Содержание к диссертации
Введение
1 Звездная спекл-интерферометрия 14
1.1 Формирование изображений в большом телескопе 14
1.2 Восстановление спекл-изображений по спектрам мощности 18
1.3 Основные компоненты спекл-интерферометра 21
1.3.1 Время экспозиции 21
1.3.2 Коррекция атмосферной дисперсии 22
1.3.3 Спектральная полоса в спекл-интерферометрии 24
1.4 Инструменты для звездной спекл-интерферометрии 25
1.4.1 Классические схемы 25
1.4.2 Спекл-интерферометр с вогнутой дифракционной решеткой в качестве перестраиваемого фильтра 28
1.4.3 Спекл-интерферометр с высоким спектральным разрешением . 30
1.5 Системы регистрации изображений 32
1.5.1 Счетчики фотонов с предварительным усилением яркости 33
1.5.2 Координатно - чувствительные детекторы 34
1.5.3 ПЗС-матрицы без докоммутационного усиления 37
1.5.4 Предельная звездная величина с приемником квантово-предельной чувствительности 41
1.6 Выводы 43
2 Спекл-интерферометр главного фокуса БТА 45
2.1 Оптическая схема спекл-интерферометра 45
2.1.1 Согласующая оптика 47
2.1.2 Выделение спектральной полосы 48
2.1.3 Компенсатор атмосферной дисперсии 49
2.1.4 Затвор 54
2.2 Светоприемник на базе быстродействующей ПЗС-камеры 58
2.2.1 Усилитель яркости 58
2.2.2 Оптика переноса изображения 64
2.2.3 ПЗС-камера 67
2.2.4 Основные характеристики приемника 78
2.3 Дистанционное управление спекл-интерферометром 86
2.3.1 Привод электромеханических узлов 89
2.3.2 Спекл-интерферометр 1.52-м телескопа обсерватории Калар Альто 94
2.4 Выводы 98
3 Наблюдения и обработка данных 99
3.1 Методика спекл-интерферометрических наблюдений двойных звезд . 99
3.1.1 Наблюдения и первичная редукция данных 100
3.1.2 Регистрация изображений 101
3.1.3 Калибровка данных 104
3.2 Определение параметров двойных систем 107
3.3 Анализ точности измерений 116
3.4 Алгоритмы восстановления изображений 120
3.5 Выводы 125
4 Результаты наблюдений кратных звезд 126
4.1 Наблюдения звезд-карликов в координации с программой Гиппарх 126
4.1.1 Наблюдения и обработка данных 127
4.1.2 Результаты и их обсуждение 128
4.2 Спекл-интерферометрия на 1.52-м телескопе обсерватории Калар Альто 137
4.2.1 Наблюдения 137
4.2.2 Новые орбиты по данным с 1.52-м телескопа 138
4.3 Выводы 141
Заключение 151
Библиография 155
- Восстановление спекл-изображений по спектрам мощности
- Системы регистрации изображений
- Светоприемник на базе быстродействующей ПЗС-камеры
- Определение параметров двойных систем
Введение к работе
После ввода в строй в последней четверти ХХ-го века Большого азимутального телескопа (БТА) с диаметром зеркала 6 метров, а затем и более крупных инструментов 8- и 10-метрового класса, наземная астрономия вступила в новую наблюдательную эру. Инструменты, устанавливаемые в фокусе большого телескопа, всегда признавались ключевым фактором, позволяющим астрономам достигать наблюдаемых пределов при изучении объектов неба. Наряду с собирающей силой, определяемой площадью зеркала, важнейшей характеристикой телескопов-гигантов нового поколения является достигаемое угловое разрешение. Основное ограничение астрономических инструментов по разрешению связано с фазовыми искажениями фронта оптической волны, возникающими в турбулентной атмосфере. Это — так называемая проблема "видения" через атмосферу. Исправление искажений может быть выполнено двумя способами: с применением адаптивной оптики или на основе постдетекторной обработки изображений.
Адаптивная оптика устраняет искажения волны с помощью устанавливаемых в световом пучке оптических компонентов, вносящих контролируемые дисторсии для компенсации атмосферного влияния. Однако в настоящее время этот способ коррекции фронта применим на больших телескопах только в инфракрасном диапазоне. Для видимой части спектра, где число степеней свободы при исправлении дисторсии волны становится нереализуемо большим, адаптивные оптические системы не созданы.
Дифракционное разрешение может быть реализовано в большом телескопе с использованием спекл-интерферометрических методов восстановления изображения. Спекл-структура изображения наблюдается в телескопе при коротких экспозициях вследствие интерференции света от отдельных участков волнового фронта. В основе идеи восстановления изображения, впервые предложенной и реализованной А.Лабейри (1970), лежит накопление серии короткоэкспозиционных изображений объекта и вычисление усредненного по всей серии спектра мощности. Из восстановленного спектра мощности можно извлечь информацию о диаметрах звезд и расстояниях между компонентами кратных систем звезд с пространственным разрешением, соответствующим дифракции на апертуре телескопа. Для 6-метровой апертуры D этот предел в области Л = 500 нм равен 1.22X/D = 0.02" (20 миллисекунд дуги, мед).
Спекл-интерферометрия является наиболее широко применяемым методом восстановления изображений с высоким угловым разрешением. Различные типы спекл-интерферометров используются в наблюдениях звезд, околозвездных оболочек, компактных газо-пылевых облаков и других объектов в видимом и инфракрасном диапазоне спектра практически на всех больших телескопах мира, включая и 10-метровые телескопы Кека в США.
6-метровый телескоп Специальной астрофизической обсерватории (САО) РАН остается одним из наиболее часто используемых для спекл-интерферометрии инструментов, что объясняется высокой стабильностью оптических передаточных характеристик его главного зеркала. Однако в 90-е годы точность, обеспечиваемая в наблюдениях на БТА спекл-камерой на основе сканирующей телевизионной системы (Балега и Ряд-ченко 1984), перестала удовлетворять астрономов. Ее геометрическая нестабильность, низкий динамический диапазон и невысокая чувствительность не позволяли решать новые исследовательские задачи, такие как, например, изучение слабых звезд поздних спектральных классов. Создание спекл-интерферометра БТА на принципиально новой основе, обеспечивающего точность дифференциальных измерений положений компонентов кратных систем с ошибкой около 1 мед и определения разности блеска между компонентами с точностью порядка 0.1 звездной величины, является актуальной научно-технической и методической задачей.
Цель диссертационной работы
Целью данной работы является разработка и внедрение в регулярные наблюдения на БТА спекл-интерферометра (СИ), размещаемого в главном фокусе телескопа, снабженного быстродействующей ПЗС-камерой, системой дистанционного управления и комплектом программ для регистрации изображений.
В наблюдениях на телескопе инструмент должен обладать следующими параметрами: проницающей способностью до 14то при качестве атмосферных изображений около 1"; возможностью изучения слабых объектов в диапазоне длин волн от 450 до 850 нм с относительной ошибкой порядка 1% для пар в диапазоне расстояний 50-300 мед; динамический диапазон системы регистрации должен обеспечивать дифференциальные измерения разности блеска Am между компонентами кратных систем звезд с ошибкой не хуже 0.1та- 0.2т, а для ярких объектов — до 0.05т.
В ходе выполнения работы решались следующие задачи: анализ характеристик светоприемников и обоснование применения в СИ ПЗС-камер с быстрым считыванием; разработка основных блоков СИ, системы дистанционного управления и изготовление прибора в целом с последующим тестированием и исследованием точностных характеристик; компоновка системы регистрации изображений и выработка методики наблюдений на телескопах с использованием прикладных программ; апробация системы в наблюдениях звезд на разных телескопах, ин-терферометрические измерения двойных и кратных систем с различными характеристиками компонентов и сравнение результатов с данными других авторов.
Научная новизна
Предложен и реализован на двух телескопах новый аппаратный комплекс, позволяющий получать астрономические изображения компактных источников с дифракционным разрешением.
Обоснован и разработан приемник для регистрации мгновенных изображений, использующий докоммутационное усиление в многокамерном электронно-оптическом преобразователе, высокоэффективную оптику переноса и быстродействующую ПЗС-камеру. Показано, что данный приемник является оптимальным в задачах, связанных с востановлением искаженных атмосферной турбулентностью изображений.
Разработаны алгоритмы и создан пакет программ для определения разности блеска между компонентами двойных и кратных систем по контрасту полос в среднем спектре мощности спекл-изображений. Массовые измерения дифференциальных звездных величин Am по спекл-интерферометрическим данным выполнены впервые.
С применением системы на БТА и 1.52-м телескопе в обсерватории Калар Альто получено 780 новых измерений относительных положений 150 двойных и кратных звезд с точностями, в 2-3 раза превышающими достигнутые ранее.
Впервые продемонстрирована возможность реализации в спекл- ин-терферометрических наблюдениях разрешения 16 мед, на 30% превышающего дифракционный предел 6-м апертуры.
Практическая ценность
Созданный СИ может служить базовой моделью при проектировании и изготовлении приборов данного типа для интерферометричес-ких исследований на других телескопах. Об этом свидетельствует опыт по установке интерферометра в фокусе Кассегрена на 1.52-м телескопе в обсерватории Калар Альто.
Разработанные подходы и реализация способа дистанционного управления СИ могут быть полезны при автоматизации эксперимента с другими типами астрономических приборов.
Полученные на ВТА данные спекл-интерферометрических измерений используются для определения фундаментальных характеристик компонентов двойных систем.
Публикации и личный вклад автора
Основные результаты диссертации опубликованы в 7 работах:
В работе 1 автору принадлежит разработка прибора для установки в фокусе Кассегрена 1-м телескопа, который послужил прототипом для создания новой системы. Автор также принимал участие во всех наблюдениях с этим прибором.
В работе 3 автор участвовал в разработке аппаратуры и проведении эксперимента по получению изображений с использованием системы сегментации зрачка телескопа.
В работах 2, 4, 5 автор принимал участие в наблюдениях и предварительной обработке данных, причем наблюдения на испанском 1.52-м телескопе обсерватории Кал ар Альто в основном выполнялись автором.
В работе 6 автору принадлежит описание аппаратурной и методической части, а также участие в наблюдениях на БТА и предварительной редукции данных.
В работе 7 автором выполнена основная часть работы по выбору концепции прибора, обоснованию его принципиальных решений, изготовлению и апробации на телескопе.
Создание приемника для регистрации спекл-интерферограмм, разработка алгоритмов наблюдений и предварительной редукции материала также принадлежит автору.
Результаты, выносимые на защиту
Разработка концепции, проектирование и изготовление спекл-интер-ферометра оптического диапазона для главного фокуса БТА и 1.52-м телескопа обсерватории Калар Альто.
Результаты исследований технических параметров и точностных характеристик спекл-интерферометра БТА. Измерение звезд до 14 звездной величины с ошибкой по углу 00 = 0.2, по расстоянию ор = 1 мед и по разности блеска Am = 0.1.
Результаты 780 измерений 150 двойных и кратных систем на телескопах САО РАН и обсерватории Калар Альто, из которых 3 системы обнаружены впервые.
Апробация работы
Основные результаты работы докладывались на семинарах
Специальной астрофизической обсерватории РАН,
Боннского института радиоастрономии, Германия,
Астрономической обсерватории г. Сантьяго де Компостелла, Испания, а также на:
Первой Всероссийской астрономической конференции г. Санкт-Петербург, август, 2001 г.,
Коллоквиуме МАС N191 "Окружение и эволюция двойных и кратных звезд" в г. Мерида, Мексика, 2003.
Объем и структура диссертации
Диссертация состоит из введения, четырех глав, заключения и списка цитируемой литературы. Общий объем диссертации составляет 158 страниц текста, включая 65 рисунков и схем, 14 таблиц и список литературы из 82 наименований.
Во введении обсуждается актуальность работы, определены ее цели и основные задачи, научная новизна и практическая ценность, формулируются положения, выносимые автором на защиту. Здесь же кратко представлено содержание диссертации.
В первой главе кратко описан процесс формирования спекл-изображений в телескопе большого диаметра. Угловое разрешение идеального (без аберраций) телескопа ограничивается дифракцией на его апертуре и равно 1.22X/D (классический критерий Рэлея). Для БТА эта величина равна 20 мед при А=0.5 мкм. Температурные флуктуации в земной атмосфере вызывают фазовые и амплитудные искажения волнового фронта и снижают разрешение телескопа до 1-2". Спекл-структура изображений, регистрируемая с короткими экспозициями (г ~ 10 мс), вызвана интерференцией квази-монохроматических пучков, формируемых на отдельных участках апертуры. А.Лабейри в 1970 г. показал (1970), что для объектов с центральной симметрией распределение интенсивности может быть восстановлено по серии спекл-изображений вычислением среднего спектра мощности или автокорреляционной функции. В востановлен-ном изображении сохраняются все пространственные частоты вплоть до дифракционной. Для изучения звезд и звездообразных источников методами спекл-интерферометрии было создано несколько поколений СИ: от самых первых приборов с регистрацией на фотографические пленки, до новых систем, использующих ПЗС-приемники и цифровую обработку сигнала.
Нами проанализированы характеристики инструментов, которые применяются в спекл-интерферометрии в настоящее время. Рассмотрены приборы, имеющие другие оптические схемы, прошедшие стадию испытаний, но не получившие распространения. Приведен обзор светоприем-ников для СИ и систем регистрации изображений в целом.
На основе анализа сделан вывод, что с точки зрения эффективности использования и точностных характеристик наилучшим решением для исследования кратных звездных систем является СИ с быстрой ПЗС-камерой в качестве приемника и усилителем яркости на многокаскадном электронно-оптическом преобразователе 1-го поколения. В данной конфигурации достигаются максимальные значения отношения сигнал/шум, динамического диапазона и проницающей способности.
Вторая глава посвящена разработке и созданию СИ для телескопа БТА. СИ состоит из трех основных частей: оптико-механического блока, светоприемника, системы накопления и обработки данных. В состав оптико-механического блока входят: микрообъективы для согласования масштаба изображения объекта с размерами элементов системы регистрации, имеющие увеличение от 2.5х до 32х и поле зрения от 26."5 до 2."1 соответственно; набор интерференционных фильтров с максимумами пропускания на длинах волн от 500 до 850 нм и полосами пропускания от 20 до 75 нм для получения квази-монохроматических пучков; призма компенсации атмосферной дисперсии, выполненная из разных сортов стекла и исправляющая хроматизм при наблюдениях в диапазоне зенитных расстояний от 5 до 60.
Короткие экспозиции в интервале от 5 до 20 мс формируются с помощью затвора, управляемого импульсами ПЗС-камеры.
Разработанный нами светоприемник для регистрации спекл-интерферограмм включает: электронно-оптический 3-каскадный преобразователь 1-го поколения с электростатической фокусировкой, фотокатодом с диаметром 40 мм и коэффициентом усиления по свету 5104; систему переноса изображения с экрана ЭОП на ПЗС-матрицу, состоящую из пары сопряженных светосильных (1:1.6) проекционных объективов с фокусным расстоянием 100 мм и масштабом переноса 1:1; быстродействующую ПЗС-камеру с матрицей формата 2/3", разрешением 1280 X 1024 и размером элемента 6.7 х 6.7 мкм, с термоэлектрическим охлаждением до — 15С. Скорость считывания камеры до 8 кадров в секунду, шум считывания на уровне 7-8 е-, тактовая частота опроса 12.5 МГц. Выходной сигнал из камеры представлен 12-разрядным кодом.
В систему накопления и обработки данных входит компьютер и четыре жестких диска емкостью по 70 Гб каждый.
Операции по перемещению оптических элементов, управлению камерой и изменению режимов аппаратуры производятся дистанционно из аппаратной. Высокая точность установки элементов (1-5 мкм) достигается применением механизмов линейного и кругового перемещений с приводом от двигателей постоянного тока с обратной связью по положению. Механизмы управляются от специализированного контроллера на базе микропроцессора, имеющего 9 режимов работы и определяющего одновременную работу шести устройств. Связь с камерой и оптическим блоком осуществляется по волоконно-оптической линии длиной 200 м и скоростью передачи информации 130 Мб/с через оптические 8-канальные приемо-передатчики.
В данной главе также дается описание процедуры наблюдений и интерфейса наблюдателя. Предложен метод калибровки масштаба изображения с помощью диафрагмы Гартмана, использующий интерференцию света от ярких звезд.
В третьей главе рассмотрены алгоритмы и методы, применяемые для определения позиционных параметров р и в и разности блеска компонентов двойной системы Am на основе анализа спектр'а мощности серии мгновенных изображений. Цифровому восстановлению изображений предшествует процедура предварительной редукции спекл-интерферограмм, включающая коррекцию темнового сигнала приемни- ка, исправление неоднородности чувствительности по полю, чистку отдельных изображений от многоэлектронных сцинтилляций и селекцию изображений в зависимости от их положения в кадре. Параметры двойных звездных систем определяются с использованием классической процедуры Лабейри (1970), усовершенствованной нами для получения оценок разности блеска компонентов. Предложен также оригинальный метод исключения неопределенности в 180 при определениях позиционных углов в. В качестве иллюстрации возможностей метода приведено восстановление изображения тройной звезды Kui 99.
В четвертой главе приведены результаты измерений двойных и кратных звезд, полученные на БТА и 1.52-м телескопе Калар Альто с применением СИ.
Программа наблюдений на БТА связана с изучением кратных систем, открытых астрометрическим спутником Гиппарх (ESA 1997). Большинство объектов программы — звезды низкой светимости в окрестностях Солнца. Созданный нами СИ в настоящее время является единственным инструментом, которому доступны интерферометрические измерения объектов слабее 8 — 9т в видимом диапазоне. В координации с миссией Гиппарх и по другим близким по направленности программам нами выполнено 780 измерений кратных систем с дифракционным угловым разрешением. Измеренные растояния р заключены в диапазоне от 16 мед до 1500 мед. Средняя ошибка измерений составляет 2 мед.
Динамические характеристики приемника позволяют обнаруживать пары с разностью блеска до Am = 3.7ТО. Высокая точность и достоверность выполненных на БТА измерений подтверждается вычисленными на основе наших спекл-интерферометрических данных параметрами орбит пар с быстрым относительным движением: HIP 689, HIP 4809, HIP 4849 и др.
У ряда систем впервые открыты третьи компоненты. В тройной системе HIP 25354 обнаружен слабый компонент около 14то, что является рекордным результатом в оптической спекл-интерферометрии. Более яркие пары изучались с помощью аналогичного прибора в фокусе Кассег-рена 1.52-м телескопа. Данные этих измерений используются в настоящее время для определения параметров орбит и вычисления масс компонентов двойных систем. Измерения, выполненные на БТА и 1.52-м телескопе при помощи СИ, включены в международные каталоги и базы данных и широко применяются астрономами различных обсерваторий.
В заключении подведен краткий итог работы по созданию СИ и приведены основные результаты и выводы.
Публикации
Основные результаты диссертации опубликованы в следующих работах:
I.I. Balega, Y.Y. Balega, I.N. Belkin, V.A. Vasyuk, A.F. Maksimov: Television speckle interferometry of binary stars at the Zeiss-1000 telescope. - Astrofiz. Issl.(Izv. SAO) 35, 9-14, 1993
I.I. Balega, Y.Y. Balega, I.N. Belkin, A.F. Maksimov, V.G. Orlov, E.A. Pluznik, Z.U. Shkhagosheva, V.A. Vasyuk: Binary star speckle measurements during 1989-1993 from the SAO 6-m and 1-m telescopes in Zelenchuk. - Astron. Astrophys. Suppl. Ser., 105, 503-506, 1994 E.A. Плужник, Ю.Ю. Балега, В.А. Васюк, А.Ф. Максимов: Получение изображений с использованием системы сегментации зрачка телескопа. - Бюлл. САО, 44, 1997 LI. Balega, Y.Y. Balega, A.F. Maksimov, E.A. Pluznik, Z.U. Shkhagosheva, V.A. Vasyuk: Binary star speckle measurements during 1992-1997 from the SAO 6-m and 1-m telescopes in Zelenchuk. - Astron. Astrophys. Suppl. Ser., 140, 287-292, 1999 J.A. Docobo, V.S. Tamazian, Y.Y. Balega, J. Blanco, A.F. Maksimov, V.A. Vasyuk: Binary star speckle measurements at Calar Alto. - Astron. Astrophys., 366, 868-872, 2001
I.I. Balega, Y.Y. Balega, K.-H. Hofmann, A.F. Maksimov, E.A. Pluznik, D. Schertl, Z.U. Shkhagosheva, G. Weigelt: Speckle interferometry of nearby multiple stars. - Astron. Astrophys., 385, 83-93, 2002
А.Ф. Максимов, Ю.Ю. Балега, У. Бекман, Г. Вайгельт, Е.А. Плужник: Спекл-интерферометр 6-м телескопа БТА. - Bulletin SAO, v.55, 2003 (Препринт САО N182, 2003)
Восстановление спекл-изображений по спектрам мощности
Для сохранения высокочастотной информации Лабейри (1970) предложил вычислять усредненный по ансамблю спекл-изображений пространственный спектр мощности. Предложение Лабейри получило широкое применение в астрономии при исследовании двойных систем и определении угловых диаметров звезд. Получаемый по этому методу спектр мощности (СМ) содержит информацию об объекте вплоть до дифракционного предела по разрешению. Автокорреляционная функция (АКФ) спекл-интерферограмм, которая является одной из основных функций изображения, может быть получена из СМ простым преобразованием Фурье. Поскольку предложение Лабейри имеет принципиальное значение для метода спекл-интерферометрии, приведем его формальное описание. Двумерное распределение интенсивности п-ой спекл-интерферограммы может быть записано исходя из когерентного, квазимонохроматического, пространственно-инвариантного уравнения изображения: где х — описывает двумерный вектор, о(х) — двумерное распределение интенсивности объекта, g — описывает операцию свертки, р(х) — функция рассеяния точки (ФРТ). Первым шагом спекл-интерферометрии является определение СМ отдельной спекл-интерферограммы, который получают как квадрат модуля Фурье-преобразования распределения интенсивности в спекл-изображении. Применяя теорему о свертке, получим: где 1{у) — Фурье преобразования от г(х), ... — модуль комплексного Фурье-спектра. Вычисленные СМ усредняют по ансамблю многих спекл-интерферограмм.
Поскольку спектр мощности объекта является детерминированным, то усредненный СМ можно записать как: где ... - описывает усреднение по ансамблю многих статистически независимых спекл-интерферограмм. Восстановление 0( )2 является основной процедурой в классической спекл-интерферометрии. Функция P(L/)2 — называется оптической передаточной функцией (ОПФ) спекл-интерферометрии. Многочисленные теоретические и экспериментальные исследования ОПФ показали, что она является ненулевой положительной функцией на всех частотах вплоть до дифракционного предела. Определить ее можно экспериментально из наблюдений одиночной звезды. Подчеркнем, что метод спекл-интерферометрии в его классическом виде дает не изображение объекта, а лишь АКФ или СМ. Однозначное соответствие между АКФ и изображением имеется только для объектов, обладающих центральной симметрией. Заметим также, что пучки света от разных точек объекта приходят на объектив телескопа под разными углами и, следовательно, их пути в атмосфере не совсем совпадают. Чем дальше друг от друга компоненты двойной звезды, тем сильнее разнятся их спекл-изображения и тем хуже выполняется уравнение свертки (1.2), лежащее в основе метода. Угловое расстояние, на котором спекл-картины теряют сходство, называется углом изопланатизма. По порядку величины он равен нескольким секундам дуги. Таким образом метод спекл-интерферометрии применим лишь к объектам размером в несколько секунд или к малым участкам протяженных объектов. ОПФ можно вычислить и теоретически, основываясь на модели атмосферы (Корфф 1973). Во этом случае она практически постоянна на всем наборе специальных частот, и спектр мощности объекта может быть восстановлен. Фурье-преобразование СМ дает автокорреляцию объекта. Другими словами, в классической спекл-интерферометрии автокорреляция объекта получается усреднением автокорреляций многих спекл-интерферограмм, т.е. где — описывает корреляцию, свертка 0 — описывает компенсацию ОПФ спекл-интерферометрии. Спекл-интерферометрия может быть реализована как в в Фурье области, так и в пространственной области. В первом случае вычисляют усредненный СМ, а во втором - автокорреляцию.
Таким образом, процедура восстановления изображения в спекл-интерферометрии состоит из следующих шагов: 1. Накопление серии коротко-экспозиционных изображений объекта. 2. Фурье-преобразование этих изображений и определение модуля комплексных функций. 3. Сложение модулей для всего накопленного ряда. 4. Определение передаточной функции "телескоп-атмосфера" по наблюдениям опорного точечного источника. 5. Обратное преобразование Фурье для получения автокорреляционной функции объекта. Необходимо отметить два недостатка классической спекл-интерферометрии. Первый, как было сказано, состоит в невозможности восстановления изображений объектов, имеющих сложную конфигурацию, так как информация о фазе Фурье-спектра объекта при вычислении модуля не сохраняется. Этот недостаток, получивший название "фазовой проблемы", имеет принципиальный характер и не может быть устранен в рамках классической спекл-интерферометрии. Второй недостаток является чисто практическим и связан с тем, что для определения ОПФ "атмосфе-ра+телескоп" необходимо иметь звезду сравнения в непосредственной близости от объекта, а ее наблюдения проводить при тех же условиях, в которых наблюдался объект. Для получения СМ без наблюдения опорного источника существуют специальные алгоритмы расчета (Брук и Со-дин 1979). Недостатком получаемых этими методами спектров мощности является то, что последние не является истинным СМ объекта, и по ним невозможно восстановить изображение.
Системы регистрации изображений
Особенности регистрации спекл-интерферограмм — короткие экспозиции, узкополосные фильтры, большие масштабы предъявляют специальные требования к приемнику излучения. В спекл-интерферометрии в видимом диапазоне спектра применялись самые разные конфигурации детекторов. Ниже дается краткий обзор типов таких устройств. Системы, состоящие из многокаскадного электронно-оптического преобразователя (ЭОП), сочлененного с телевизионной трубкой посредством светосильной оптики, были разработаны более 25 лет назад. Некоторые сегодняшние варианты таких приемников на базе трубок типа Плюмби-кон используют быструю электронику вычисления координаты центров событий, соответствующих отдельным фотоэлектронам. Их разрешение достигает 15 мкм, а формат - 1024 X 1024 элемента. Основное применение - спектроскопия очень слабых источников. Камера этого типа используется в качестве одного из приемников на Космическом телескопе (Faint Object Camera). Однако счетчику фотонов с усилителем яркости на основе многокаскадного ЭОП с магнитной фокусировкой (Боксенберг 1972) присущи такие недостатки, как геометрическая нестабильность сканирующей телевизионной трубки, механическая нестабильность из-за большой массы и габаритов, чувствительность к магнитным полям, необходимость постоянного контроля фокусировочных токов сравнительно низкий динамический диапазон. Кроме того, помимо высоковольтного питания система нуждается в стабилизированных токах для катушек фокусировки. Это ведет к тому, что потребляемая мощность составляет до 200 Вт, а вес всего прибора достигает 100 кг.
Более компактным вариантом телевизионного счетчика фотонов является камера на основе микроканального ЭОП с электростатической фокусировкой и опто-волоконным сочленением с телевизионной трубкой (Лабейри и др. 1977). Оптимальным вариантом телевизионных трубок в этом случае является суперкремникон, имеющий секцию электростатич-ского усиления до 103. Общее усиление связки достигает 106, что обеспечивает работу в режиме счета фотонов. Дополнительный выигрыш по свету дает применение стекловолоконной шайбы или фокона, имеющих пропускание в районе 40-60 %. Однако эта система имеет те же недостатки, что и предыдущая, кроме того, микроканальное усиление снижает действующую квантовую эффективность камеры в 2-3 раза. Этот тип приемных устройств получил наибольшее распространение в задачах, связанных с необходимостью быстрой регистрации изображений. В УПЗС-камерах изображение, проецируемое на фотокатод ЭОП, усиливается и через оптический объектив или волоконно-оптическую шайбу переносится на ПЗС-матрицу. Электронное усиление ЭОП может достигать десятков и сотен тысяч, что позволяет усилить слабый оптический сигнал над шумами считывания ПЗС-матрицы. Промышленные камеры на основе матриц ПЗС с быстрым чтением, сочлененые с ЭОП, выпускаются десятками производителей, среди которых наиболее известны фирмы Photometries, Pulnix, Dalsa, Princeton Instruments, Spectra Source Inctruments, Oriel Instrumens. Большинство производителей используют дешевые коммерческие ПЗС, например Sony, которые осуществляют чересстрочную развертку изображений и вывод сигнала в промышленном стандарте (CCIR и RS170). Для научного применения такие приборы малопригодны, однако упомянутые выше компании выпускают также приемники с прогрессивным или кадровым считыванием, которые могут иметь АЦ-преобразование сигнала и электронику ввода изображений в компьютер. В большинстве изделий соединение ЭОП с матрицей производиться через волоконно- оптическую шайбу или фокон, переносящий изображение на матрицу с уменьшением в 1,5-2 раза для согласования масштаба сцинцилляций ЭОП с размерами элемента ПЗС. Эффективность такой формы соединения обычно достигает 50-60%. Для сравнения, эффективность линзового переноса изображения с ЭОП на ПЗС обычно не более 2-5%. Достоинством УПЗС-камер является возможность реализации быстрого электронного затвора на ЭОП при волоконном сочленении или механического - в варианте оптического переноса изобрежения на ПЗС. характеристики Вместо люминисцентного экрана или ПЗС-матрицы в качестве положительного электрода ЭОП можно использовать решетки из проводников или резистивную поверхность. Образованный в фотокатоде фотоэлектрон локализуется в момент попадания на решетку или резистор с вре менной точностью порядка 1 мкс. Такой детектор требует очень высокого усиления, так как координатная точность обнаружения события зависит от значения сигнала в импульсе. Это достигается применением каскада из 3-х микроканальных пластин (т.н. Z-конфигурация), но пространственное разрешение при этом падает до 60 мкм FWHM (Накайима и др. 1989). При использовании одиночной МКП с искривленными микроканалами предельное разрешение составит 14 мкм (Хорч и др. 1994), но усиление не превысит 105 — 106 электронов. Попытки улучшить характеристики приборов этим путем приводят к их значительному усложнению и, как правило, к снижению надежности. Анод ЭОП в виде резистивной пластины с 4-мя электродами на углах позволяет локализовать усиленные в 106 —108 раз импульсы от фотоэлектронов по разнице времен поступления зарядов на электроды, которые измеряются с точностью несколько мкс.
Пространственное разрешение приемника достигает 75-100 мкм. Опыт показывает, что приборы этого типа (например камера IPD пр-ва Великобритании) имеет очень низкую квантовую эффективность - ниже 1% - и большие шумы, вследствии чего астрономического применения практически не находят (Архипова и др. 1993). Детекторы с клинополосными анодами Дефокусированный пучек фотоэлектронов с выхода каскада микроканальных пластин попадает на решетку металлических электродов. Чаще всего используется система клиньев и полос (Ангер 1976). Структура клиньев и полос подбирается таким образом, чтобы осуществить кодирование положения центра фотонного события. Достигается разрешение 40 мкм и максимальный поток до 5 х 014 фотоэлектронов в секунду со всего фотокатода. Тимоти (1983) разработал систему кратных решеток для кодирования положений фотоэлектронов - МАМА (multi-anode microchannel array). С целью снижения числа соединений и усилителей на выходе им используется для каждого направления по две системы решеток: одна дает точное положение события, но повторяющееся по координатам, вто
Светоприемник на базе быстродействующей ПЗС-камеры
В Главе 1 был сделан вывод, что оптимальный для нашей области применения спекл-интерферометрии является конфигурация приемника, включающая многокамерный ЭОП с электостатической фокусировкой, оптически сочлененный с быстродействующей ПЗС-камерой (рис 2.11). Ниже мы рассмотрим каждый компонент такого приемника в отдельности. 2.2.1 Усилитель яркости На этапе проектирования были проведены исследования различных типов ЭОП 1-го, 2-го и 3-го поколений. Преобразователи 2-го поколения имеющие микроканальное усиление отечественного производства марки ЭП-10 были исключены нами из рассмотрения по причинам изложенным в гл.1. По этим же причинам нами не рассматривалась возможность использовать в качестве усилителя яркости в СИ ЭОП 3-го поколения с арсенид-галлиевым фотокатодом производства Proxitronic и ITT.
Эти приборы, несмотря на большой коэффициент усиления по свету и высо кую чувствительность фотокатода (до 1700 мка/лм), обладают существенной неравномерностью чувствительности по площади фотокатода. Приборы 1-го поколения были представлены отечественными приборами ЭП-16 с 25-мм фотокатодом и моделями иностранных фирм VARO и AEG с 40-мм фотокатодом. Преобразователи этого типа имеют блочную конструкцию, состоящую из трех однотипных камер соединенных волоконно-оптическими дисками. Усиление сборки равно произведению усилений каждой секции, а квантовая эффективность в основном определяется первым фотокатодом. Коэффициент усиления яркости TJL является паспортной характеристикой ЭОП и обычно указывается производителем. В ряде случаев вместо T)L приводят значение коэффициента преобразования потока излучения ЭОП , под которым понимают отношение светового потока на выходе к потоку на входе. Связь между двумя этими параметрами следующая: где Гэ — электронно-оптическое увеличение ЭОП. Рассмотрим вопрос о светимости экрана ЭОП, необходимый для расчета освещенности ПЗС-матрицы. Если фотокатод ЭОПа засвечен равномерно и его освещенность равна Е$к то под воздействием падающего излучения фотокатод генерирует электроны, которые создают ток с пространственной плотностью іфк (Мирошников 1983). где 5фк — интегральная чувствительность фотокатода по отношению к падающему излучению (мА/Вт или мА/лм). При работе в широкой спектральной полосе величина 5фк должна быть пересчитана с учетом интегральной чувствительности фотокатода к паспортному источнику излучения (источник типа А). В нашем случае падающее излучение квази-монохроматично, поэтому STK равна спектральной чувствительности фотокатода на рабочей длине волны. Плотность мощности электронного потока, падающего на люминофор, равна: где U — ускоряющее напряжение, В. Светимость экрана ЭОП равна: где 7 — световая отдача люминофора, лм/Вт. Как правило, производитель не указывает такие параметры, как ускоряющее напряжение и световая отдача люминофора, поэтому формула (2.11) неудобна для практических расчетов. Для энергетического расчета следует использовать коэффициент усиления яркости ЭОП, под которым понимается отношение светимости на выходе к освещенности на входе (Бабенко 1982)
Таким образом, выражение для расчета светимости экрана ЭОП принимает следующий вид: Световая отдача у ЭОП различных типов с люминофором Р20 (отечественный аналог КС-525) варьирует в небольших пределах, от 28 до 35 лм/Вт. Из приборов рассмотренных нами наибольшим усилением и световая отдачей оказался ЭОП фирмы AEG 1-го поколения, с волоконно-оптическим входом и выходом, электростатической фокусировкой, снабженный системой автоматического ограничения яркости (система ABC). Он имеет 40-мм мультищелочной фотокатод типа S25 и желто-зеленый экран с люминофором Р20. Квантовый выход ЭОП составляет 8.3% на 545 нм, 6.4% на 610 нм и 1.7% на 800 нм, а максимальная разрешающая способность в центре 30 мм-1. Кривые спектральной чувствительности фотокатода и относительные спектральные характеристики излучения люминофора приведены на рис. 2.12. Характеристи ЭОП приведены в таблице 2.3 Коэффициент усиления по свету (КуС) в диапазоне освещенностей на фотокатоде 10 4 - 3-Ю-4 лк равен примерно 50000. Рабочий диапазон ЭОП ограничивается освещенностью 5-Ю-4 лк. Работа с большими световыми потоками недопустима, так как это может вызвать изменение
Определение параметров двойных систем
С учетом спектральной мощности шума классическая процедура спекл-интерферометрии (формула 1.4) записывается в виде (Лабейри 1970): где v - пространственная частота, (/(i/)2) - спектр мощности серии мгновенных изображений, 0(i/)2 - квадрат пространственного спектра объекта, (S(i/)2) - передаточная функция спекл-интерферометрии (спектр мощности серии мгновенных изображений точечного источника), a N(y) - спектральная мощность шума. где TQ(U) - передаточная функция безаберрационного телескопа. Отметим, что (S(v)) - центральносимметричная функция. Вклад низкочастотной составляющей f (u)e-&M XvFlr [I-№/D) ] пе_ редаточной функции значительно ослабляется при накоплении спектра мощности разности соседних изображений {\h{v) — -Ы )!2)- Такой метод усреднения автоматически учитывает темновои сигнал приемника и уменьшают эффекты, связанные с послесвечением ЭОП. Однако из-за более низкого отношения сигнал/шум в накопленных спектрах мощности этот метод имеет смысл применять только для обнаружения и предварительной оценки положения компонентов двойной, особенно если измерение компонентов находится на пределе возможностей спекл-интерферометрических наблюдений (рис. 3.4).
Средняя автокорреляционная функция серии изображений где 1{г) - распределение яркости в мгновенном изображении, является результатом преобразования Фурье от спектра мощности (/(i )2): и представляет собой свертку автокорреляционной функции распределения яркости по объекту о(г) со средней автокорреляционной функцией точечного источника света (s(r)): В случае двойной звезды, яркость компонентов которой равна АиВ, а вектор разделения равен р, квадрат пространственного спектра объекта 0(z/)2 и соответствующую ему автокорреляционную функцию о(г) легко вычислить. Они равны: Квадрат спектра 0(i/)2 представляет собой набор полос, ориентация которых определяет позиционный угол двойной звезды #, период обратно пропорционален расстоянию между компонентами, а контраст определяется отношением интенсивностей или разностью блеска между компонентами (рис. 3.5а). Автокорреляционная функция о(г) имеет вид трех пиков, расположенных в начале координат и в точках, заданными векторами р и —р (рис. 3.56). Разность блеска компонентов однозначно определяется отношением интенсивности центрального и бокового пиков. В качестве иллюстрации рассмотрим несколько примеров спектров мощности /(г/)2 и автокорреляций С(г) двойных и тройных звезд с разными характеристиками компонентов. На рис. 3.6 показан, накопленный в наблюденях 1999 г, спектр мощности двойной звезды Chara 126. Расстояние между компонентами пары в момент наблюдений равно 21 мед, что на 4 мед меньше дифракционного порога телескопа БТА на длине волны 600 нм. В спектре прослеживается расположенные почти горизонтально полосы, ориентация которых может быть определена с ошибкой не лучше 3. Разность блеска между компонентами оценена нами в 1.4 звездной величины. На рис. 3.7 представлен спектр мощности спекл-изображений системы ШР 94960 — красного карлика класса МО звездной величины 10.4.
В спектре прослеживается две системы полос: одна соответствует широкой паре с расстоянием р— 480 мед и Am 0.4, вторая под углом около 45 к первой говорит о присутствии более слабого третьего компонента на р я 100 мед. На третьем рисунке (рис. 3.8) показана автокорреляция С(г) тройной системы HIP 25354, слабый спутник который был впервые обнаружен нами на БТА в 1999 году. Эта система также представляет собой группу красных карликов низкой светимости (суммарная звездная величина m = 10.4), находящихся на небольшом удалении от Солнца. Расстояние между центром автокорреляционной функции и вторичным пиком соответствует удалению р « 1".4, а интенсивность пика — разности блеска Am = 2.6. Одновременно рядом со вторичным пиком прослеживается еще один слабый третий компонент на удалении примерно 0".15. Его звездная величина не превышает 13.5, т.е. это один из самых слабых объектов, обнаруженных с помощью СИ в ходе нашей программы. Блеск этой звезды соответствует позднему карлику класса М8 - М9 с массой 0.1 массы Солнца. Таким образом, для определения разности блеска компонентов двойных систем необходимо измерить или относительную интенсивность пи
