光电经纬仪外场星校方法研究

　　1 引 言

　　星体标校是利用恒星在天球上的准确视位置来标定光电经纬仪的精度，是光电经纬仪在外场进行精度检测和单项误差调整常用的方法之一，广泛地应用于各种靶场的外场实时检测。 利用该方法可以随时了解光电经纬仪的精度状况，极大地方便了用户[1-6]。

       光电经纬仪的星校包括引星、 拍星和数据处理3 个步骤。

　　在外场时， 星校具体工作包括： 通常选择晴朗的夜晚, 在拍星前要拍战前方位标 ; 拍星前， 时统设备必须与天文台进行对时和校频;选星; 人工或计算机引导进行拍星; 拍星同时记录地面温度和气压; 拍战后方位标， 计算仪器三差; 事后数据处理， 获得精度[7-10]。

　　本文根据在实际工作中摸索获得的外场星校方法， 通过建立数学模型， 把测得的星体值进行解算,获得经纬仪各单项差。 实验结果表明， 外场星校与内场检测结果相符。

　　2 拍 星

　　2.1 选星的原则

　　光电经纬仪选星的基本原则是根据其探测器(电影 、 电视等) 性能 ， 决定所能探测的最低星等 。比最低星等稍亮且符合方位角 (0°～360°均匀分布)、高低角 (20°～65°均匀分布) 限制条件的所有恒星都可选用。

　　2.2 星体理论值计算

　　根据天体理论值计算，设i=n 为参加处理的星体序号, j=m 为每颗星处理的画幅数 ， 星体方位角和高低角理论值由下列公式计算:

　　2.3 任意时刻恒星视位置的计算

　　星体理论值计算中的一些基本参数， 如 S0， αi，δi等均来自于中国科学院南京紫金山天文台每年编算的 《中国天文年历》。 年历每 10 天给出恒星的准确视位置。 在一年中， 恒星的视位置变化不大 (秒量级)。 对于引导来说， 我们只要适当地选择某一组数据就足够了 (因为引导只要把恒星引导到光电经纬仪的视场内即可，而光电经纬仪的视场是分量级)。

　　但是，仅有这些还不够，拍星的时间是随机　的，不可能刚好选择年历表上已有的日期。为了数据处理的需要， 还必须计算出星体在任意时刻的视位置。 具备了上述有关参数后， 才能精确地计算星体的理论值。求任意时刻t 的恒星视位置 f， 其方法是采用拉格朗日三点插值。

2.4 拍星测量值

　　3 解 算

　　3.1 用最小二乘求解光电经纬仪各单项误差的方程

         求解光电经纬仪各单项误差的方程如下：