Содержание к диссертации
Введение
Глава 1. Компенсатор наклонов волнового фронта для спектрографа РАДУГА . 14
1.1 Основные принципы компенсации общих наклонов волнового фронта 14
1.1.1 Системы регистрации и анализа 14
1.1.2 Способы компенсации наклонов волнового фронта. 17
1.2 Компенсатор наклонов волнового фронта спектрографа РАДУГА 19
1.2.1 Необходимость создания компенсатора 19
1.2.2 Требования к системе компенсатора 19
1.2.3 Реализация 20
1.2.4 Исследования активного элемента 27
1.2.5 Наблюдения 30
1.3 Заключение 33
Глава 2. Компенсатор наклонов волнового фронта для ПЗС матриц большого формата . 34
2.1 Выбор оптической схемы компенсатора 34
2.2 Геометрия прибора и его реализация 38
2.3 Система управления компенсатором (электроника) . 41
2.4 Основной алгоритм и программное обеспечение 43
2.5 Принципы работы системы регистрации 45
2.6 Стендовые испытания прибора и компьютерное моделирование 52
2.7 Наблюдения 56
2.7.1 Исследование быстрой переменности Her Х-1 . 63
2.7.2 Повышение эффективности фотометрических измерений с помощью компенсатора. BVR фотометрия скопления NGC1193 65
2.8 Заключение 68
Глава 3. Определение качества механики и часовых приводов телескопов ЗТЭ и АЗТ-22 . 69
3.1 Необходимость измерений качества стабильности положения изображений на телескопах 69
3.2 Источники информации о наклонах волнового фронта 71
3.3 Телескоп ЗТЭ 74
3.3.1 Данные с автогида спектрографа РАДУГА 74
3.3.2 Данные с ПЗС-матрицы в режиме непрерывного чтения. 78
3.3.3 Данные с автогида для ПЗС-матриц большого формата 79
3.4 Телескоп АЗТ-22 81
3.5 Сравнение качества механики телескопов 84
3.6. Заключение 86
Заключение. 88
Благодарности 89
Список литературы. 90
- Способы компенсации наклонов волнового фронта.
- Стендовые испытания прибора и компьютерное моделирование
- Повышение эффективности фотометрических измерений с помощью компенсатора. BVR фотометрия скопления NGC1193
- Необходимость измерений качества стабильности положения изображений на телескопах
Введение к работе
Эффективность любых астрономических наблюдений зависит от множества факторов. Основным критерием их качества можно считать отношение сигнал/шум (ОСШ), которое определяет точность любых измерений (не только астрономических). При определенных условиях наблюдений существует максимальное значение этого отношения для данного типа измерений. Так, например, при детектировании интенсивности света с определенным временем экспозиции, максимально достижимое ОСШ составляет квадратный корень из измеренного значения интенсивности. В действительности же ОСШ, по различным причинам, всегда оказывается меньше этой величины. Таким образом, эффективность тех или иных наблюдений можно выразить количественным образом, а именно как отношение идеального для данных измерений ОСШ к реальному.
Причины, по которым происходит уменьшение эффективности астрономических наблюдений, зависят как от качества телескопа и приемной аппаратуры, так и от способа детектирования. Так же, для некоторых наблюдений, существенное ухудшения качества вносит атмосфера Земли. Основные измерения, проводимые на телескопах, можно условно разделить на 4 группы.
1. Спектральные наблюдения а) Одновременная регистрация всего интересующего участка спектра. б) Сканирующие измерения.
2. Фотометрические измерения. а) Одноканальные или многоканальные фотоэлектрические измере ния (выполняются с фотоэлектронным умножителем или лавинным фо тодиодом) б) Панорамные фотометрические измерения (выполняются на ПЗС детекторах)
Аетромотричеекие (позиционные) измерения.
Поляриметрические измерения.
Б большой степени качество перечисленных наблюдений зависит от используемой приемной аппаратуры. Но даже при идеальном приемнике эффективность измерений может существенно снизится как по причинам неправильного выбора параметров прибора или телескопа, так и по причинам снижения качества сигнала, поступающего на вход научного прибора.
Так, например, при спектральных наблюдениях па входе спектрографа располагается щель или входная апертура. Из теории спектральных приборов (Ахманов, Никитин 1999) известно, что для оптимального разрешения необходимо устанавливать, так называемую, нормальную ширину щели (Лебедева 1994). Однако при реальных астрономических наблюдениях часто оказывается, что размер дифракционного пятна, построенного телескопом, отличается от нормальной ширины щели (это происходит по причине использования спектрографа на различных телескопах). Поэтому приходится жертвовать либо полезным светом, либо спектральным разрешением прибора. В действительности же, из-за того что атмосферные изображения как правило в 5-Ю раз хуже дифракционных, ситуация ухудшается еще больше.
Кроме того, благодаря различным низкочастотным помехам {вибрации телескопа, некачественное часовое сопровождение, прогибы конструкций в зависимости от положения и т.д.). возникает проблема удержания звезды на щели или апертуре спектрографа.
Таким образом, важными аспектами повышения эффективности спектральных и, частично, фотометрических наблюдений (п. 2.а) можно считать следующее:
Наилучшее согласование параметров аппаратуры и телескопа с учетом астроклиматических условий в месте наблюдения (средний размер атмосферных изображений);
Стабилизация изображения объекта на апертуре или щели на частотах до 1 Гц;
Коррекция волнового фронта для увеличения концентрации света.
Согласование параметров достигается доработкой имеющейся аппаратуры или разработкой устройства (спектрографа или фотометра) с параметрами, необходимыми для получения оптимального ОСШ.
Стабилизация изображений производится специальными устройствами - компенсаторами наклонов волнового фронта или автогидами. Принцип работы таких приборов может быть различный. Простейшими способами удержания звезды на щели или апертуре, вероятно, является непосредственное управление приводами телескопа, посылая на них измеренные, каким-либо способом, сигналы рассогласования с обратным знаком. С такой задачей вполне успешно может справляться человек. Несмотря па то, что процесс этот довольно утомительный, в XX м веке наблюдатели часто к нему прибегали, а некоторые вынуждены пользоваться и по сей день. Но это, конечно, происходит из-за отсутствия автоматических приборов гидирования.
Другими, более современными, способами является создание оптических (а иногда и механических) приборов, которые располагаются между телескопом и приемной аппаратурой. Путем механических перемещений (оптических деталей или приемной аппаратуры), изображение объекта удерживается в заданном положении фокальной плоскости телескопа. Стоит сказать, что такие автогиды являются довольно сложными следящими системами с обратной связью и требуют при разработке и па-стройке больших интеллектуальных и физических (если, конечно, речь но идет о копировании готового прибора)
Компенсаторы, работающие по этим принципам, успешно применяются практически на всех зарубежных обсерваториях (Авикола и др. 1998;
Аргу и др. 1978; Джелли 1980). На территории стран СНГ дело обстоит намного хуже - на большинстве известных обсерваториях такие устройства отсутствуют. В дополнение к этому, механика телескопов далека от совершенства, поэтому вопросы повышения эффективности наблюдений там встают особенно остро. Так, например, па 1.25 м. телескопе ЗТЭ Крымской Лаборатории ГАИШ невозможно было получить непрерывную экспозицию па спектрографе с апертурой в 5" , с продолжительностью более 5 минут!(Потаиии 2005).
В случае если ширина щели не согласована с размером реального изображения, то возникает естественное желание повысить концентрацию света в нем. Когда речь идет об изображении квазиточечного источника (звезды), и если нормальная ширина щели больше чем размер диска Эри для телескопа, то имеет смысл уменьшить размер искаженного атмосферой изображения звезды по основанию ( 80% от полной энергии) до размера щели. Это привело бы к повышению ОСШ.
Исправить негативные влияния атмосферы позволяют адаптивные оптические системы. Они работают, в какой-то мере, аналогично системам, компенсирующим наклоны волнового фронта, с той разницей, что компенсируется не только наклон, но и кривизна волновой поверхности, вносимая атмосферной турбулентностью.
Подобные рассуждения можно отнести к поляриметрическим одіюканальным измерениям.
Существует обширнейший круг задач, в которых вместо апертуры или щели, используется панорамный приемник. Сейчас развитие ПЗС приемников достигло таких высот, что они в ближайшее время смогут заменить фотопластинки (по размерам) и намного их превзойти (по качеству). Среди задач панорамных наблюдений стоят: получение прямых снимков. фотометрия звездных полей. фотометрия протяженных источников. поиск новых объектов. точные астрометрические измерения. получение снимков с высоким угловым разрешением.
И этим списком не исчерпывается круг задач, решаемых в астрофизике с помощью ПЗС матриц.
Способы, которыми решаются проблемы повышения ОСШ в однока-нальных устройствах, зачастую непригодны для тех же целей в панорамных наблюдениях. Тем не менее, все перечисленные выше принципы повышения эффективности измерений актуальны и здесь.
Характеристики ПЗС приемников вносят свой вклад в ОСШ. Существенной особенностью таких детекторов является наличие структурных элементов изображения (пикселей) конечного размера. Таким образом, любое реальное распределение интенсивности света, зарегистрированное па матрице окажется дискретизоваипым, т.к. оно будет проинтегрировано по рабочим площадям пикселей. Поэтому кажется очевидным, что для повышения точности позиционных (астрометрических) и фотометрических измерений; нужно увеличивать количество пикселей; приходящихся на изображение объекта (звезды). Это особенно очевидно, если параметры изображения определяются из априорной модели каким-нибудь градиентным методом. Речь, конечно, идет не о намеренном ухудшении качества изображений ( в этом случае увеличивается негативный вклад фона неба), а о подборе соответствующего масштаба изображения.
Однако, безграничное увеличение размера изображения невозможно. Важную роль в оценке эффективности ПЗС наблюдений играет шум считывания. Он вносит свой вклад в каждый пиксель, занимаемый изображением. Кроме того, в нем присутствует шум темнового сигнала и другие шумы (Мигель 2005). С этой точки зрения изображения нужно делать как можно меньше - в идеале 1 пиксель, чтобы свести влияние этих шумов к минимуму. Конкуренция данных подходов означает, что существует оптимум между этими двумя крайностями. Оказывается, что оптимальное ОСШ достигается (для изображения звезды) при ширине профиля на половине интенсивности 2.7 пикселя.
Таким образом, для получения максимального ОСШ, при данной экспозиции, па данном телескопе, необходимо:
Получить максимальную концентрацию света (дифракционные изображения)
Подобрать размер пикселя таким образом, чтобы ширина главного максимума на половине интенсивности составляла 2.7 пикселя.
3. Выбрать ПЗС приемник с хорошими характеристиками (низкий темновой сигнал, низкий шум считывания, высокая квантовая эффек тивность)
В некоторых задачах с ПЗС нужно получать снимки большого участка поля зрения от нескольких угловых минут до нескольких градусов и больше. Поскольку адаптивная оптическая система не может обеспечить успешной компенсации атмосферной турбулентности па таком поле зрения, т.к. свет, от разнесенных на большое угловое расстояние звезд, проходит через различные слои атмосферы и искажения волновых фронтов для них оказываются различными, что исключает одновременную компенсацию аберраций. Максимальный угол, в котором может происходить компенсация обычной системы адаптивной оптики, называется углом изоиланатизма (Ирван, Лане 1999), и определяется параметрами атмосферы. Как правило, в местах с хорошим астроклиматом он не превышает 3"-4" (Конан и др. 1999; Чан 1998). Существуют способы увеличения угла скомпенсированного поля при помощи усложнения системы адаптивной оптики, при этом может быть достигнуто поле с дифракционными изображениями до 30" (Луарн 2002; Луарн, Убен 2004).
Таким образом, адаптивная оптика может существенно повысить эф- фиктивность наблюдений с высоким разрешением, фотометрии тесных полей, а так же фотометрии протяженных источников небольшого углового размера, по оказывается бесполезной при фотометрироваиии большого участка поля зрения. Более того, она даже ухудшит качество таких наблюдений, поскольку внесет сильную зависимость функции рассеяния точки от положения изображения источника на приемнике.
В таких панорамных наблюдениях необходимо ограничиться только автогидом, для избежания размазывания изображений в результате низкочастотных помех, вызванных, в основном, несовершенством механики телескопа. Однако, как уже упоминалось ранее, задача эта сложнее, чем компенсация смещений только одной звезды. Для удержания объекта на апертуре можно воспользоваться одним поворотным зеркалом(Ванг и др., 2003, Клавье и др. 2003. Потанин 2005). Но такое зеркало наклоняет фокальную плоскость и приводит к нарушению фокусировки па различных участках приемника. Обычно для таких целей используют двухзеркальную систему, подвижную плоскопараллельную пластину или линзу (Афанасьев 1997; Афанасьев, Моисеев 2005, Томас и др. 2004). Часто имеет смысл совместить активный элемент со вторичным зеркалом телескопа, такие системы так же успешно применяются за рубежом (Кевин и др. 2000; Клозе, Маккарти 1994).
Схемы с пластиной обладают некоторыми очевидными преимуществами и недостатками. К преимуществам относится довольно простой способ их наклона и малые светонотери. К недостаткам- хроматическая аберрация при наклонах, а так же астигматизм. Стоит сказать, что последний, при небольших относительных отверстиях (меньше чем 1/15), мал и может не приниматься во внимание, при небольших (менее 10 градусов) углах наклона пластины.
Так же в связи с развитием ПЗС приемников стал доступным ортогональный перенос заряда по поверхности кристалла. Таким образом, появилась возможность выполнять компенсацию смещений изображения непосредственно передвижением накопленного заряда (Джон и др. 2004).
Способы компенсации наклонов волнового фронта.
В результате, вычисляется направление ухода звезды. Величина смещения определяется через априорную информацию о распределении яркости в изображении объекта. Второй способ, напротив, предполагает срабатывание системы от увеличения потока на светочувствительном элементе. Направление и величина смешения определяются так же, как и в первом случае.
Основным недостатком первого метода является то, что па датчик па-клона попадает очень мало света от объекта. Поскольку нежелательно отбирать фотоны, предназначенные для исследования, то внутри прибора приходится довольствоваться светом, отраженным от какой-нибудь ненапылеиной оптической поверхности, т.е. в лучшем случае, не более чем 4
Второй способ дает несомненный выигрыш по потоку, поскольку при уходе объекта используется свет, отраженный от зеркальных краев апертуры. В методе детектирования с модуляцией есть одна значительная трудность. Дело в том, что поверхностная яркость и размер изображения в фокальной плоскости телескопа определяются состоянием атмосфері.! и могут быстро изменяться во времени. Поэтому система анализа должна отличать изменение потока на се светочувствительном элементе, вызванное уходом объекта с апертуры, от изменения потока, происходящими в результате трансформации изображения объекта из-за изменения состояния атмосферы на луче зрения телескопа. Влияние этого эффекта можно устранить путем увеличения амплитуды модуляции и сравнения потоков в разных ее фазах. При этом возникают дополнительные потери света. Принципы работы конкретной системы регистрации, а так же некоторые общие вопросы рассмотрены в 2.3.5
Существуют механические и оптические системы компенсации. В первом типе систем стабилизация положения изображения производится непосредственно механизмом движения телескопа. Во втором между телескопом и исследовательским прибором расположена оптическая система, в которой имеется один или более активных (подвижных) элементов. При помощи движения последних происходят перемещения изображения объекта в фокальной плоскости телескопа, таки образом, имеется возможность скомпенсировать ошибки наклона волнового фронта. Часто па современных телескопах, в качестве такого элемента выступает вторичное зеркало(Авикола и др. 1998; Ито и др. 1998). Ряд телескопов 2-4 м класса, не имеющих системы АО, были специально оснащены аналогичными системами компенсации (Клозе и МакКарти, 1994; Глиндеманн и др. 1997: Пробст и др. 1998; Джим и др. 2000).
Оба типа систем имеют ряд преимуществ и недостатков. Недостатком систем первого типа является следующее обстоятельство. Крупные телескопы обладают большими моментами инерции относительно своих осей, поэтому механическая компенсация наклонов волнового фронта на них, как правило, приводит к появлению качаний трубы и дрожанию монтировки инструмента. Это вызывает дополнительные проблемы для работы компенсатора в целом. Такой метод, однако, может успешно применятся (и применяется) на небольших телескопах. Преимуществом этой системы является широкий динамический диапазон углов, в котором можно производить компенсацию, что делает его пригодным для наблюдения движущихся объектов: малых планет, искусственных спутников Земли и даже метеоров. Предельные частоты возмущений, которые могут быть устранены таким способом, обычно не превышают 1 Гц.
Недостатком оптических систем компенсации является ограниченность их динамического диапазона, который, в любом случае, ограничен полем зрения телескопа. Преимуществом является малое время реакции оптической системы и отсутствие инерции, т.к. активный элемент может иметь размер в десятки, ато и в сотни раз меньший, чем труба телескопа. Таким образом, эти системы могут применятся для компенсации самых высокочастотных колебаний наклонов волнового фронта, вызванных, например, атмосферным дрожанием. Кроме того, их эффективность не зависит от размера телескопа. Для многих наблюдательных задач наилучших результатов можно достигнуть построением гибридной системы, в которой используются оба принципа компенсации.
Стендовые испытания прибора и компьютерное моделирование
Требование, что компенсатор не должен принципиально изменять задний отрезок телескопа, т.е. положение приемной аппаратуры, непосредственно определяет местоположение компенсатора на телескопе. Компенсатор должен устанавливаться на тот же фланец, что и приемная аппаратура, но с противоположной стороны. Но при этом, например на телескопе ЗТЭ, компенсатор должен умещаться в центральное отверстие зеркала. Это и определило основные габариты устройства.
Как уже сказано, активный оптический элемент представляет из себя плоско параллельную пластину 1, закрепленную в карданном подвесе (Рис. 12). Точка пересечения осей кардана совпадает с геометрическим центром пластины. Пластина имеет возможность поворачиваться вокруг оси Y, опирающейся на подвижное кольцо карданного подвеса 2. Это кольцо закреплено на оси X, опирающейся на неподвижную основу компенсатора. Диаметр пластины составляет 100 мм.
Привод Зоей X представляет собой шаговый двигатель, работающий в микрошаговом режиме (1600 микрошагов на оборот), связанный с неподвижно закрепленным на оси X блоком прочным капроновым тросиком. При этом коэффициент редукции составляет « 7.6 : 1, что обеспечивает шаг в наклоне пластины « 1 8 или шаг в смещении изображения яз 5 мкм при принятой толщине пластины в 27.6 мм. Для фокусного расстояния телескопа ЗТЭ (21250 мм) это смещение соответствует 0.05", а в коротком фокусе телескопа АЗТ-22 (11550 мм) — 0.09".
Чтобы не увеличивать момент инерции подвижных частей, двигатель привода 4 установлен на неподвижном основании кардана. Его вращение передается на подвижную ось Y при помощи промежуточного блока, со-осного с осью X, и двух промежуточных блоков. В остальном этот привод идентичен приводу оси X. Видно, что при такой кинематической схеме, поворот вокруг оси X вызовет равный поворот вокруг оси У (если при этом двигатель 4 неподвижен), а поворот двигателя Y вызовет только поворот вокруг оси Y. Это обстоятельство учитывается на программном уровне системы управления компенсатором.
Свет для следящей системы отбирается от виеоссвой звезды диагональным зеркалом 6, которое установлено так, чтобы не происходило виньетирования пучков на астрономическом приемнике 8. После отражения от диагонального зеркала, свет попадает на детектор компенсатора 7 но не прямо, а через вспомогательное зеркало, введенное для того, чтобы матрица компенсатора находились в фокальной плоскости телескопа, положение которой определяется научной ПЗС-матрицей. Для точного выравнивания фокуса, детектор компенсатора установлен на подвижке, позволяющей осуществлять фокусировку в пределах 15 мм.
Линейное поле зрения детектора составляет 8.2 х 8.2 мм, что в коротком фокусе телескопа АЗТ-22 равно 1 .5 х 1 .5, а на телескопе ЗТЭ — О .8 х 0 .8. В такое поле зрения в среднем попадает 1 звезда ярче 17т, чего явно недостаточно для работы компенсатора. Поэтому, все устройство, при помощи третьего шагового двигателя, может поворачиваться вокруг оптической оси телескопа (ось Z) на угол около 270. Это позволяет расширить зону выбора опорной звезды в та 10 раз (1 звезда ярче 14т).
Исследование резонансных свойств карданного подвеса с пластиной показало, что период резонансных колебаний 45 мс при времени затухания та 140 мс. В принципе, такие значения позволяют делать до 10 коррекций в секунду, однако эффективность коррекции при этом падает. Лабораторные исследования показали, что предельная частота полностью отрабатываемого входного возмущения составляет 3 Гц. Это значение не зависит от частоты опроса детектора, если она превышает 10 Гц.
Система управления компенсатором достаточно проста. Электропика построена как распределенная система управления и сбора данных. Ее функциональная схема показана на Рис. 13.
Главный компонент управляющей электроники — это гидировочная ПЗС камера, разработанная нами на основе ПЗС детектора НПО "Электрон" ISD029AP формата 512x512, размер пикселя 16x16 мкм. Камера состоит из двух частей: компактной детекторной головки ПЗС диаметром 60 мм и длиной 60 мм и контроллера 1, размещаемого на расстоянии около 1.5 м от компенсатора.
Все три привода управляются идентичными контроллерами шаговых двигателей 3, обеспечивающими микрошаговый режим работы ШД (8 микрошагов на 1 шаг) и обработку концевых выключателей. Концевые выключатели определяют диапазоны наклонов пластины вокруг осей X и Y и поворота всего компенсатора вокруг оси Z.
Все контроллеры связаны с управляющей машиной 4-х проводной, гальванически развязанной, двунаправленной последовательной линией связи 2 на основе интерфейса RS485. Обмен данными осуществляется на скорости 2 Мбит/с, что позволяет считывать с ПЗС-камеры до 50 000 отсчетов/с. Линия связи подключена к параллельному порту управляющей машины через специальный конвертер.
Контроллер ПЗС-камеры обеспечивает горизонтальное и вертикальное бннирование произвольного числа пикселей и чтение прямоугольного окна любых размеров. Это позволяет при работе компенсатора в режиме слежения минимизировать количество передаваемых данных, обеспечивая в то же время, оптимальное соотношение между вкладом шума считывания и точностью определения центра изображения опорной звезды. Шум считывания ПЗС-камеры составляет 19е при 16-разрядной оцифровке сигнала.
Повышение эффективности фотометрических измерений с помощью компенсатора. BVR фотометрия скопления NGC1193
В июле 2005 г во время тестовых испытаний компенсатора па телескопе ЗТЭ, были выполнены поиски переменности объекта Her Х-1 в полосе, V. Подозревалось наличие периода 1.24 секунды. Методика наблюдений включала в себя 2 этана: 1. Получение предварительного снимка с экспозицией, достаточной для получения отношения сигнал/шум более 20 (предварительный снимок). 2. Быстрая фотометрия. Выполнялась путем записи объекта и опорной звезды на ПЗС в режиме непрерывного чтения. Результатом таких записей являются изображения большого размера со светлыми следами, оставленными звездами.
Если, во время сканирования, компенсатор был выключен, то эти следы повторяли ошибки часового ведения телескопа (см. рис. 32). В этом случае отношение сигнал/шум сильно снижалось, что не очень сильно осложняло обработку данных.
Редукция полученного материала выполнялась следующим образом. Сначала по предварительному кадру определялись одномерные функции рассеяния точки (ФРТ) в направлении сдвига заряда па ПЗС, а так же проекция расстояния между объектом и опорной звездой на это направление AY AT. Далее получался временной ряд свертки сигнала с ФРТ. путем суммирования столбцов, содержащих след от звезд. Из обоих рядов восстанавливался сигнал, в виде зависимости потока F от времени, путем развертки с численной ФРТ. Все вычисления были реализованы в среде MatLab7.
Таким образом, получались два временных ряда Frej(ti) и F0bj(U) для звезды сравнения и объекта. Эти ряды нормировались и сдвигались на разницу времен, определенную из смещения AY. Поскольку производился поиск довольно быстрой переменности (1.24 с), то поток опорной звезды считался постоянным во время одного сканирования и все колебания его блеска расценивались как случайные. "Угловое расстояние между Her Х-1 и звездой составляло 4 . Изменения блеска, вызванные атмосферной турбулентностью, при таком угловом расстоянии, совершенно не коррелированны, поэтому сигнал от опорной звезды применялся только для коррекции низкочастотных ( 1 Гц.) колебаний блеска, вызванных, в основном, колебаниями центра звезды.
По итогам этих исследований можно заключить, что колебания блеска в полосе V с периодом 1.24 секунды, по крайней мере, меньше 0.0033"1. Только на одном спектре виден хоть сколько-нибудь значимый пик на периоде 1.22 секунды (рис. 27). Однако, но этим данным нельзя сделать заключение о наличии или отсутствии периодичности 1.24 с. Это должно стать предметом дальнейших исследований. Для повышения отношения сигнал/шум необходимо использовать компенсатор, а так же, если, для начала, поставить задачу обнаружения периода 1.24 с - нужно уменьшить скорость сдвига заряда до яз 0.5 секунды, это позволит почти в 2 раза повысить эффективность.
Как уже упоминалось выше, от концентрации света в изображении звезды зависит точность всех измерений (как фотометрических, так и позиционных). Часто на отечественных обсерваториях для повышения концентрации света (в условиях низкого качества механики телескопов) применяют суммирование коротких экспозиций. Однако, этот метод не позволяет получить такой же эффективности, как при непрерывной экспозиции эквивалентной продолжительности, из-за накопления шума считывания при суммировании (Хоуэл 1989).
Отношение сигнал/шум в отсутствие темпового сигнала запишется в виде: где Is - поток от звезды, п - количество пикселей занимаемых звездой. 1ь - поток от фона на 1 пиксель, R - шум считывания. Для ошибки выраженной в звезиых величинах, применяется формула: Для изображений 1".0 в F/7.7 телескопа АЗТ-22 звезда занимает площадь около 100 пикселей размером 15x15 мкм. Если шум считывания составляет 5.5 электронов на пиксель, то вклад в общую дисперсию составит около 3000. При часовых экспозициях фон неба составляет около 1500 ADU/пиксель, а его вклад в общую дисперсию 150000. Т.е. основной компонентой, определяющей точность фотометрии (кроме фотонного шума), является вклад фона неба. Шум считывания начинает доминировать над фоном неба при экспозициях менее 70 секунд. На рис. 28 сравниваются фотометрические ошибки звезд в одном и том же рассеянном скоплении NGC1193, при непрерывных экспозициях 20 и 3600 секунд.
Необходимость измерений качества стабильности положения изображений на телескопах
Обычно наклон волнового фронта измеряется специальным устройством — датчиком наклона, которое входит в состав системы компенсатора. Существует множество разновидностей таких приборов (Родье 1999). Если компенсирующая система имеет петлю обратной связи с включенным в нее компьютером, то есть возможность автоматически вести протоколы, как измеренных сигналов, так и сигналов, подающихся на активный элемент. По этим данным можно судить об ошибках в положении звезды, по которой производится компенсации.
В данной работе применялись данные протоколов с компенсатора спектрографа РАДУГА (Потанин 2005), эксплуатируемого, в основном, на телескопе ЗТЭ Крымской лаборатории ГАИШ, а так же компенсатора наклонов волнового фронта для ПЗС камер большого формата (Корнилов и др. 2006), который тестировался как на телескопе ЗТЭ, так и на АЗТ-22 Майданакской обсерватории (Узбекистан).
Компенсатор спектрографа РАДУГА имеет активный элемент - поворачиваемое вокруг перпендикулярных осей зеркало. Оси устанавливались так, чтобы одна из них совпадала с направлением оси склонения. Таким образом, записанные сигналы независимых поворотов этого зеркала, соответствующих смещениям положения звезды, совпадают с ошибками по осям телескопа. Перевести сигналы коррекции в соответствующие смещения звезды в угловых секундах не представляет особого труда.
Компенсатор изображений на большом участке поля зрения представляет из себя следящую систему, в которой сигнал рассогласования (относительные координаты центра внеосевой звезды, регистрируемой на отдельной ПЗС-матрице) отрабатывается наклонами плоскопараллельной пластины, находящейся в сходящихся пучках. Таким образом, из-вестиы положения звезды в каждый момент времени с точностью до минимального шага. В коротком фокусе телескопа АЗТ-22 минимальный шаг составляет f O.09".
Так же для анализа ошибок смещения звезд в фокальной плоскости телескопа ЗТЭ применялся способ непрерывного чтения ПЗС-матрицы. Если производить непрерывное чтение матрицы с определенной скоростью (строк/секунду), то можно получить следы, которые оставляют звезды в фокальной плоскости Рис. 32. Непрерывное чтение можно производить сколь угодно долго и, таким образом, получить довольно продолжительный временной ряд с координатами звезды относительно начального положения. Такой метод применялся на телескопе ЗТЭ, с камерой VersArrayl300.
Сначала с кадром сканирования производилась первичная редукция (учет темпового сигнала и неравномерности чувствительности). Потом вырезался прямоугольный участок, содержащий трек от звезды. По этому участку в каждом столбце, стандартным способом, находились координаты максимума интенсивности. Таким образом, получался временной ряд данных, содержащий положения центра звезды. Однако эти координаты оказываются не совсем точными, поскольку: во-первых звезда во время сканирования движется не только поперек направления сдвига заряда, по и вдоль него (то догоняя перемещаемый заряд, то отставая от него), во-вторых, матрица имеет поворот осей относительно направлений экваториальных координат. Все это приводит к тому, что амплитудный спектр оказывается искаженным. В итоге реальный ряд временных меток становится не эквидистантным и, вообще говоря, неизвестным, а амплитуды гармоник оказываются заниженными.
Искажения временных меток можно исправить, пользуясь уже известной информацией о составляющих спектра ошибок на данном телескопе. Например, если точно известны частота одного пика и отношение частот этого пика и какого-нибудь еще, то можно откалибровать частоты таким образом, чтобы эти два пика находились в нужных местах спектра.
Пусть имеется дискретный амплитудный спектр ошибок положения звезды, полученный с любым временным интервалом между отсчетами (например с единичным). Это значит, что есть два ряда чисел: /(- - содержит частоты и Лі - содержит амплитуды, соответствующие этим частотам. Чтобы получить исправленный ряд частот //$, необходимо сделать преобразование// — /іф(г), где ф{г) - функция преобразования (некий многочлен). Степень этого многочлена зависит от того, положение скольких линий на реальном спектре точно известно. Чем больше линий определено, тем с большей точностью можно прокалибровать спектр. Если известно только две линии, то ф(г) = аі-\ /3. Коэффициенты а и 0 находятся из расположения линий очевидным образом. Данные, полученные на телескопе ЗТЭ, калибровались по двум известным линиям в спектре ошибок часового механизма, а именно периода вращения главного червячного винта (239.33 сек) и червячного винта предварительного редуктора (239.33/20 л; 11.97 секунды). Ниже будет видно, что линейное преобразование дает вполне приемлемые результаты.
Поворот осей можно легко учесть делением амплитуд на косинус угла между осями экваториальных координат и матрицы.
