一种大气层倾斜的测量方法

摘要

一种大气层倾斜的测量方法，属于天体测量方法技术领域，解决了现有等高仪难于克服大气层倾斜的影响，观测精度低的问题，包括以下步骤：分别在天顶距为30°和55°的等高圈内，选取若干颗恒星作为待测恒星进行观测，将观测值之间代入下两式中，解算出，，和、、：；；将上述、、和、、代入下两式中，分别解算出大气等密度层沿南北方向和东西方向的倾斜量、： ；。本发明通过在两个不同天顶距的等高圈上进行观测，从而检测出大气层倾斜的量值和方向，提高了等高仪观测精度。

权利要求

1.一种大气层倾斜的测量方法，其特征在于，包括以下步骤：步骤1：在天顶距为30°的等高圈内，选取若干颗恒星作为待测恒星进行观测，将待测恒星各观测值代入如公式1所示的回归模型中，用最小二乘法解算出未知数x30，y30，dz30：公式1：

上式中的A为从北点向东量度的待测恒星的观测方位角；

为观测站的近似的纬度采用值；

TC为待测恒星过等高圈的观测记录时刻；

T0为待测恒星过等高圈的计算时刻；

AR为大气折射级数模型的首项系数；

z为待测恒星的视天顶距；

v为观测随机误差产生的残差；

步骤2：在天顶距为55°的等高圈内，选取若干颗恒星作为待测恒星进行观测，将待测恒星各观测值代入如公式2所示的回归模型中，用最小二乘法解算出未知数x55、y55、dz55：公式2：

上式中的A为从北点向东量度的待测恒星的观测方位角；

为观测站的近似的纬度采用值；

TC为待测恒星过等高圈的观测记录时刻；

T0为待测恒星过等高圈的计算时刻；

AR为大气折射级数模型的首项系数；

z为待测恒星的视天顶距；

v为观测随机误差产生的残差；

步骤3：将上述x30、y30、dz30和x55、y55、dz55代入下述公式3和公式4中，解算出Δzn和Δze：公式3：Δze＝-(x55cos255°-x30cos230°)×206265/AR；

公式4：Δzn＝-(y55cos255°-y30cos230°)×206265/AR；

上述Δzn为由气象变化引起的大气等密度层沿南北方向的倾斜量，如果大气等密度层向北倾斜，Δzn为正值，如果大气等密度层向南倾斜，则Δzn为负值；

Δze为由气象变化引起的大气等密度层沿东西方向的倾斜量，如果大气等密度层向东倾斜，Δze为正值，如果大气等密度层向西倾斜，则Δze为负值。

2.根据权利要求1所述的一种大气层倾斜的测量方法，其特征在于：所述步骤1中选取的待测恒星，以及步骤2中选取的待测恒星，均为亮于6.5等的恒星；所述AR为60角秒。

3.根据权利要求2所述的一种大气层倾斜的测量方法，其特征在于：所述步骤1中选取的待测恒星的数量，以及步骤2中选取的待测恒星的数量，均为20颗。

4.根据权利要求1、2或3所述的一种大气层倾斜的测量方法，其特征在于：所述步骤1中对待测恒星的观测，以及步骤2中对待测恒星的观测，均通过等高仪来完成；

所述等高仪，包括一架呈水平方向放置的反射望远镜，所述反射望远镜包括镜体(13)，镜体(13)内安装有主镜(2)和副镜(3)，主镜(2)为凹面镜，副镜(3)为凸面镜；

位于副镜(3)后端的镜体(13)内安装有支架(20)；

位于反射望远镜的光轴之上的支架(20)上沿水平方向依次安装有第一反射镜(8)和第二反射镜(10)，其中第一反射镜(8)位于第二反射镜(10)和副镜(3)之间，第一反射镜(8)的法线相对于水平方向偏上30°，第二反射镜(10)的法线相对于水平方向偏下30°，第一反射镜(8)设置于经过反射望远镜的光轴的竖直平面的一侧，第二反射镜(10)设置于经过反射望远镜的光轴的竖直平面的另一侧；

位于反射望远镜的光轴之下的支架(20)上沿水平方向依次安装有第三反射镜(9)和第四反射镜(11)，其中第三反射镜(9)位于第四反射镜(11)和副镜(3)之间，其中第三反射镜(9)的法线相对于水平方向偏上17.5°，第四反射镜(11)的法线相对于水平方向偏下17.5°，第三反射镜(9)设置于经过反射望远镜的光轴的竖直平面的一侧，第四反射镜(11)设置于经过反射望远镜的光轴的竖直平面的另一侧；

位于第一反射镜(8)和副镜(3)之间的镜体(13)的顶部设置有第一入射窗(7)；

位于第三反射镜(9)和副镜(3)之间的镜体(13)的顶部设置有第二入射窗(5)；

位于第二反射镜(10)和第四反射镜(11)下方的镜体(13)内安装有水银盘(12)；

其中第一反射镜(8)和第二反射镜(10)用于步骤1中对天顶距为30°的等高圈内的待测恒星的观测；

第三反射镜(9)和第四反射镜(11)用于步骤2中对天顶距为55°的等高圈内的待测恒星的观测。

5.根据权利要求4所述的一种大气层倾斜的测量方法，其特征在于，其特征在于：所述主镜(2)前面的镜体(13)内安装有数码相机(1)；

所述镜体(13)下方设置有底盘(15)，镜体(13)和底盘(15)之间安装有轴承(14)；

所述底盘(15)的旋转中心处设置有电机(17)，电机(17)的输出轴与传动轴(16)连接，传动轴(16)与镜体(13)连接；

所述底盘(15)下方设置有基墩(19)，底盘(15)和基墩(19)之间安装有支撑座(18)。

6.根据权利要求5所述的一种大气层倾斜的测量方法，其特征在于：所述主镜(2)和副镜(3)之间设置有光栏(25)，光栏(25)上设置有均呈圆孔状的第一通光孔径(21)、第二通光孔径(22)、第三通光孔径(23)和第四通光孔径(24)，其中第一通光孔径(21)与第一反射镜(8)相对应，第二通光孔径(22)与第二反射镜(10)相对应，第三通光孔径(23)与第三反射镜(9)相对应，第四通光孔径(24)与第四反射镜(11)相对应。

7.根据权利要求6所述的一种大气层倾斜的测量方法，其特征在于：所述主镜(2)的有效口径为300毫米，焦距为3米；

所述副镜(3)的口径为100毫米；

所述第一反射镜(8)长18厘米，宽15厘米；

所述第二反射镜(10)长18厘米，宽15厘米；

所述第三反射镜(9)长16厘米，宽15厘米；

所述第四反射镜(11)长16厘米，宽15厘米；

所述第一通光孔径(21)、第二通光孔径(22)、第三通光孔径(23)和第四通光孔径(24)的直径均小于等于124毫米；

所述水银盘(12)为一个呈倒置的四棱台状的槽体，水银盘(12)中的水银面长30厘米、宽16厘米，水银盘(12)的底部长20厘米、宽6厘米，水银深度为1.2毫米。

说明书

一种大气层倾斜的测量方法

技术领域

[0001] 本发明属于天体测量技术领域，特别涉及一种大气层的测量方法。

背景技术

[0002] 等高观测方法是十九世纪初叶由高斯提出的，一直没有被推广，到二十世纪初叶法国人克劳德发明了60°棱镜等高仪，它是在一架水平放置的折射望远镜前面，装有一块三个棱角都是60°的等面棱镜，在一个天顶距为30°的等高圈上观测，视场中会出现两个星像，一个星像是被测星星光垂直于棱镜上面的一个面射入，经过棱镜下面的另一个面反射进入物镜而形成的直接像，另一个是星光经过水银面反射再垂直于棱镜下面的一个面射入，经过棱镜上面的一个面反射进入物镜而形成的水银反射像，两颗星像上下相向（或斜向）而行，记录两星像相遇的时刻，就是被测星通过等高圈的时刻，利用不少于三颗星的观测，就能解算出观测站的天文经、纬度和等高圈的天顶距。等高圈是指天球上天顶距相等的所有位置的集合，是一个圆。克劳德发展了多星等高法观测的误差理论和计算方法，这种经典的等高仪的仪器结构比较稳定，仪器常数也比较稳定，仪器误差对观测结果的影响小，观测结果受大气折射变化的影响也小，不需要测定水平差；但是它有两个不能忽视的缺点：一是每颗被测星一次观测只有一个记录时刻读数，必然带进比较大的随机误差和人差，二是物镜的焦距随着温度变化而改变。1938年法国天文学家丹容提出将一个由双折射棱镜构成的超人差测微器装于光路中，以克服上述的两个缺点，从而发明了目视的“超人差棱镜等高仪”，也是在天顶距30°的等高圈上观测,1951年生产了一架样机。为配合国际地球物理年，前后生产了几十架，我国先后进口了三架。这种仪器成为其后国际时间局系统测时、测纬的主要仪器，也对我国的世界时系统起了支撑作用。我国在上世纪60年代开始研制的光电等高仪，是由目视观测改为光电记录，并改为反射望远镜，观测原理没有变化，但把棱镜改为左右两块反射镜组成的角镜，相应地把物镜前光栏的上下瞳孔改为左右瞳孔，从而免去了检测望远镜焦距变化的麻烦。

[0003] 然而，进一步提高观测精度的努力却受到了阻力，原因是大气层倾斜的影响，也就是通常所说的反常大气折射的影响难以克服。

发明内容

[0004] 为解决现有等高仪观测时难于克服大气层倾斜的影响，导致观测精度低的问题，本发明提供一种大气层倾斜的测量方法，其技术方案如下：

[0005] 一种大气层倾斜的测量方法，包括以下步骤：

[0006] 步骤1：在天顶距为30°的等高圈内，选取若干颗恒星作为待测恒星进行观测，将待测恒星各观测值之间代入如公式1所示的回归模型中，用最小二乘法解算出未知数x30，y30，dz30：

[0007] 公式1：

[0008] 上式中的A为从北点向东量度的待测恒星的观测方位角；

[0009] 为观测站的近似的纬度采用值；

[0010] TC为待测恒星过等高圈的观测记录时刻；

[0011] T0为待测恒星过等高圈的计算时刻；

[0012] AR为大气折射级数模型的首项系数；

[0013] z为待测恒星的视天顶距；

[0014] v为观测随机误差产生的残差；

[0015] 步骤2：在天顶距为55°的等高圈内，选取若干颗恒星作为待测恒星进行观测，将待测恒星各观测值之间代入如公式2所示的回归模型中，用最小二乘法解算出未知数x55、y55、dz55：

[0016] 公式2：

[0017]

[0018] 上式中的A为从北点向东量度的待测恒星的观测方位角；

[0019] 为观测站的近似的纬度采用值；

[0020] TC为待测恒星过等高圈的观测记录时刻；

[0021] T0为待测恒星过等高圈的计算时刻；

[0022] AR为大气折射级数模型的首项系数；

[0023] z为待测恒星的视天顶距；

[0024] v为观测随机误差产生的残差；

[0025] 步骤3：将上述x30、y30、dz30和x55、y55、dz55代入下述公式3和公式4中，解算出Δzn和Δze：

[0026] 公式3：Δzs＝-(x55cos255°-x30cos230°)×206265/AR；

[0027] 公式4：Δzn＝-(y55cos255°-y30cos230°)×206265/AR；

[0028] 上述Δzn为由气象变化引起的大气等密度层沿南北方向的倾斜量，如果大气等密度层向北倾斜，Δzn为正值，如果大气等密度层向南倾斜，则Δzn为负值；

[0029] Δze为由气象变化引起的大气等密度层沿东西方向的倾斜量，如果大气等密度层向东倾斜，Δze为正值，如果大气等密度层向西倾斜，则Δze为负值。

[0030] 优选地，所述步骤1中选取的待测恒星，以及步骤2中选取的待测恒星，均为亮于6.5等的恒星；

[0031] 所述AR为60角秒。

[0032] 优选地，所述步骤1中选取的待测恒星的数量，以及步骤2中选取的待测恒星的数量，均为20颗。

[0033] 优选地，所述步骤1中对待测恒星的观测，以及步骤2中对待测恒星的观测，均通过新型等高仪来完成；

[0034] 所述新型等高仪，包括一架呈水平方向放置的反射望远镜，所述反射望远镜包括镜体，镜体内安装有主镜和副镜，主镜为凹面镜，副镜为凸面镜；

[0035] 位于副镜后端的镜体内安装有支架；

[0036] 位于反射望远镜的光轴之上的支架上沿水平方向依次安装有第一反射镜和第二反射镜，其中第一反射镜位于第二反射镜和副镜之间，第一反射镜的法线相对于水平方向偏上30°.0，第二反射镜的法线相对于水平方向偏下30°.0，第一反射镜设置于经过反射望远镜的光轴的竖直平面的一侧，第二反射镜设置于经过反射望远镜的光轴的竖直平面的另一侧；

[0037] 位于反射望远镜的光轴之下的支架上沿水平方向依次安装有第三反射镜和第四反射镜，其中第三反射镜位于第四反射镜和副镜之间，其中第三反射镜的法线相对于水平方向偏上17°.5，第四反射镜的法线相对于水平方向偏下17°.5，第三反射镜设置于经过反射望远镜的光轴的竖直平面的一侧，第四反射镜设置于经过反射望远镜的光轴的竖直平面的另一侧；

[0038] 位于第一反射镜和副镜之间的镜体的顶部设置有第一入射窗；

[0039] 位于第三反射镜和副镜之间的镜体的顶部设置有第二入射窗；

[0040] 位于第二反射镜和第四反射镜下方的镜体内安装有水银盘；

[0041] 其中第一反射镜和第二反射镜用于步骤1中对天顶距为30°的等高圈内的待测恒星的观测；

[0042] 第三反射镜位于第四反射镜用于步骤2中对天顶距为55°的等高圈内的待测恒星的观测。

[0043] 优选地，所述主镜前面的镜体内安装有数码相机；

[0044] 所述镜体下方设置有底盘，镜体和底盘之间安装有轴承；

[0045] 所述底盘的旋转中心处设置有电机，电机的输出轴与传动轴连接，传动轴与镜体连接；

[0046] 所述底盘下方设置有基墩，底盘和基墩之间安装有支撑座。

[0047] 优选地，所述主镜和副镜之间设置有光栏，光栏上设置有均呈圆孔状的第一通光孔径、第二通光孔径、第三通光孔径和第四通光孔径，其中第一通光孔径与第一反射镜相对应，第二通光孔径与第二反射镜相对应，第三通光孔径与第三反射镜相对应，第四通光孔径与第四反射镜相对应。

[0048] 优选地，所述主镜的有效口径为300毫米，焦距为3米；

[0049] 所述副镜的口径为100毫米；

[0050] 所述第一反射镜长18厘米，宽15厘米；

[0051] 所述第二反射镜长18厘米，宽15厘米；

[0052] 所述第三反射镜长16厘米，宽15厘米；

[0053] 所述第四反射镜长16厘米，宽15厘米；

[0054] 所述第一通光孔径、第二通光孔径、第三通光孔径和第四通光孔径的直径均小于等于124毫米；

[0055] 所述水银盘为一个呈倒置的四棱台状的槽体，水银盘中的水银面长30厘米、宽16厘米，水银盘的底部长20厘米、宽6厘米，水银深度为1.2毫米。

[0056] 本发明中所使用的新型等高仪，其主体是一架水平方向放置的反射望远镜，主镜的有效口径300毫米，焦距3米。主镜前面固定装有一只不作跟踪的数码相机，主镜后面是口径约100毫米的凸面副镜。副镜后面（主镜对面），是前后各有错开地左右上下顺序排列的、法线的俯仰角不同的四块平面反射镜。

[0057] 新型等高仪的第一反射镜为30°天顶距直接像的反射镜，用于天顶距30°等高圈的待测恒星生成直接像，第二反射镜为30°天顶距水银像的反射镜，用于天顶距30°等高圈的待测恒星生成水银反射像；

[0058] 第三反射镜为55度天顶距直接像的反射镜，用于天顶距55°等高圈的待测恒星生成直接像，第四反射镜为55度天顶距水银像的反射镜，用于天顶距55°等高圈的待测恒星生成水银反射像；

[0059] 新型等高仪的四块平面反射镜左右、上下排列着,下面的两块长16公分，宽15公分，用于天顶距55°等高圈的观测，从主镜向前看，其中右边一块的法线相对于水平方向偏上17°.5，用于生成直接像，左边一块的法线偏下17°.5，用于生成水银反射像。上面的两块平面反射镜长18公分，宽15公分，用于天顶距30°等高圈的观测，其中右边一块的法线相对于水平方向偏上30°.0，用于生成直接像，左边一块的法线偏下30°.0，用于生成水银反射像。

[0060] 这样，生成的四个星像所对应的通光孔径示意如图4所示，在主镜前面设置一块具有四个圆孔的光栏，对于有效口径300毫米的主镜而言，则每个圆孔的直径不超过124毫米，相当于一架有效口径约100毫米左右的反射望远镜。

[0061] 平面反射镜的这样安排，对同一个等高圈的观测而言，虽然都是左右瞳孔，但各自的两颗星像都是由主镜的上半部分或下半部分的反射光生成的，望远镜焦距随温度的变化对星像在数码相机靶面上的位置会产生微小的影响，即同时影响两颗星像相遇时刻的上下位置，不过它对两颗星像相遇的时刻却没有影响。

[0062] 至于只采用主镜的一部分反射光成像，会不会产生比较大的像差问题，这从前人的实践来看，没有问题。超人差棱镜等高仪是在主镜前面设置了上下两个椭圆光孔的光栏，我国的光电等高仪也在主镜前面设置了左右两个椭圆光孔的光栏，都取得了满意的成像效果；另从在多功能天文经纬仪上仅占用1%主镜面积形成的人造星像来看，还是能达到要求的。

[0063] 四块平面反射镜安装在同一个支架上，要求能够微调每块平面反射镜法线指向的左右偏角和俯仰偏角，并能锁紧。支架的材料要求膨胀系数尽量小，能否用微晶玻璃胶粘而成，或者采用其他材料，待具体设计时考虑。

[0064] 在左边两块平面反射镜的下方，有一只水银面宽16公分、长30公分的长方形水银盘，底面的平底部分宽6公分、长20公分，每边的斜面宽5公分，斜度为1/40，平底的水银深度约为1.2毫米。

[0065] 反射望远镜及其作为接受终端的数码相机、平面反射镜及其支架、水银盘等部件，都安装在一个带有入射光窗口的镜筒内，这是仪器的上半部分，固定在一个带有方位传动系统的平台上，镜筒与平台之间具有进行镜筒相对于平台的左右方向和前后方向水平差微调机构和锁紧装置。仪器仅需要作方位传动，采用分辨率达到±0″.1、重复精度达到±1″.0的圆感应同步器来控制和读取仪器的方位转角。方位传动系统要求具备两个功能：一是能在35秒钟时间内把仪器旋转到观测纲要给定的方位角，最大旋转角度为330°，并且含正负两个方向；二是能以随等高圈的天顶距和被测星的预置方位而变的速度跟踪星像，跟踪速度由观测纲要给出，也含正负两个方向。

[0066] 平台下方有点、线、面的三支撑，用于把仪器的水平差和方位差调节到允许的范围内（例如±5″）。

[0067] 本发明中所使用的新型等高仪，不设置精确测定水平差和方位差的装置，仅从数码相机上图象处理得到的两星像的左右距离、两星像相遇时刻的竖直位置（y坐标）和水平位置（x坐标），来分别判断出仪器左右方向的水平差、前后方向的水平差和方位差，以便利用三支撑把它们调节到允许的范围内。

[0068] 本发明中所使用的新型等高仪，第一反射镜和第二反射镜构成30度等高仪，用于天顶距30°等高圈的观测；第三反射镜和第四反射镜构成55度等高仪，用于天顶距55°等高圈的观测。本发明将上述30度等高仪和55度等高仪巧妙地集中设计在一个镜体内，结构简化，通过本发明等高仪，在两个不同天顶距的等高圈上进行观测，可以检测出大气层倾斜的量值和方向。也就是在一组被测星的观测纲要中，穿插排列在两个等高圈上观测的被测星，分别进行观测，取得各自通过等高圈的记录时刻，再把这些记录时刻按等高圈分为两个分组，用最小二乘法分别计算得到各自的天文经纬度测定值，通过两个分组天文经纬度测定值之差值，计算出大气层倾斜的量值和倾斜方向，用于对天文经纬度测定值作修正，从而排除大气层倾斜的影响，达到提高等高仪观测精度的目的。

附图说明

[0069] 图1为本发明中所使用的新型等高仪的剖视图；

[0070] 图2为图1中安装有第一反射镜、第二反射镜、第三反射镜、第四反射镜的支架的立体示意图；

[0071] 图3为本发明中所使用的新型等高仪的光路图；

[0072] 图4为本发明中所使用的新型等高仪中的光栏的示意图。

具体实施方式

[0073] 本发明中所使用的新型等高仪，如图1所示，包括一架呈水平方向放置的反射望远镜，所述反射望远镜包括镜体13，镜体13内安装有主镜2和副镜3，主镜2为凹面镜，副镜3为凸面镜；

[0074] 位于副镜3后端的镜体13内安装有支架20；

[0075] 如图3所示，位于反射望远镜的光轴之上的支架20上沿水平方向依次安装有第一反射镜8和第二反射镜10，其中第一反射镜8位于第二反射镜10和副镜3之间，第一反射镜8的法线相对于水平方向偏上30°.0，第二反射镜10的法线相对于水平方向偏下30°.0，第一反射镜8设置于经过反射望远镜的光轴的竖直平面的一侧，第二反射镜10设置于经过反射望远镜的光轴的竖直平面的另一侧；

[0076] 位于反射望远镜的光轴之下的支架20上沿水平方向依次安装有第三反射镜9和第四反射镜11，其中第三反射镜9位于第四反射镜11和副镜3之间，其中第三反射镜9的法线相对于水平方向偏上17°.5，第四反射镜11的法线相对于水平方向偏下17°.5，第三反射镜9设置于经过反射望远镜的光轴的竖直平面的一侧，第四反射镜11设置于经过反射望远镜的光轴的竖直平面的另一侧；

[0077] 位于第一反射镜8和副镜3之间的镜体13的顶部设置有第一入射窗7；

[0078] 位于第三反射镜9和副镜3之间的镜体13的顶部设置有第二入射窗5；

[0079] 位于第二反射镜10和第四反射镜11下方的镜体13内安装有水银盘12。

[0080] 所述主镜2前面的镜体13内安装有数码相机1；

[0081] 所述镜体13下方设置有底盘15，镜体13和底盘15之间安装有轴承14；

[0082] 所述底盘15的旋转中心处设置有电机17，电机17的输出轴与传动轴16连接，传动轴16与镜体13连接；

[0083] 所述底盘15下方设置有基墩19，底盘15和基墩19之间安装有支撑座18。

[0084] 所述主镜2和副镜3之间设置有光栏25，如图4所示，光栏25上设置有均呈圆孔状的第一通光孔径21、第二通光孔径22、第三通光孔径23和第四通光孔径24，其中第一通光孔径21与第一反射镜8相对应，第二通光孔径22与第二反射镜10相对应，第三通光孔径23与第三反射镜9相对应，第四通光孔径24与第四反射镜11相对应。

[0085] 所述主镜2的有效口径为300毫米，焦距为3米；

[0086] 所述副镜3的口径为100毫米；

[0087] 所述第一反射镜8长18厘米，宽15厘米；

[0088] 所述第二反射镜10长18厘米，宽15厘米；

[0089] 所述第三反射镜9长16厘米，宽15厘米；

[0090] 所述第四反射镜11长16厘米，宽15厘米；

[0091] 所述第一通光孔径21、第二通光孔径22、第三通光孔径23和第四通光孔径24的直径均小于等于124毫米；

[0092] 所述水银盘12为一个呈倒置的四棱台状的槽体，水银盘12中的水银面长30厘米、宽16厘米，水银盘12的底部长20厘米、宽6厘米，水银深度为1.2毫米。

[0093] 上述新型等高仪的工作原理如下：

[0094] 天顶距30°等高圈的观测：

[0095] 第一反射镜8为30°天顶距直接像的反射镜，用于天顶距30°等高圈的待测恒星生成直接像，第二反射镜10为30°天顶距水银像的反射镜，用于天顶距30°等高圈的待测恒星生成水银反射像；

[0096] 第一反射镜8、第一通光孔径21、第二反射镜10、第二通光孔径22、主镜2、副镜3、数码相机1构成30度等高仪，用于天顶距30°等高圈的观测；

[0097] 观测时，如图3所示，天顶距30°等高圈中某颗恒星发出的星光，包括30°天顶距直接像的星光26，以及30°天顶距水银像的星光27，其中，30°天顶距直接像的星光26直接射入第一反射镜8，反射后形成的第一束光穿过第一通光孔径21，30°天顶距水银像的星光27通过水银盘12反射后，进入第二反射镜10，反射后形成的第二束光穿过第二通光孔径22，第一束反射光和第二束反射光互相平行，因而在数码相机1物镜焦平面上的两个星像在此瞬间重合，观测者按电键记录相应时刻，就可完成一颗天顶距30°等高圈中的恒星的观测。

[0098] 天顶距55°等高圈的观测：

[0099] 第三反射镜9为55度天顶距直接像的反射镜，用于天顶距55°等高圈的待测恒星生成直接像，第四反射镜11为55度天顶距水银像的反射镜，用于天顶距55°等高圈的待测恒星生成水银反射像；

[0100] 第三反射镜9、第三通光孔径23、第四反射镜11、第四通光孔径24、主镜2、副镜3、数码相机1构成55度等高仪，用于天顶距55°等高圈的观测；

[0101] 观测时，如图3所示，天顶距55°等高圈中某颗恒星发出的星光，包括55度天顶距直接像的星光28，以及55度天顶距水银像的星光29，其中，55度天顶距直接像的星光28直接射入第三反射镜9，反射后形成的第三束光穿过第三通光孔径23，55度天顶距水银像的星光29通过水银盘12反射后，进入第四反射镜11，反射后形成的第四束光穿过第四通光孔径24，第三束反射光和第四束反射光互相平行，因而在数码相机1物镜焦平面上的两个星像在此瞬间重合，观测者按电键记录相应时刻，就可完成一颗天顶距55°等高圈中的恒星的观测。

[0102] 使用上述新型等高仪，可以同时在两个等高圈上穿插观测不同星的方法，利用观测数据检测大气层倾斜，用于对观测结果作修正，以保证天文经纬度测定值的干净可靠。

[0103] 鉴于地球大气对地面观测的不利影响是观测误差的主要来源之一，本发明中将它分为三个层次来对待：一是宁静大气的天文大气折射，二是变化周期为小时量级到几天量级的大气等密度层倾斜，三是随机的大气抖动和湍流。

[0104] 我们的地球被一层浓密的大气所包围，我们称之为大气层。遥远的星光来到地球，穿过大气层之后被我们的人眼所接收，从而我们看到了遥远的星星。光线（更广泛地讲，电磁波）有一种特点，当它通过不同的物质，或者是物质本身不均匀，就会有折射发生，光线就不再沿直线传播，这一点在生活上最常见的例子是斜放在水碗中的筷子，看起来好像变弯折了的样子。由于大气层是由于重力的原因才包围在地球周围，所以地球表面的空气密度大，而远离地球表面的空气密度小，所以当星光从太空的真空环境进入大气层的时候，随着空气密度的增加，光线的传播路径也逐渐弯曲，以至于我们看到的星星的方向（就是光线进入人眼或者仪器时的反方向）并不是真正的星星的所在位置的方向。这一点，就如同在水中看岸上的景物一样，存在着偏差。这点偏差就会对天文观测产生影响，随着天顶距的增加，这个偏差逐渐增大。人类经过长期的研究，逐渐掌握了大气折射的规律，并且基于一种理想假设编制了大气折射表：假设地球表面的大气是由一层层的同心等密度层球壳组成的。然而，这个表基本反映了大气折射的情况，有着广泛的应用。

[0105] 但因为大气层并不总是这样呈均匀的同心球层，由于气象的原因，局部的大气等密度层会发生倾斜，也就是说局部地区不再是同心球层，这一现象即称之为“大气等密度层倾斜”，又简称“大气层倾斜”。在同心球层的条件下，局部大气层可以认为是平行于水平面的平行层，所谓的倾斜情况，也就是局部的等密度大气层不再平行于水平面。当存在大气层倾斜的时候，来自头顶正上方的星光虽然仍然是垂直于水平面，但是在通过大气层的时候就会产生折射，以至于看起来这个星星不再是位于正头顶的方向了。由于正头顶的方向是其他高度方向的起算点，因此头顶方向的偏差就使得所有星体的观测结果存在偏差，虽然偏差很小，但对于高精度的测量是不可忽略的。

[0106] 宁静大气的天文大气折射通常采用已有的大气折射表，根据观测时刻的气温、气压读数来计算和修正。在高要求的情况下，则采用本地的大气折射实测模型作修正。

[0107] 从几十年等高仪观测结果来看，大气等密度层倾斜的影响是存在的，本发明方法在两个天顶距的等高圈上观测，就是为了检测大气等密度层倾斜量和倾斜方向，用于对每组星观测得到的天文经纬度测定值作修正，以保证观测数据的干净可靠。天顶距是用来描述天体位置的一个参量，其定义为：在天体方位圈上，天体与天顶之间的角距离。

[0108] 随机的大气抖动和湍流，是影响观测精度的主要因素之一，利用连续短曝光取得的多幅图像进行星像定位，并对它们的量度坐标作平滑处理，可以压缩这种随机的影响。

[0109] 本发明方法观测求解天文经纬度测定值的误差方程式为：

[0110] 公式一：xsin A+ycos A-dz+δh＝v

[0111] 误差方程式的数量为被测星数n，式中的 以角秒为单位，Δλ为观测站天文经度测定值与近似的经度采用值λ0之差； 以角秒为单位，是观测站天文纬度测定值与近似的纬度采用值 之差，这两者都是未知数；dz是对等高圈观测天顶距标称值（这里的标称值是30°或55°）的改正值，也是未知数，以角秒为单位；A为从北点向东量度的观测方位角（0°～360°）；v为观测随机误差产生的残差；δh为：

[0112] 公式二：

[0113] 是与星过等高圈的观测记录时刻TC及计算时刻T0有关的测定值；RA（P,T）为在观测时刻气温T和气压P条件下宁静大气的天文大气折射值，通过计算得到，计算公式为：

[0114] 公式三：

[0115] 公式三中的AR一般称为大气折射级数模型的首项系数，约为60角秒左右，理论的大气折射模型把它看成是在各方位都相等，如果采用本地的实测模型，则它在各方位之间有千分之几的差异，即它随着观测方位角A的不同而不同，所以在公式三左边有一个下标A。BR比AR小三个数量级，CR更小，从而在考虑大气层倾斜时，只需考虑ARtan z这一项。

[0116] 现在假设气象因素变化引起的大气等密度层倾斜在子午方向的分量为向北倾斜Δzn（如果向南倾斜，则Δzn为负值），使得计算天文大气折射的天顶距z的起算点向北移动了Δzn，即公式三中的ARtan z变成了ARtan(z-ΔzncosA)，并考虑到相对于z而言，Δzn为小量，利用近似公式：

[0117] tan(x0+h)＝tan x0+h sec2x0+h2sin x0sec3x0+……，

[0118] 取到一级小量有：

[0119] 公式四：ARtan(z-ΔzncosA)＝ARtan z-ARΔzncosA sec2z sin1″[0120] 就是说，在公式二中计算的大气折射改正值RA（P,T），偏大了ΔRA(P,T)＝2
ARΔzncos A secz sin1″（如果Δzn为正，则对于卯酉圈以南的被测星偏小了）。即在公式二中δh偏大了同样的数量。这个量ΔRA（P,T），将在一组被测星的分布满足Σsin A＝0和Σcos A＝0的条件下，利用最小二乘法求解公式一时，对y值产生的影响，即对天文纬度测定值产生的影响 为：

[0121] 公式五：

[0122] 这就是对一组星观测的测纬结果的影响，以角秒为单位，与大气折射模型的首项系数AR、大气等密度层的向北倾斜分量Δzn有关，还与等高圈的天顶距z有关。

[0123] 现在看东西方向倾斜的影响（这里不考虑南北方向偏移）。设大气等密度层向东倾斜的量为Δze，即折射位移的奔赴点，也就是计算天文大气折射的天顶距z的起算点向东偏离了Δze。类似于公式四，有：

[0124] 公式六：ARtan(z-Δzssin A)＝ARtan z-ARΔzssin A sec2z sin1″[0125] 在上述被测星分布的条件下，得到对解算值x产生的影响为：

[0126] 公式七：Δx＝-ARΔzssec2z sin1″

[0127] 也与AR、Δze、z有关，其在天顶处的偏移弧长以角秒为单位，对天文经度测定值的影响则与当地纬度有关：

[0128] 公式八：

[0129] 以毫秒为单位。对于云南天文台而言，则为：

[0130]

[0131] 假设存在着大气层倾斜，并且其东西分量为Δze＝+5′、南北分量为Δzn＝+5′，那么，就云南天文台等高方法观测而言，在大气压为800mb左右的条件下取大气折射级数首项系数为AR＝48″，可以计算出在不同天顶距的等高圈观测，这样的大气层倾斜量对天文经纬度测定值的影响量列于下表：

[0132]

[0133]

[0134] 从受影响的量值来看，天顶距25°的与30°的差异很小；30°的与45°的差异也比较小，在一组星观测得到的天文经纬度测定值的中误差仅在±0″.05量级的情况下，不容易分辨；天顶距30°与50°的差异达到±0″.08和±7ms的量级，与55°的差异则为±0″.12和±9ms的量级，都应该是可以分辨的；与60°的相比，差异更为显著。

[0135] 因此，可以利用本发明的新型等高仪在两个不同天顶距的等高圈的观测数据检测近地面大气层倾斜：即在一个小时一组的观测纲要中，安排在两个等高圈上穿插观测不同等高圈的被测星，一个等高圈的天顶距为30°（传统的等高圈天顶距），另一个等高圈的天顶距为55°（仅是为了得到天文经纬度测定值，天顶距不宜太大），每个等高圈约观测20颗星，都分别按照观测纲要编制要求，即接近于Σsin A＝0和Σcos A＝0的要求，选取亮于6.5等被测星。

[0136] 如果一组观测到n颗被测星，则有n个公式一形式的误差方程式和公式二形式的测定值，首先将这些误差方程式按观测等高圈的标称天顶距30°和55°分为两个分组，各有n30和n55个误差方程式和测定值，分别用最小二乘法求解出各自的三个未知数：x30、y30、dz30和x55、y55、dz55（下标为等高圈的标称天顶距），再利用公式七公式五就可以计算出：

[0137] 公式九：Δzs＝-(x55cos255°-x30cos230°)×206265/AR

[0138] 公式十：Δzn＝-(y55cos255°-y30cos230°)×206265/AR

[0139] 式中的206265为1/sin1″，AR为大气折射级数模型首项系数乘以改正因子T0和P0为这一组星观测时间段内气温和气压读数的平均值。

[0140] 在消除了大气层倾斜的影响之后，可以提高本地天文经纬度测定值的可靠性。