李敬偉 黎 輝 封 莉 李 瑛 黃 宇趙 潔 盧 磊 應(yīng)蓓麗 薛建朝 楊雨桐

(1中國科學(xué)院紫金山天文臺暗物質(zhì)與空間天文重點(diǎn)實(shí)驗(yàn)室南京210023)

(2中國科學(xué)技術(shù)大學(xué)天文與空間科學(xué)學(xué)院合肥230026)

1 背景介紹

萊曼阿爾法太陽望遠(yuǎn)鏡(LST)[1–3]是先進(jìn)天基太陽天文臺(ASO-S)[4–5]衛(wèi)星的3個(gè)有效載荷之一,它由白光太陽望遠(yuǎn)鏡(WST)、全日面成像儀(SDI)、日冕儀(SCI)和導(dǎo)星鏡(GT)組成[2,6].SDI和WST的視場為1.2倍太陽半徑,SDI的工作波段為萊曼阿爾法波段(121.6±7.5nm),WST的工作波段為紫外窄帶連續(xù)譜(360±2.0nm)[2,6].

平場是電荷耦合器件(CCD)和互補(bǔ)金屬氧化物半導(dǎo)體(CMOS)等數(shù)值化半導(dǎo)體探測器像元對入射光響應(yīng)的非均勻性的表征,實(shí)際的觀測圖像需要通過平場對探測器響應(yīng)的非均勻性進(jìn)行改正,才能獲得真實(shí)的觀測圖像.通?？梢酝ㄟ^對均勻光源成像或穩(wěn)定光源在不同曝光時(shí)間下的圖像進(jìn)行擬合得出.但有時(shí)候,這兩種光源都難以獲得,在1991年Kuhn,Lin和Loranz提出了一種利用相對穩(wěn)定非均勻圖像獲取平場的方法[7],在2004年Chae[8]在此基礎(chǔ)上進(jìn)行了一定的改進(jìn),將太陽圖像、光強(qiáng)變化以及平場等參數(shù)自由化,Kuhn等[7]和Chae[8]都采用的是太陽像在探測器不同位置獲得圖像的方法來獲得平場,我們簡稱該方法為KLL方法.該方法使用觀測的太陽像本身作為光源,改變望遠(yuǎn)鏡指向獲得多張位于探測器不同位置的太陽像,通過迭代方法計(jì)算平場[7–8].目前,地基全日面太陽望遠(yuǎn)鏡,如光學(xué)和近紅外太陽爆發(fā)探測望遠(yuǎn)鏡(ONSET)[9],大熊湖太陽天文臺的Hα全日面太陽望遠(yuǎn)鏡[10],天基全日面太陽觀測載荷,如太陽動(dòng)力學(xué)觀測衛(wèi)星(SDO)搭載的太陽大氣成像儀(AIA)[11–12]及日震和磁成像儀(HMI)[13]均采用KLL方法獲取平場.而局部視場的太陽望遠(yuǎn)鏡如太陽界面層成像光譜儀(IRIS)和大熊湖太陽天文臺的磁場觀測亦采用了該方法[14–15].

在ASO-S衛(wèi)星發(fā)射后,通過衛(wèi)星指向偏離衛(wèi)星-日心連線方向,得到不同指向的多幅全日面圖像,并利用獲得的非均勻但相對穩(wěn)定的全日面圖像,使用KLL方法通過最小二乘法擬合迭代得到SDI和WST所需的平場圖像[6].

衛(wèi)星調(diào)姿到指定位置并保持穩(wěn)定需要一定的時(shí)間,同時(shí)圖像采集也需要時(shí)間,因此,相鄰兩個(gè)位置的圖像采集有一定的時(shí)間差.由于太陽像或多或少存在變化[16–18],這一時(shí)間差的長短將直接影響所得的平場精度.而且平場定標(biāo)精度也取決于全日面圖像的相對穩(wěn)定性、完成全部位置圖像的采集時(shí)間以及算法的優(yōu)化等因素.全日面太陽圖像在此過程中變化越少,采集圖像的總時(shí)間越短,則定標(biāo)精度通常就越高.根據(jù)SDO衛(wèi)星AIA技術(shù)文檔所示的極紫外波段平場的情況來看,KLL方法在極紫外波段平場定標(biāo)精度不是很高,這對于萊曼阿爾法太陽望遠(yuǎn)鏡來說也具有一定的參考價(jià)值.

在本文中我們將利用HMI和AIA的觀測數(shù)據(jù)來測試使用KLL方法得到的平場定標(biāo)精度對相鄰位置時(shí)間間隔的敏感性.

文章的結(jié)構(gòu)安排如下:我們在第2節(jié)介紹計(jì)算平場時(shí)的觀測數(shù)據(jù)來源,平移平場數(shù)據(jù)日心位置的要求及生成的平移平場數(shù)據(jù)的情況等內(nèi)容;在第3節(jié)介紹使用KLL方法對這些數(shù)據(jù)的處理和計(jì)算以及對所得平場的分析;在第4節(jié)對結(jié)果進(jìn)行討論并給出結(jié)論.

2 數(shù)據(jù)及處理

2.1 數(shù)據(jù)位置要求

考慮到WST和SDI的視場均為1.2倍太陽半徑的圓形視場,而探測器的讀出圖像通常為方形.為了得到全視場的平場,我們擬讓衛(wèi)星平臺指向13個(gè)(只考慮1.2倍太陽半徑的內(nèi)切圓平場)或21個(gè)(同時(shí)考慮探測器4個(gè)角區(qū)域的平場)不同的位置(其中1個(gè)為參考位置),探測系統(tǒng)在這些位置分別進(jìn)行太陽像的圖像采集.

在日心坐標(biāo)系中,我們將參考圖像的太陽像中心坐標(biāo)設(shè)為(0,0).分析得到在進(jìn)行太陽平場數(shù)據(jù)觀測時(shí)21個(gè)位置點(diǎn)的日心坐標(biāo)分別為(單位為角分(′)):(0,0)、(4.8,0.0)、(4.157,2.4)、(2.4,4.157)、(0.0,4.8)、(?2.4,4.157)、(?4.157,2.4)、(?4.8,0.0)、(?4.157,?2.4)、(?2.4,?4.157)、(0.0,?4.8)、(2.4,?4.157)、(4.157,?2.4)、(11.085,6.4)、(6.4,11.085)、(?6.4,11.085)、(?11.085,6.4)、(?11.085,?6.4)、(?6.4,?11.085)、(6.4,?11.085)、(11.085,?6.4),各個(gè)位置點(diǎn)在探測器上的分布如圖1所示.在下面使用KLL方法計(jì)算平場時(shí),我們均采用了上述的21個(gè)平移平場位置進(jìn)行計(jì)算.

圖1 擬采用的21個(gè)平移位置相對于日面中心的坐標(biāo)示意圖,其中中間的21個(gè)加號是各個(gè)平移圖像的日心位置,中間的小圓圈代表中心點(diǎn)位置的日面邊緣,大圓圈代表WST和SDI探測器視場,方框代表WST和SDI探測器的整個(gè)靶面.Fig.1 The relative coordinates of the 21 of fset positions relative to the coordinates of the disk center of Sun.The 21 pluses(+)in the middle of the plot indicate the disk center of the Sun of each of fset images.The small circle represents the limb of the Sun at the central position,the big circle represents the field of view(FOV)of WST and SDI,and the box stands for the whole area of the WST and SDI detectors.

2.2 測試數(shù)據(jù)與方法

基于觀測數(shù)據(jù)的相似性,我們將使用HMI/SDO的6174?A的白光觀測數(shù)據(jù)作為WST KLL方法平場的測試數(shù)據(jù),使用AIA/SDO的304?A和1700?A觀測數(shù)據(jù)作為SDI KLL方法平場的測試數(shù)據(jù).我們選用一定相鄰位置時(shí)間間隔的觀測數(shù)據(jù),按照上述21個(gè)位置點(diǎn)進(jìn)行數(shù)據(jù)平移,生成所需要的平場計(jì)算數(shù)據(jù),然后使用KLL方法的程序進(jìn)行平場計(jì)算,最后我們將所得到的平場進(jìn)行分析.

選用HMI 6174?A白光觀測數(shù)據(jù)作為WST的計(jì)算數(shù)據(jù)是因其與WST的3600?A窄帶連續(xù)譜觀測得到的圖像幾乎相同.而選用AIA 304?A和1700?A成像觀測數(shù)據(jù)作為SDI的計(jì)算數(shù)據(jù)則是考慮到1700?A成像觀測計(jì)數(shù)預(yù)期高于SDI計(jì)數(shù),而304?A成像觀測計(jì)數(shù)預(yù)期低于SDI的計(jì)數(shù),因此根據(jù)經(jīng)驗(yàn)預(yù)期得到的SDI平場數(shù)據(jù)會較304?A的更優(yōu),而稍差于1700?A的平場.

WST計(jì)算數(shù)據(jù)的來源及相鄰位置時(shí)間間隔:我們使用了2013年10月24日和2017年4月9日2d的HMI的白光觀測數(shù)據(jù),計(jì)算時(shí)使用的相鄰位置時(shí)間間隔分別為45s、90s、135s、180s、225s、270s、315s、360s、540s和720s,每天10組數(shù)據(jù),共20組數(shù)據(jù),每組21幅圖像.

SDI計(jì)算數(shù)據(jù)的來源及時(shí)間間隔如下:第1種計(jì)算數(shù)據(jù)我們使用了2013年10月17日和2017年4月8日2d的AIA 304?A的觀測數(shù)據(jù),計(jì)算時(shí)選用的相鄰位置時(shí)間間隔分別為48s、96s、144s、192s、240s、288s、336s、384s、480s和720s,每天10組數(shù)據(jù),共20組數(shù)據(jù),每組21幅圖像;第2種計(jì)算數(shù)據(jù)我們使用了2012年1月11日,2013年10月24日和2017年4月9日3d的AIA 1700?A的成像觀測數(shù)據(jù),計(jì)算時(shí)選用的相鄰位置時(shí)間間隔分別為48s、96s、144s、240s、288s、336s、384s、480s和720s等,每天10組數(shù)據(jù),共30組數(shù)據(jù),每組21幅圖像.

需要注意的是,計(jì)算時(shí)選用的相鄰位置時(shí)間間隔受到數(shù)據(jù)源的觀測時(shí)間的限制,例如HMI觀測數(shù)據(jù)的最短時(shí)間間隔為45s,在生成WST平場計(jì)算數(shù)據(jù)時(shí)我們選擇使用的最短相鄰位置時(shí)間間隔為45s,AIA 304?A觀測數(shù)據(jù)的最短時(shí)間間隔為12s,而AIA 1700?A觀測數(shù)據(jù)的最短時(shí)間間隔為24s,在生成SDI平場計(jì)算數(shù)據(jù)時(shí),我們選擇使用的最短相鄰位置時(shí)間間隔為48s,計(jì)算時(shí)選用的前8個(gè)時(shí)間間隔是最短時(shí)間間隔的n倍(n=1,2,3,4,5,6,7,8),而最后兩個(gè)相鄰位置時(shí)間間隔一個(gè)為9min(或8min),另一個(gè)為12min.最長相鄰位置時(shí)間間隔選用12min的依據(jù)是AIA在做平場數(shù)據(jù)觀測時(shí),相鄰位置時(shí)間間隔為10min左右,所以我們在計(jì)算時(shí)選取的最長相鄰位置時(shí)間間隔為12min.

計(jì)算數(shù)據(jù)分別選取2012年、2013年和2017年的原因是其分別位于第24太陽活動(dòng)周的太陽極大年和太陽極小年附近,而太陽活動(dòng)的強(qiáng)弱可能會對使用KLL方法計(jì)算的平場定標(biāo)精度造成一定的影響,所以我們分別選取了這3個(gè)年份的觀測數(shù)據(jù)作為計(jì)算數(shù)據(jù)源,其中2012年的觀測數(shù)據(jù)只選用了AIA 1700?A的數(shù)據(jù).

2.3 計(jì)算數(shù)據(jù)的生成

根據(jù)上面提到的21個(gè)位置的日心坐標(biāo),將HMI和AIA的觀測數(shù)據(jù)按要求生成WST和SDI的平場計(jì)算數(shù)據(jù),總共70組計(jì)算數(shù)據(jù),我們在圖2中僅展示生成后的一組WST相鄰位置時(shí)間間隔為45s的平場計(jì)算數(shù)據(jù),其余各組平場計(jì)算數(shù)據(jù)與此類似,不再展示.

我們在使用KLL方法計(jì)算平場時(shí),分為理想和觀測兩種情況進(jìn)行計(jì)算:第1種為理想情況,即計(jì)算數(shù)據(jù)的平場是理想平場(理想情況下的平場數(shù)據(jù)的數(shù)值均為1.0),然后使用KLL方法計(jì)算平場,此種情況下得到的平場代表了KLL方法的最佳平場定標(biāo)精度極限情況;第2種為觀測情況,利用HMI和AIA發(fā)布的由觀測得到的平場數(shù)據(jù)(如圖3所示)將經(jīng)過平場改正后的數(shù)據(jù)還原為改正前的觀測數(shù)據(jù),然后用KLL方法計(jì)算平場,此種情況下得到的平場反映了KLL方法在實(shí)際觀測情況下的平場定標(biāo)精度.

3 平場的計(jì)算與分析

我們使用上述的70組計(jì)算數(shù)據(jù),使用KLL方法將每組計(jì)算數(shù)據(jù)按照上述理想和觀測兩種情況進(jìn)行計(jì)算,共得到140個(gè)平場.

我們在計(jì)算平場過程中遇到如下困難:(1)第1種SDI計(jì)算數(shù)據(jù)的計(jì)數(shù)較低且在日面邊緣存在冕環(huán)、日珥、針狀物等現(xiàn)象的干擾;(2)第2種SDI計(jì)算數(shù)據(jù)計(jì)數(shù)相對較高,但是由于其原始平場的影響,使得生成的圖像中有時(shí)會出現(xiàn)較大起伏,導(dǎo)致在使用索貝爾函數(shù)計(jì)算日心坐標(biāo)和太陽半徑時(shí)經(jīng)常出現(xiàn)誤判現(xiàn)象.而WST的平場計(jì)算數(shù)據(jù)則不存在這些問題.為了克服這些困難,我們將圖像進(jìn)行一定閾值(采用閾值的目的是為了消除日面亮度的起伏對判斷程序的干擾,我們采用對計(jì)算圖像限制其最大值和最小值的閾值方法,屏蔽掉日面對程序的干擾而提高了程序?qū)θ彰孢吘壧荻鹊呐袛?所采用的閾值大小需要根據(jù)數(shù)據(jù)的實(shí)際情況設(shè)定)處理和/或去除冕環(huán)、日珥等影響后,再使用索貝爾函數(shù)計(jì)算得到日心坐標(biāo)和太陽半徑等參數(shù),最后將得到的日心坐標(biāo)和太陽半徑等參數(shù)作為輸入?yún)?shù),使用KLL方法計(jì)算平場.

圖2 由HMI強(qiáng)度圖像生成的相鄰位置時(shí)間間隔為45 s的21個(gè)位置的WST平場數(shù)據(jù)示意圖Fig.2 Generated 21 of fset images for the WST flat field data from HMI intensity images with a time interval of 45 s

圖3 用于還原觀測圖像的HMI(左)、AIA 304?A(中)和1700?A(右)的平場圖像.需要注意的是圖中平場數(shù)據(jù)顯示的范圍由其上的灰度棒給出.Fig.3 Flat field images used to restore the observation images:HMI(left),AIA 304?A(middle)and 1700?A(right)flat field images.Note that the range of the flat field data in the figure is given by the scale bar.

經(jīng)過計(jì)算我們得到WST和SDI共140幅平場圖像,我們這里只給出了WST和SDI的平場示意圖,如圖4和圖5所示.圖4是按理想情況計(jì)算得到的平場,圖5是按觀測情況計(jì)算得到的平場.

圖4 按理想情況由HM I強(qiáng)度圖像計(jì)算得到的WST平場圖像(左)和由AIA 304?A(中)及1700?A(右)圖像得到的SDI平場圖像.需要注意的是圖中平場數(shù)據(jù)顯示的范圍由其上的灰度棒給出.Fig.4 Derived WST flat field image with the ideal flat field assumption from HMI intensity images(left),and the SDI flat field images from AIA 304?A(middle)and 1700?A(right)images.Note that the range of the flat field data in the figure is given by the scale bar.

下面我們將得到的WST和SDI的平場進(jìn)行統(tǒng)計(jì)分析.我們得到的WST和SDI的平場是以位于探測器中心的參考太陽日面邊緣的外接正方形進(jìn)行歸一化處理的,而如圖3所示,原始平場的4個(gè)邊角區(qū)域均為1,因此在統(tǒng)計(jì)分析時(shí),排除所得平場的4個(gè)邊角區(qū)域.統(tǒng)計(jì)區(qū)域類似于圖4和圖5排除4個(gè)邊角區(qū)域的圓形視場,這里不做逐一說明.

我們的統(tǒng)計(jì)方法分為兩種方法:

統(tǒng)計(jì)方法一:對于上述第1種(理想)情況得到的WST和SDI的平場,直接統(tǒng)計(jì)平場的最大值、最小值、均值、標(biāo)準(zhǔn)偏差(σ)值以及平場值在均值±1σ之內(nèi),均值±3σ之內(nèi)和1.0±2%之內(nèi)的像元數(shù)占總像元數(shù)的比例;統(tǒng)計(jì)方法二:對于上述第2種(觀測)情況得到的WST和SDI的平場,首先將得到的平場與其相應(yīng)的原始平場相除,再進(jìn)行與方法一同樣的統(tǒng)計(jì).

圖5 按觀測情況由HM I強(qiáng)度圖像計(jì)算得到的WST平場圖像(左)和由AIA 304?A(中)及1700?A(右)圖像得到的SDI平場圖像.需要注意的是圖中平場數(shù)據(jù)顯示的范圍由其上的灰度棒給出.Fig.5 Derived WST flat field image with the observation images from HMI intensity images(left),and the SDI flat field images from AIA 304?A(middle)and 1700?A(right)images.Note that the range of the flat field data in the figure is given by the scale bar.

經(jīng)過統(tǒng)計(jì)分析,我們總共得到了14個(gè)統(tǒng)計(jì)表格.我們發(fā)現(xiàn)在上面的統(tǒng)計(jì)參數(shù)中,如果用σ值作為平場定標(biāo)精度的衡量標(biāo)準(zhǔn),則σ值越小說明平場數(shù)值越集中于均值附近,σ值越大則說明平場數(shù)值對均值的分散程度變大.因此得出σ值可以很好地衡量所得WST和SDI平場的質(zhì)量,將同一天10個(gè)平場的σ值與其相應(yīng)的相鄰位置時(shí)間間隔顯示在一起,則可以反映出平場定標(biāo)精度與相鄰位置時(shí)間間隔之間的變化趨勢.我們在圖6–8中給出了理想和觀測兩種情況下所得的WST和SDI平場的σ值隨相鄰位置時(shí)間間隔的變化曲線.

我們在計(jì)算平場時(shí),使用的KLL方法是在可視化交互數(shù)據(jù)語言(IDL)中實(shí)現(xiàn)的.一組21張4096×4096像素圖像數(shù)據(jù),在所用計(jì)算機(jī)配備1.80 GHz處理器,64位操作系統(tǒng)和計(jì)算時(shí)選取2×2像素合并的情況下,迭代10次的計(jì)算時(shí)間約為270s.

4 討論與結(jié)論

本文中我們通過與LST實(shí)際觀測類似的HMI的強(qiáng)度圖像以及AIA 304?A和1700?A圖像分別測試LST載荷中WST和SDI用KLL方法獲取探測器平場時(shí),相鄰兩個(gè)位置圖像獲取的時(shí)間間隔對所得平場精度的影響.通過分析,我們得到如下結(jié)果:

(1)從圖6可知,通過HMI強(qiáng)度圖像所測試的WST的平場定標(biāo)精度高,并且隨相鄰位置時(shí)間間隔的變化很小,究其原因是白光圖像比較穩(wěn)定且其自身隨時(shí)間的變化很緩慢;LST的WST儀器觀測圖像與其類似,預(yù)期使用KLL方法可以得到定標(biāo)精度很高的平場且?guī)缀醪浑S相鄰位置時(shí)間間隔的變化而變化;

圖6 由HM I 2013年(加號和菱形)和2017年(三角形和正方形)數(shù)據(jù)按理想(加號和三角形)和觀測(菱形和正方形)兩種情況得到的WST平場的σ值隨相鄰位置時(shí)間間隔的變化.Fig.6 Variation of the standard deviations(σ)of the derived WST flat field with time interval respectively under the ideal flat field assumption(plus and triangle)and observation images(diamond and square)from HMI data obtained in 2013(plus and diamond)and 2017(triangle and square).

(2)從圖7可知,通過AIA 304?A波段圖像所測試的SDI的平場定標(biāo)精度一般,并且隨相鄰位置時(shí)間間隔的增加變差,特別是在相鄰位置時(shí)間間隔大于240s后,變化愈加明顯,且在小于240s時(shí)存在一定的起伏.該波段平場定標(biāo)精度的明顯變化與該波段圖像上結(jié)構(gòu)較多、數(shù)據(jù)計(jì)數(shù)較低(信噪比小)且隨時(shí)間變化相對較快有關(guān).計(jì)算表明,SDI的圖像信噪比會明顯高于AIA 304?A波段,因此預(yù)期LST的SDI定標(biāo)精度優(yōu)于該波段的定標(biāo)精度;

圖7 由AIA 304?A 2013年(加號和菱形)和2017年(三角形和正方形)數(shù)據(jù)按理想(加號和三角形)和觀測(菱形和正方形)兩種情況得到的SDI平場的σ值隨相鄰位置時(shí)間間隔的變化.Fig.7 Variation of theσof the derived SDI flat field with time interval resp ectively under the ideal flat field assumption(plus and triangle)and observation images(diamond and square)with AIA 304?A data obtained in 2013(plus and diamond)and 2017(triangle and square).

(3)從圖8可知,通過AIA 1700?A波段圖像所測試的SDI定標(biāo)精度相對較好,并且隨相鄰位置時(shí)間間隔的增加也有明顯的變化,但其變化明顯優(yōu)于304?A波段而差于白光波段,原因是該波段圖像的結(jié)構(gòu)和信噪比均在AIA 304?A波段和HMI強(qiáng)度圖像之間.對于該波段模擬數(shù)據(jù)得到的平場定標(biāo)精度而言,在相鄰位置時(shí)間間隔大于240s后,平場定標(biāo)精度變差的趨勢相對更加明顯;

(4)從圖6可以看出,對于WST平場來說,其在太陽活動(dòng)周的極大年和極小年附近相差不大,說明隨著太陽活動(dòng)周的變化對其平場定標(biāo)精度來說影響很小;而圖7和圖8則說明,對于SDI平場來說,在太陽活動(dòng)周極小年附近,定標(biāo)精度相對較好,說明太陽活動(dòng)的多少對其定標(biāo)精度有一定的影響.

圖8 由AIA 1700?A 2012年(星號和交叉號),2013年(加號和菱形)和2017年(三角形和正方形)數(shù)據(jù)按理想(加號,三角形和星號)和觀測(菱形,正方形和交叉號)兩種情況得到的SDI平場的σ值隨相鄰位置時(shí)間間隔的變化.Fig.8 Variation of theσof the derived SDI flat field with time interval resp ectively under the ideal flat field assumption(plus,triangle and asterisk)and observation images(diamond,square and cross)with AIA 1700?A data obtained in 2012(asterisk and cross),2013(plus and diamond),and 2017(triangle and square).

綜合上面的分析,我們得到如下結(jié)論:在使用KLL方法獲取平場定標(biāo)數(shù)據(jù)時(shí),相鄰位置的圖像采集時(shí)間間隔越短越好.具體到LST來說,在獲取采用KLL方法進(jìn)行WST和SDI平場定標(biāo)數(shù)據(jù)時(shí),考慮衛(wèi)星平臺進(jìn)行姿態(tài)調(diào)整和圖像采集的時(shí)間,WST平場精度對相鄰位置采樣時(shí)間間隔不敏感,而SDI時(shí)間間隔需要在240s范圍內(nèi).這對衛(wèi)星平臺的姿態(tài)調(diào)整到穩(wěn)定所需的時(shí)間給出了一定限制.

需要指出的是,以上基于HMI和AIA觀測數(shù)據(jù)進(jìn)行計(jì)算所得的結(jié)果對于LST的平場定標(biāo)精度對相鄰位置時(shí)間間隔的敏感性具有一定的參考價(jià)值.但LST的WST和SDI觀測數(shù)據(jù)本身與HMI的和AIA 304?A及1700?A的觀測數(shù)據(jù)存在著一定差異,其平場定標(biāo)精度與相鄰位置時(shí)間間隔之間的關(guān)系需要等ASO-S衛(wèi)星發(fā)射后,在LST在軌調(diào)試期間進(jìn)行相應(yīng)的觀測及驗(yàn)證.