Содержание к диссертации
Введение
1. Комплексный подход к задаче автоматизации астрофизических экспериментов . 15
1.1. Технология получения астрономических результатов , 15
1.2. Формирование астрономических изображений телескопом 17
1.2.1. Оптические свойства турбулентной атмосферы 18
1.3. Автоматические системы управления изображением астрономического объекта 22
1.3.1. Адаптивная оптика 23
1.3.2. Роль астронома-наблюдателя... 24
1.3.3. Принципы адаптивной оптики 26
1.3.4. Реализация адаптивной оптики 28
1.3.5. Метод искусственной звезды 30
1.3.6. Активная оптика 32
1.4. Проблемы проведения современных астрофизических экспериментов на БТА 37
1.4.1. Проблема стабилизации изображения объекта 37
1.4.2. История разработки сопровождающих систем 40
1.4.3. Спектроскопические эксперименты 42
2. Автоматическая система стабилизации изображения звезды на входной апертуре астрономического спектрографа ... 48
2.1. Задача сопровождения астрономического объекта наземным оптическим телескопом 48
2.2. Моделирование динамической управляющей системы 50
2.2.1. Преобразования Лапласа применительно к оптическим системам 50
2.2.2. Математическое описание цифровых систем 52
2.2.3. Отрицательная обратная связь 53
2.2.4. Модель управляющей системы 53
2.2.5. Модель системы регистрации 54
2.2.6. Модель цепи обратной связи 56
2.3. Модели процессов, возникающих в оптико-механическом узле локального корректора 58
2.3.1. Физические явления в плоско-параллельной пластине 58
2.3.2. Проецирование изображения на плоскость ПЗС камеры 59
2.3.3. Совмещение систем координат локального корректора и ПЗС камеры 63
2.3.4. Расчет оптико-механического узла локального корректора 67
2.4. Математическая модель ССИ 72
2.5. Математическая модель ожидаемого эффекта от использования системы стабилизации 75
2,51,Формулирование задачи 75
2.5.2. Входные параметры 77
2.5.3. Численная реализация 80
2.6. Моделирующая среда 81
2.6.1. Графический интерфейс пользователя 82
2.7. Вычислительные алгоритмы, разработанные при проектировании ССИ 86
2.7.1. Общий алгоритм функционирования ССИ 86
2.7.2. Алгоритм управления локальным корректором 87
2.7.3. Алгоритм взаимодействия с АСУ телескопа 87
2.7.4. Алгоритм определения уровня и дисперсии фона 88
2.7.5. Алгоритм выделения объекта 89
2.7.6. Алгоритм критерия выбора объекта .90
2.7.7. Алгоритм определения центра объекта 90
2.7.8. Алгоритм рассогласования положения 91
2.7.9. Алгоритм пересчета координат для коррекции телескопа 91
2.5.10. Цифровой фильтр 92
2.8. Программные вычислительные средства, разработанные при создании автоматической системы стабилизации изображения 93
2.8.1. Программа local guide 93
3. Разработка удаленной системы управления спектральной аппаратурой, применяемой в астрофизическом эксперименте 105
3.1. Автоматизация астрофизического эксперимента 105
3.2. Интерфейс управления вычислительным модулем 108
33. Разработка алгоритмов управления исполнительными устройствами в системе автоматизации астрономических приборов 114
3.3.1. Алгоритм управления шаговым двигателем ,115
3.3.2. Алгоритм управления электродвигателями постоянного тока 119
3.4. Программная реализация подхода к автоматизации астрономической аппаратуры 124
3.4.1. Драйвер аппаратного блока управления компонентами астроприбора 125
3.4.2. Тестовый графический интерфейс 127
3.4.3. Драйвер астроприбора 131
3.4.4. Графический клиент интерфейс ...132
3.4.5 Сетевой даемон "netpar d"- организатор обмена между клиентом и сервером 134
3.4.6. Принцип работы сетевого даемона 139
4. Применение программно-аппаратных комплексов на наземных оптических телескопах ... 143
4.1. Системы стабилизации изображений 143
4.1.1. Система стабилизации изображений в фокусе Нэсмита ...144
4.1.2. Система стабилизации изображений в первичном фокусе ...149
4.1.3. Оценка эффективности систем стабилизации изображений ...151
4.2. Системы управления экспериментом 168
4.2.1. Спектрографы 1-метрового телескопа .168
4.3. Перспективные схемы 172
4.3.1, Сопровождение объекта телескопом малого диаметра ..173
4.3.2. Сопровождение объекта телескопом среднего диаметра 175
4.3.3. Сопровождение объекта телескопом большого диаметра ..177
Заключение...181
Список литературы... 184
- Автоматические системы управления изображением астрономического объекта
- Моделирование динамической управляющей системы
- Интерфейс управления вычислительным модулем
- Системы управления экспериментом
Введение к работе
Актуальность темы. Возрастающий интерес к изучению небесных объектов, необходимость получения все большего объема информации о процессах и явлениях, происходящих в глубинах Вселенной, и наличие соответствующих технологических возможностей привели к созданию все более крупных и совершенных оптических телескопов, оснащенных самой совершенной регистрирующей аппаратурой. Стоимость такого комплекса чрезвычайно велика, и каждый час его работы оценивается в десятки тысяч рублей. Естественно, что при таких затратах необходимо свести к минимуму непроизводительные потери телескопного времени и долю некачественных экспериментальных результатов. Необходимость изучения все более слабых (по яркости) объектов требует применения длительных времен накопления сигнала, повышения точности ведения телескопа вслед за изучаемым объектом, и непрерывного контроля за качеством изображения, построенного телескопом.
Эти задачи могут быть решены только на основе комплексной автоматизации подготовительных операций и самого процесса наблюдений.
Автоматизация крупных универсальных телескопов идет по пути создания систем автоматического наведения телескопа на звезду, разработки надежных систем ведения и согласования движения трубы телескопа и купола башни, конструирования систем сопровождения астрономического объекта и контроля фокусировки телескопа.
Колебания центра тяжести (барицентра) исследуемого астрономического объекта в фокальной плоскости телескопа, обусловлены флуктуацией атмосферы и спектром частот собственных колебаний монтировки телескопа, возникающих в процессе сопровождения объекта. Эти обстоятельства существенно снижают теоретическую разрешающую силу, что приводит к потерям в проницающей способности оптического телескопа, и, следовательно, не позволяет получить новые научные результаты.
Разработка автоматических систем стабилизации изображения небесных объектов в фокальной плоскости оптического телескопа является актуальной задачей современного астроприборостроения. В процессе астрономических наблюдений до сих пор, часто используются системы аналогового типа, содержащие только регистрирующие устройства (видеокамеры) и устройства отображения (мониторы). Данные системы имеют наименьший уровень автоматизации, и ответственность за принятие решения практически полностью возложена на астронома-наблюдателя. Несмотря на то, что в данный момент существуют достаточно эффективные методы анализа сигналов и изображений, их практическая реализация в виде аналоговых устройств весьма затруднительна из-за чрезвычайно высокой сложности, неоднородности параметров и проблем с оперативной настройкой данных узлов. Особенно остро стоит вопрос о разработке систем стабилизации для повышения эффективности крупнейшего (диаметр главного зеркала 6 метров) в Европе Большого Телескопа Альт-азимутального (БТА) Специальной астрофизической обсерватории Российской академии наук (САО РАН).
Направление исследований. В практике отечественного телескопо строения не было достаточного опыта применения систем стабилизации изображения на входной апертуре астрономического прибора. В связи с этим основными направлениями диссертационной работы являлись разработка и исследование методов, основанных на применении программно-аппаратных вычислительных средств для создания автоматической системы стабилизации изображения (ССИ) исследуемого объекта на входной апертуре астрономической аппаратуры, теоретическое и экспериментальное обеспечение разработок системы стабилизации для спектрополяриметра первичного фокуса (ПФ) БТА, создание универсальной системы удаленного контроля за основными оптико-механическими узлами астрономической аппаратуры, используемой в прецизионных астрофизических экспериментах. Целью работы является разработка программно-аппаратных вычислительных средств для создания автоматической системы стабилизации изображения исследуемого объекта на входной апертуре астрономической аппаратуры, и универсальной системы удаленного контроля основными оптико-механическими узлами астрономической аппаратуры, используемой в прецизионном астрофизическом эксперименте. Предложенный комплексный подход к задаче автоматизации астрофизических экспериментов повысит эффективность спектральных исследований на оптических телескопах. Для достижения поставленной цели решались следующие задачи: 1. Разработка и исследование алгоритмов, реализующих функциональность ССИ небесных объектов. 2. Разработка подхода к задаче автоматизации приборов, используемых в прецизионных астрофизических экспериментах, с тем, чтобы обеспечить создание надежной аппаратуры, наиболее полно удовлетворяющей требованиям современного астроприборостроения. 3. Разработка программно-аппаратных вычислительных средств, на основе которых возможно создание ССИ в фокусе телескопа, и создание системы удаленного контроля и управления основными оптико-механическими узлами астроприбора в процессе прецизионных астрофизических экспериментов.
Для достижения поставленной цели в работе выполнены исследования: 1. Определение возможности фиксации изображения звезды на оптической оси системы с точностью 0.1 угловой секунды. 2. Разработка структуры системы сопровождения объекта телескопом с интегрированной в неё ССИ для оптического телескопа. 3. Определение путей развития и усовершенствования гидирующих (следящих) систем с использованием в фокусе телескопа оптико-механического локального корректора (ЛК), который предназначен для компенсации колебаний центра тяжести небесного объекта в процессе экспозиции.
Научная новизна. Предложен новый подход к созданию системы удаленного контроля и установки основных оптико-механических узлов астроприбора с заданной точностью в процессе наблюдений. Разработана математическая модель, описывающая поведение изображения исследуемого объекта в фокусе телескопа, разработана и реализована программная модель, позволяющая оценить эффект от использования ССИ, на основе модели построены алгоритмы управления системы стабилизации, проведен цикл тестовых наблюдений, получен ряд экспериментальных результатов, которые коррелируют с расчетными данными.
Практическая ценность работы. В работе проведен комплексный анализ чувствительности и точности методов гидирования оптического телескопа, в результате которого показано, что автоматический метод с применением ПЗС является наиболее эффективным по точности гидирования, удобным в работе, а по световой чувствительности превосходит полуавтоматический в 2 - 3 раза. Применение ЛК в ССИ позволило освободить алгоритм гидирования телескопом от необходимости коррекции на высоких (для телескопа) частотах. Внедрение ССИ освобождает астронома-наблюдателя от непродуктивной работы, а приводы телескопа - от больших нагрузок, которые возникали ранее вследствие коррекции им на высоких частотах.
Исследования показали, что ССИ, разработанная с применением ЛК, интегрированная в автоматическую гидирующую систему (АГС) исследуемого объекта, обеспечивает точное ведение за звездой в процессе длительных экспозиций (более часа).
Создана ССИ для эшелле спектрополяриметра первичного фокуса БТА, испытания показали ее высокую эффективность. Система позволила существенно сократить непроизводительные потери наблюдательного времени. Показано, что эффективность астрономических наблюдений с применением ССИ на БТА повышается от 20% до 30%, в зависимости от качества изображения объекта.
Полученные научно-технические результаты способствуют созданию АГС повышенной точности и чувствительности, способствуют решению широкого круга задач по комплексной автоматизации астрофизических исследований. Результаты диссертационной работы использованы при создании новых астрономических приборов.
Основные положения, выносимые на защиту На защиту выносятся следующие положения и результаты: • подход к созданию системы управления астрономическими приборами, основанный на разработке программно-аппаратных вычислительных средств, позволяющий повысить надежность системы путем применения распределенной архитектуры, сократить сроки ее создания, обеспечить возможность унификации; • алгоритмы, обеспечивающие функционирование автоматической системы стабилизации изображения; • программная модель, основанная на математической модели, позволяющая оценить эффективность применения ССИ в зависимости от входных параметров. Апробация работы. Основные результаты работы докладывались на: - Международной конференции «Компьютерные технологии в инженерной и управленческой деятельности», «КомТех-2002» (Таганрог, ТРТУ, 2002 г.); - Международной научной конференции студентов и аспирантов (2004г. Екатеринбург, Уральский университет); - Всероссийской научно-технической конференции с международным участием «Компьютерные технологии в инженерной и управленческой деятельности», «КомТех-2003» (Таганрог, ТРТУ, 2003 г.); - Всероссийской астрономической конференции ВАК-2004 «Горизонты Вселенной» (МГУ, июнь 2004); - Всероссийской научно-технической конференции с международным участием «Компьютерные технологии в инженерной и управленческой деятельности», «КомТех-2005» (Таганрог, ТРТУ, 2005 г.); - Конференциях преподавателей и студентов Ставропольского государственного университета, 2005 и 2006г.; - Заседаниях научно-технического совета САО РАН; - Конкурсах научных и научно-технических работ САО РАН.
Автоматические системы управления изображением астрономического объекта
Под термином «управление изображением» здесь будем понимать процессы, приводящие к коррекции положения изображения (например, центра изображения звезды) и к изменению качества изображения (например, подфокусировка изображения). В построении изображения участвуют несколько физических объектов (исследуемый объект, межзвездная среда, атмосфера Земли, оптика телескопа), часть этих объектов (кроме оптики телескопа) находится вне сферы воздействия экспериментатора. Различают три типа астрономической оптики: пассивная, активная и адаптивная.
В астрономии - автоматическая оптико-механическая система, предназначенная для исправления в реальном времени атмосферных искажений изображения, которое дает телескоп. Системы адаптивной оптики применяются в оптических и инфракрасных телескопах наземного базирования для повышения четкости изображения. Они необходимы также для работы астрономических интерферометров, используемых для измерения размеров звезд и поиска их близких спутников, особенно планет. Системы адаптивной оптики имеют и неастрономические приложения: например, когда требуется наблюдать форму искусственных спутников Земли с целью их идентификации. Разработка систем адаптивной оптики началась в 1970-е годы и приобрела особый размах в 1980-е в связи с программой «звездных войн», включавшей разработку лазерного противоспутникового оружия наземного базирования. Первые штатные системы активной оптики начали работать на крупных астрономических телескопах около 2000 года.
Рассмотрим роль атмосферных помех. Идущие от космических источников лучи света, проходя сквозь неоднородную атмосферу Земли, испытывают сильные искажения. Например, волновой фронт света, приходящего от далекой звезды (которую можно считать бесконечно удаленной точкой), на внешней границе атмосферы имеет идеально плоскую форму. Но, пройдя сквозь турбулентную воздушную оболочку и достигнув поверхности Земли, плоский волновой фронт теряет свою форму и становится похож на волнующуюся морскую поверхность. Это приводит к тому, что изображение звезды превращается из «точки» (в идеальном случае это не точка, а дифракционная картина, формирующаяся на объективе телескопа конечного диаметра) в непрерывно дрожащую и бурлящую кляксу. При визуальном наблюдении с помощью небольшого телескопа это же явление мы воспринимаем как быстрое мигание и дрожание звезд. При наблюдении с телескопом большого диаметра вместо «точечной» звезды мы видим дрожащее и переливающееся пятно; изображения близких друг к другу звезд сливаются и становятся неразличимы по отдельности; протяженные объекты - Луна и Солнце, планеты, туманности и галактики -теряют резкость, у них пропадают мелкие детали.
Обычно на фотографиях, полученных с использованием телескопов, угловой размер мельчайших деталей составляет 2-3"; на лучших обсерваториях он изредка составляет 0,5". Следует иметь в виду, что при отсутствии атмосферных искажений телескоп с объективом диаметром в 1 м дает угловое разрешение около 0,1", а с объективом в 5 м дает разрешение в 0,02". Фактически такое высокое качество изображения у обычных наземных телескопов никогда не реализуется из-за влияния атмосферы. Пассивный метод борьбы с атмосферными искажениями заключается в том, что обсерватории строят на вершинах гор, обычно на высоте 2-3 км, выбирая при этом места с наиболее прозрачной и спокойной атмосферой. Но строить обсерватории и работать на высоте более 4,5 км практически невозможно. Даже на самых лучших высокогорных обсерваториях значительная часть атмосферы располагается все же выше телескопа и существенно искажает изображения.
Моделирование динамической управляющей системы
Если поведение динамической системы может быть описано линейными дифференциальными уравнениями (а система управления ЛК и является такой динамической системой), ее можно анализировать при помощи линейной теории управления [35,36]. Эта теория основана на построении передаточной функции системы, позволяющей описать управляющую систему точно так же, как оптическая передаточная функция (ОПФ) позволяет описать оптическую систему.
Как было отмечено выше, ЛК должен осуществлять компенсацию незначительных сдвигов изображения, то есть можно сказать, что он работает в линейной области, когда синусы и тангенсы углов можно приблизительно заменить их значениями.
Некоторым отличием линейной теории управления от теории анализа оптических систем является использование вместо преобразований Фурье их разновидности - преобразований Лапласа комплексного переменного s:
Использование преобразований Лапласа имеет тот смысл, что управляющая функция f{t) чаще всего является чисто действительной, а ее состояние в момент времени t 0 не определено или же не интересует исследователя.
Преобразование Лапласа (3.1) связано с Фурье-преобразованием простым соотношением: если /(0 = 0 при ; 0. Таким образом, получить преобразование Фурье из преобразования Лапласа можно заменой переменной s на 2ш/, что позволяет использовать для преобразований Лапласа все свойства преобразований Фурье. Одним из его замечательных свойств является следующее: что позволяет привести линейные дифференциальные уравнения к виду линейных алгебраических выражений. Для анализа дискретных (цифровых) управляющих систем применяются дискретные преобразования Лапласа (Z-преобразования).
Пусть г(0 - входной сигнал управляющей системы, o(i) - ее выходной сигнал, I(s) и 0(s) - их преобразования Лапласа соответственно. Тогда передаточная функция системы с нулевыми начальными условиями. T(s) описывает динамику системы, совершенно отвлекаясь от ее внутреннего функционирования.
Зная входной сигнал и передаточную функцию системы, можно получить выходной сигнал: где іч{я»}(0 - обратное преобразование Лапласа.
Итак, преобразования Лапласа упрощают расчеты моделей управляющих аналоговых систем [37,38]. В моделях же управляющих цифровых систем мы имеем дело с дискретными сигналами [39], то есть вместо преобразований Лапласа здесь необходимо применять их дискретные аналоги - Z-преобразования.
Z-преобразование дискретного сигнала i(t) = {ik}, где = 0,...,со, имеет следующий вид: где 2 - комплексная переменная, выбранная так, чтобы сумма (2.3) сходилась. Ряд ік можно получить путем дискретизации аналогового сигнала i(t):
Интересно обратить внимание на свойство Z-преобразования временного сдвига функции, похожего на преобразование Лапласа я-й производной:
Кроме того, при t«AT можно указать следующую связь преобразования Лапласа и Z-преобразования: Для работы любой динамической системы нужна обратная связь.
Положительная обратная связь вызывает самовозбуждение системы, приводящее к ее насыщению (и, возможно, разрушению), для функционирования же систем контроля необходим сдерживающий фактор, то есть отрицательная обратная связь.
Суть отрицательной обратной связи состоит в том, что некоторая доля выходного сигнала поступает на вход системы, вычитаясь из входного сигнала. В общих же чертах под отрицательной обратной связью можно понимать реакцию системы на свой выходной сигнал.
Пусть /(г) - образ входного сигнала, O(z) - образ выходного сигнала, T0(z) -передаточная функция системы без обратной связи и F(z) - образ функции обратной связи, тогда выходной сигнал системы можно представить рекуррентной формулой
Интерфейс управления вычислительным модулем
Управление УВМ от ПЭВМ осуществляется посредством сообщений, передаваемых по последовательному интерфейсу стандарта RS-232. Сообщение состоит из пяти полей и представляет собой последовательность символов в виде двух байт (рис. 3.2). Каждое передаваемое сообщение начинается с указателя номера байта в сообщении. Внутри сообщение содержит адрес УВМ, которому оно предназначено, а также передаваемую команду с необходимыми для ее выполнения параметрами и данными. Минимальная длина сообщения (при отсутствии передаваемых данных) составляет 1 байт, максимальная - 2 байта. Сообщения, длина которых превышает максимальную, или начинающиеся не с бита идентификации первого байта (он же интерпретируется как начало сообщения), игнорируются УВМ. Алгоритм обработки сообщения УВМ можно представить в следующем виде (рис. 3.3). 1. Идентификация байта в сообщении - первый байт, интерпретируется как начало сообщения. 2. Адрес УВМ - адрес устройства, которому передается сообщение. 3. Тип исполнительного устройства - шаговый двигатель, электродвигатель постоянного тока канал №1, электродвигатель постоянного тока канал №2, электродвигатель постоянного тока канал №1 и канал №2. Алгоритм управления электромеханическими затворами и лампами спектра сравнения идентичен алгоритму управления электродвигателями постоянного тока. Напряжение питания устанавливается программно для каждого исполнительного устройства и позволяет обеспечить разгонно-тормозную динамику конкретного механизма, а также реализовать различные режимы удержания. 4. Идентификация байта в сообщении - второй байт, интерпретируется как байт данных. 5. Данные - основные данные в сообщении. Принцип работы алгоритма обработки сообщения заключается в следующем.
После получения сообщения вычислитель УВМ анализирует первый бит первого байта в сообщении. Если бит идентификации равен нулю, то данное обстоятельство будет интерпретировано вычислителем как начало сообщения. В противном случае в управляющую ЭВМ будет отправлено сообщение, в котором содержится адрес данного модуля и код ошибки обработки параметров, затем произойдет выход из подпрограммы обработки первого байта в сообщении.
В управляющей программе предусмотрена возможность вывода сообщения об ошибке и/или повторная попытка отправки последнего сообщения. После анализа бита идентификации происходит проверка на соответствие адресных бит, содержащихся в первом байте сообщения с аппаратно заданным адресом в каждом УВМ. В случае несоответствия также происходит выход из подпрограммы обработки первого байта. Данный принцип адресации гарантирует, что из множества унифицированных модулей, входящих в состав аппаратного вычислительного блока (АВБ), отправленное сообщение обработается только одним (которому адресовано). Всеми остальными оно будет проигнорировано. После проверки адресных бит вызывается подпрограмма обработки параметров (второго байта в сообщении). В ней также происходит идентификация бита, указывающего на номер байта в сообщении. Затем, начинается обработка параметров (рис. 3.4).
Системы управления экспериментом
На рис.4.1 приведена схема предщелевой части (см. также фото на рис.4.2), общей для трех спектрографов, расположенных в фокусе Н2. Свет, направляемый третьим (плоским) зеркалом оптической системы БТА, попадает на активный оптический элемент ССИ - плоскопараллельную пластину. Часть изображения звезды, отраженная от щечек щели, попадает в канал подсмотра щели. Затем выполняется анализ оцифрованного изображения, положение центра тяжести которого сравнивается с заданным положением. Ошибка рассогласования служит для определения величины наклона пластины, необходимого для коррекции положения изображения. На рис.4.3 приведены результаты определения ошибок рассогласования координат центра изображения.
Обозначения: ГШ - плоскопараллельная пластина ССИ, 1 - плоское зеркало подсмотра поля, 2 - оптика подсмотра поля, 3 - телевизионный подсмотр поля, 4 - лампа с полым катодом, 5 - лампы непрерывного спектра, 6 -светофильтр, 7 - оптика канала калибровки, 8 - плоское зеркало канала калибровки, 9 - анализатор круговой поляризации, 10 - эталон Фабри-Перо, 11 - йодная абсорбционная ячейка, 12 - узел светоделителей, 13 - деккеры, щели и резатели эшелле-спектрографов, 14 - зеркало подсмотра деккеров, 15 - щелевая часть Основного звездного спектрографа (ОЗСП), 16 - оптика подсмотра деккеров и щелевой части, 17 - телевизионный подсмотр щели, резателей и деккеров, 18 - фильтры канала подсмотра.
Эксплуатация ССИ в Н2 проходила в течение 4-х лет. За это время конструктивные особенности спектрографов изменялись. В частности, были разработаны и внедрены резатели (рассекатели) изображений - оптические устройства, приводящие к более эффективному использованию собранного телескопом света, причем без потери спектрального разрешения [56]. Картина, регистрируемая подсмотром щели, существенно отличается от прежней. Если раньше наблюдалась щель спектрографа, на щечках которой видны были не попавшие в щель сегменты изображения звезды, то теперь вместо щели видна круглая диафрагма, на периферии которой видно кольцо, сформированное не попавшей в резатель периферийной частью изображения звезды. Если размер изображения небольшой, то для вычисления центра кольцеобразного изображения не остается достаточного количества света, и устойчивость работы ССИ снижается. Еще более проблематичной становится работа с таким предщелевым устройством, как интерферометр Фабри-Перо, работающий в центральном пятне [57,58]. В этом случае вместо щели- устанавливается круглая диафрагма, в которую «проваливается» все изображение звезды. Для работы ССИ по отраженной от краев диафрагмы периферийной части изображения практически не остается света.
Для таких случаев нами разработана другая, более эффективная оптико-механическая схема ССИ (рис.4.4), позволяющая использовать все электронные и программные разработки без существенных изменений. Канал подсмотра поля используется в качестве измерительного канала ССИ, а канал подсмотра щели служит для визуальной настройки и контроля работы системы. Прозрачная тонкая плоскопараллельная пластина, вводимая в пучок света после активной «толстой» плоскопараллельной пластины, отражает 5% света (френелевские потери) в сторону подсмотра поля, на светоприемной части которого строится целое, неискаженное действием диафрагмы или щели, изображение звезды. Остальные 95% света проходят через одно из предщелевых устройств и используются в одном из трех спектрографов фокуса Н2.
