuǎn)鏡觀測的天頂角Φ確定相對光強(qiáng)起伏協(xié)方差Ck的湍流積分路徑權(quán)重W。(U)及其最大值，進(jìn)而計(jì)算大氣傾斜等暈角，包括以下步驟:
[0050]①、選定兩個(gè)直徑為D的接收光瞳安置于望遠(yuǎn)鏡前端接收恒星的光強(qiáng)，利用望遠(yuǎn)鏡后端的光電探測器測量兩個(gè)光瞳分別接收到的恒星光強(qiáng)值I (X1)和I (?)，并計(jì)算I (X1)和I (?)的相對光強(qiáng)起伏協(xié)方差Ck:
[0051]CA, -(11)
[0052]其中括號(hào)O代表統(tǒng)計(jì)平均，X1^X2分別為兩個(gè)接收光瞳的中心位置，d為兩接收光瞳中心間距d = IX1-X2I，〈I〉為恒星星光在各光瞳上的光強(qiáng)統(tǒng)計(jì)均值；因?yàn)楣馔笮∫粯樱鳛闊o限大平面波的星光在各光瞳上的光強(qiáng)統(tǒng)計(jì)均值應(yīng)該是一樣的，設(shè)為〈I〉。實(shí)時(shí)測量各光瞳上的瞬時(shí)光強(qiáng)值I (X1)與I (X2),最后在一個(gè)統(tǒng)計(jì)時(shí)間內(nèi)計(jì)算CK。
[0053]②、將Ck轉(zhuǎn)換為對數(shù)振幅起伏協(xié)方差Cx:
Γ ? ,-.1n(C,, +1)
[0054]Cv =—^~-(12)
L 4
[0055]③、實(shí)驗(yàn)選定大氣湍流層高度tv望遠(yuǎn)鏡觀測的天頂角Φ，進(jìn)而計(jì)算Cx的湍流積分路徑權(quán)重W。(U)及其最大值A(chǔ):
「 ?Γ ηC? _8 2,/.(κ / 2)(J ，κ2μ
[0056]A = Max [^r(//)], (n) ~ J0 K 3 ——12——(κ —) s in * ^ )d κ (13)
[0057]其中，Jn為第一類n階貝塞爾函數(shù)，F(xiàn)n為菲涅爾數(shù)D2MqL, λ。為探測波長，L =hpecct為所取湍流傳播距離，其中Iitl為所取湍流大氣層高度，Φ為天頂角；
[0058]④、將實(shí)驗(yàn)選定參數(shù)以及以上計(jì)算所得的CX、A代入下式計(jì)算等暈角θ TA
A I.40λ D 1 ('D- (?[ 2 1.40λ D 1 ('F, A12
[0059]叫|: =(14)
[0060]其中，λ c>Dc為與傾斜等暈角對應(yīng)的波長、孔徑直徑。
[0061]所述大氣湍流層高度％、望遠(yuǎn)鏡觀測的天頂角Φ的選定決定菲涅爾數(shù)Fn，進(jìn)而決定大氣湍流歸一化積分路徑權(quán)重W。(u)/A，進(jìn)而影響W。(u)/A與傾斜等暈角θ TA的路徑權(quán)重U2的匹配程度，當(dāng)W。(u)/A與傾斜等暈角θ TA的路徑權(quán)重U2近似匹配時(shí)，可以將相應(yīng)的Cx、A代入公式計(jì)算等暈角θ TA。
[0062]當(dāng)所述的0.5〈Fn〈2.5時(shí)，一定存在合適的d/D使得W。(u)/A近似匹配傾斜等暈角θ TA的路徑權(quán)重U2 ;當(dāng)I彡Fn彡2時(shí)，Wc(U)/A近似匹配傾斜等暈角θ TA的路徑權(quán)重U2匹配誤差的均方根RMSE較小，且對應(yīng)的d/D均在0.53左右。
[0063]所述光電探測器為如(XD、CMOS面成像器件或者PMT、PD單元探測器件。
[0064]本發(fā)明選用口徑 356mm 的 Schmidt-Cassegrain 望遠(yuǎn)鏡(型號(hào):Meada 14〃f/10LX200GPS)作為接收主體，具體步驟如下:
[0065](I)、確定用于精確匹配的最大湍流層高度Iv由于在高層大氣密度隨高度指數(shù)下降，高度20km以上的大氣層十分稀薄，因而湍流強(qiáng)度非常弱。湍流模型SLC Day和SLCNight認(rèn)為高于地面20.5km處光學(xué)湍流強(qiáng)度為零，H-V模型則通常認(rèn)為高于地面30km處光學(xué)湍流強(qiáng)度為零。圖1計(jì)算了不同高空湍流強(qiáng)度的H-V模型下各個(gè)高度湍流層對傾斜等暈角貢獻(xiàn)的大小，也即對二階湍流矩的貢獻(xiàn)大小，具體計(jì)算方式為:
D_ C]{h)lrdh
[0066]—「丑 w ,?、? ? 77 Equat1n Sect1n 4(1)

Jn C-(Ii)Irdh
[0067]H = 30km, dh取H/100，湍流分布采用H_V模型，固定近地面湍流強(qiáng)度，改變高空風(fēng)速參數(shù)大小來改變高空湍流強(qiáng)度。從圖1中可看出，20km以上的湍流層對傾斜等暈角貢獻(xiàn)甚微，路徑權(quán)重在這段路徑的匹配精度對最后的θ TA值影響不大。我們希望光瞳孔徑D小點(diǎn)以減小接收望遠(yuǎn)鏡的尺寸，考慮到菲涅爾數(shù)Fn = D2Cos Φ/λ 0h0, Iitl越小，D就越小,為此我們選擇& = 20km。即匹配O — 20km路徑段的路徑權(quán)重。
[0068](2)、選定接收光瞳大小D及間距d。為了為滿足Rytov近似條件，通常要求天頂角Φ小于45度；等效探測波長λ。一般選在較長波段的650nm附近以減弱白天天空背景輻射。圖2給出了不同菲涅爾數(shù)對應(yīng)的最佳d/D，以及在這些組合(Fn，d/D)下路徑權(quán)重匹配誤差的均方根值RMSE。由圖2可看出，當(dāng)I彡Fn = D2Cos Φ / λ QhQ < 2時(shí)，匹配誤差的均方根RMSE都比較小，且最佳比值d/D變化緩慢，在0.53左右。當(dāng)Φ = 45度時(shí)，D> 13.6cm才能使得Fn>1,而對于口徑356mm的Schmidt-Cassegrain望遠(yuǎn)鏡，光瞳最大直徑D約為12cm。因此D取最大值12cm，此時(shí)當(dāng)Φ從45度變化到O度時(shí)，0.78彡Fn彡1.11，屬于可接收范圍，經(jīng)計(jì)算，此時(shí)測量理論誤差不超過1%，測量偏差變化范圍見圖4。菲涅爾數(shù)分布為0.78,1.11時(shí)對應(yīng)的閃爍協(xié)方差的歸一化路徑權(quán)重函數(shù)見圖5，從圖中5可看出，菲涅爾數(shù)為1.11的路徑權(quán)重函數(shù)曲線與U2幾乎完全重合,菲涅爾數(shù)為0.78的路徑權(quán)重函數(shù)與U2也近似匹配。
[0069]實(shí)際觀測中，兩個(gè)光瞳間距與大小一般是固定的，即d/D固定，而觀測恒星的天頂角Φ是變化的(變化范圍:0-45度)，即Fn = D2/ ( λ 0h0sec Φ)在一定范圍內(nèi)變化。
[0070]為此，我們數(shù)值計(jì)算了不同菲涅爾數(shù)對應(yīng)的最佳d/D，以及在這些組合(Fn，d/D)下路徑權(quán)重匹配的RMSE，如圖2。RMSE最小值為0.117%，對應(yīng)的最佳組合為(Fn = 1.60，d/D = 0.52);當(dāng)I彡Fn彡2，匹配誤差的均方根RMSE都比較小，且最佳比值d/D變化緩慢，在0.53左右。
[0071]為了對RMSE的大小有個(gè)感性的認(rèn)識(shí)，我們計(jì)算了利用平面波閃爍測量等暈角的閃爍權(quán)重匹配u5/3的均方根誤差RMSE，在最佳匹配時(shí)其RMSE約為I %，兩種路徑權(quán)重匹配的RMSE比較見圖3。從圖3可看出，協(xié)方差權(quán)重匹配的RMSE均小于用于測量等暈角的閃爍權(quán)重匹配的RMSE(小約一個(gè)量級(jí))；利用閃爍測量等暈角一般要求RMSE小于1.5% (圖中黑橫線)，當(dāng)FnXX 5時(shí)，協(xié)方差權(quán)重匹配的RMSE總是小于1.3% (Fn = 0.5，RMSE = 1.3% )?因而可認(rèn)為，當(dāng)Fn>0.5時(shí)，可以利用恒星閃爍的協(xié)方差測量傾斜等暈角θ TA，且FN>0.7時(shí)測量理論誤差均小于利用恒星閃爍測量等暈角在權(quán)重最佳匹配時(shí)的理論誤差。
[0072]圖4計(jì)算了 d/D = 0.53時(shí)不同菲涅爾數(shù)下的理論測量偏差Dev，其計(jì)算方式為
[0073]Dev = θ" θ/,?,((2)

^True
[0074]θ ΤΑ為協(xié)方差通過(4)式計(jì)算得出，Θ True為通過定義式對不同湍流模型積分得出，計(jì)算中選取適用于不同地區(qū)的典型瑞流模型:Middle East, Greenffood, Clear I, HAP,SLC Night，H-V5/7。計(jì)算得出，當(dāng)FN>1.1，測量偏差在±1%以內(nèi)，且不同模型下的偏差值變化不大，在0.3%內(nèi)；iFN〈l.1，測量值總是偏小，偏差是負(fù)值且隨著菲涅爾數(shù)的減小而較快減小，不同模型下的偏差值較為發(fā)散，在3%內(nèi)變化。若對偏差曲線減去各模型偏差平均得到的中值，可得測量誤差Er為，當(dāng)FN>1.1，Er<0.3%，當(dāng)FN〈1.1，隨著菲涅爾數(shù)的減小，誤差越來越大，在Fn = 0.5時(shí)將達(dá)到約3%。這個(gè)誤差對光學(xué)湍流參數(shù)的測量來說，是十分微小的。
[0075](3)、利用CXD探測I (X1)與I (X2)，計(jì)算兩光瞳上的相對光強(qiáng)起伏協(xié)方差CK。如圖6，將兩個(gè)光瞳化分為三個(gè)面積S。S0, S2，要想測量瞬時(shí)I(X1)與I (x2)，可以在Sp S2上放置楔鏡，將三個(gè)面積的光分開聚焦到CCD靶面，形成三個(gè)光斑點(diǎn)，將Sp S0的光強(qiáng)相加得到I (X1)，將S2、S0的光強(qiáng)相加得到I (X2)。
[0076](4)、將Ck轉(zhuǎn)換為對數(shù)振幅起伏協(xié)方差Cx:
[0077]C =~—-- Equat1n Sect1n 3(1)
14
[0078](5)、數(shù)值計(jì)算Cx的湍流積分路徑權(quán)重Wc(U)的最大值A(chǔ):
Γ η?.? _s 2Χ (κ / 2)d , k2w
[0079]A =, IV (u) = | κ !----Jn(κ—)sitr(-)?/κ (2.)
L (」( J" κ/2 " D 4π^Λ
[0080]其中，Jn為第一類η階貝塞爾函數(shù)，L = h0sec Φ，為所取湍流傳播距離，其中hQ為所取湍流大氣層高度，Φ為天頂角。
[0081](6)代入相關(guān)參數(shù)計(jì)算傾斜等暈角θ τα:
Λ 1.40λ D lilD5 i5Zli 2
[0082]Qu=-' ' ι,--(3)

Lk0Cl
[0083]其中，λ c>Dc為與傾斜等暈角對應(yīng)的波長、孔徑直徑；CX、A從步驟4、5得出；L =h0sec Φ , h0 = 20km, Φ取所用恒星的天頂角值(可從相關(guān)測量軟件得出)；D = 12cm, λ。根據(jù)所用恒星、濾光片、CCD探測器等的光譜特性來確定。
[0084]本發(fā)明說明書中未作詳細(xì)描述的內(nèi)容屬于本領(lǐng)域?qū)I(yè)技術(shù)人員公知的現(xiàn)有技術(shù)。
【權(quán)利要求】
1.一種整層大氣傾斜等暈角的測量方法，利用安裝在望遠(yuǎn)鏡系統(tǒng)前端的兩個(gè)圓形光瞳接收恒星光強(qiáng)，并計(jì)算相對光強(qiáng)起伏協(xié)方差CK，通過選定合適的大氣湍流層高度Iitl、望遠(yuǎn)鏡觀測的天頂角Φ確定相對光強(qiáng)起伏協(xié)方差Ck的湍流積分路徑權(quán)重W。(U)及其最大值A(chǔ)，進(jìn)而計(jì)算大氣傾斜等暈角，其特征在于，包括以下步驟: ①、實(shí)驗(yàn)選定大氣湍流層高度Iitl、望遠(yuǎn)鏡觀測的天頂角Φ，并選定兩個(gè)直徑為D的接收光瞳安置于望遠(yuǎn)鏡前端接收恒星的光強(qiáng)，利用望遠(yuǎn)鏡后端的光電探測器測量兩個(gè)光瞳分別接收到的恒星光強(qiáng)值I (X1)和I (X2)，并計(jì)算I (X1)和I (X2)的相對光強(qiáng)起伏協(xié)方差Ck:1: ^() 其中括號(hào)O代表統(tǒng)計(jì)平均，XpX2分別為兩個(gè)接收光瞳的中心位置，d為兩接收光瞳中心間距d = X1-X2I,〈I〉為恒星星光在各光瞳上的光強(qiáng)統(tǒng)計(jì)均值； ②、將Ck轉(zhuǎn)換為對數(shù)振幅起伏協(xié)方差Cx:C(2) 1 4 ③、進(jìn)而計(jì)算Cx的湍流積分路徑權(quán)重W。(U)及其最大值A(chǔ):
C_8 2?/ (κ /2)d ，k2u
lVr(u) = ? κ 3 ----./?(ι< — )sin' (-)?/κ, ( Joκ/2 n D 4nFN
A = Max [Wc (u) ] (3) 其中，Jn為第一類η階貝塞爾函數(shù)，F(xiàn)n為菲涅爾數(shù)D2/ λ 0L, λ 0為探測波長,L = h0sec Φ為所取湍流傳播距離，其中Iitl為所取湍流大氣層高度，Φ為天頂角，
Wc (u) /A ^ U2 ； ④、將實(shí)驗(yàn)選定大氣湍流層高度h、望遠(yuǎn)鏡觀測的天頂角Φ，光瞳直徑D以及以上計(jì)算所得的Cx、A代入下式計(jì)算等暈角ΘΤΑ
1.40λ D 1 ('D' hAl 2 1.40λ D 1 ('F、A'2, θ =-^——^--(4) ,,,Ll0C;1Dv6Cy1'2 其中，λ?！弧榕c傾斜等暈角對應(yīng)的波長、孔徑直徑，F(xiàn)n SD2Mtl h0sec Φ 0
2.根據(jù)權(quán)利要求1所述的一種整層大氣傾斜等暈角的測量方法，其特征在于:所述大氣瑞流層高度％、望遠(yuǎn)鏡觀測的天頂角Φ的選定決定菲涅爾數(shù)Fn,進(jìn)而決定大氣瑞流歸一化積分路徑權(quán)重W。(u)/A，從而影響W。(u)/A與傾斜等暈角θ TA的路徑權(quán)重U2的匹配程度，當(dāng)W。(u)/A與傾斜等暈角θ TA的路徑權(quán)重U2近似匹配時(shí)，可以將相應(yīng)的CX、A代入公式計(jì)算傾斜等暈角θ TA。
3.根據(jù)權(quán)利要求1所述的一種整層大氣傾斜等暈角的測量方法，其特征在于:當(dāng)所述的0.5〈Fn〈2.5時(shí)，一定存在合適的d/D使得大氣湍流歸一化積分路徑權(quán)重Wc (u) /A近似匹配傾斜等暈角Θ TA的路徑權(quán)重U2 ;當(dāng)I < Fn < 2時(shí)，大氣湍流歸一化積分路徑權(quán)重Wc(U)/A與傾斜等暈角θ τ Α的路徑權(quán)重U2匹配誤差的均方根RMSE較小，且對應(yīng)的d/D均在0.53左右。
4.根據(jù)權(quán)利要求1所述的一種整層大氣傾斜等暈角的測量方法，其特征在于:所述光電探測器為面成像器件或者單元探測器件。
【文檔編號(hào)】G01C1/00GK104236520SQ201410504863
【公開日】2014年12月24日 申請日期:2014年9月26日 優(yōu)先權(quán)日:2014年9月26日
【發(fā)明者】于龍昆, 沈紅, 吳毅, 侯再紅, 靖旭, 程知, 秦來安, 張巳龍, 何楓, 譚逢富 申請人:中國科學(xué)院合肥物質(zhì)科學(xué)研究院