электронный вариант - Физический факультет
реклама
ФЕДЕРАЛЬНОЕ АГЕНТСТВО ПО ОБРАЗОВАНИЮ Федеральное государственное образовательное учреждение высшего профессионального образования «ЮЖНЫЙ ФЕДЕРАЛЬНЫЙ УНИВЕРСИТЕТ» Марсаков В.А., Невский М.Ю. МЕТОДИЧЕСКИЕ УКАЗАНИЯ к выполнению специального лабораторного практикума «Наблюдение астрономических объектов на телескопе» Часть I Ростов-на-Дону 2008 Методические указания разработаны доктором физико-математических наук, профессором кафедры физики космоса Марсаковым В.А. и заведующим учебно-методической лабораторией кафедры физики космоса Невским М.Ю. Печатается в соответствии с решением Учѐного Совета физического факультета ЮФУ, протокол № 8 от 22 апреля 2008 г. 2 Оглавление Введение ........................................................................................................................... 4 1 Устройство и требования к оптике телескопов ......................................................... 5 1.1 Оптические системы телескопов .......................................................................... 5 1.2 Аберрации оптики телескопов .............................................................................. 8 2 Изготовление, испытание и наладка простейшего телескопа ............................... 13 2.1 Изготовление телескопа....................................................................................... 13 2.2 Основные характеристики телескопа ................................................................. 15 2.3 Дополнительные приспособления к телескопу ................................................. 19 2.4 Испытание телескопа ........................................................................................... 22 2.5 Установка экваториального штатива ................................................................. 25 2.6 Уравновешивание телескопа ............................................................................... 27 3 Устройство и основные параметры приборов зарядовой связи ............................ 30 3.1 Принцип работы ПЗС ........................................................................................... 30 3.2 Основные характеристики ПЗС .......................................................................... 31 4 Применение ПЗС-матриц в астрономии .................................................................. 36 4.1 Фотометрия с матрицами ПЗС ............................................................................ 36 4.2 Основные задачи астрофотометрии ................................................................... 38 4.3 Особенности съемки на ПЗС-матрицы .............................................................. 39 3.4 Процедуры обработки изображений .................................................................. 40 4.5 Согласование разрешения ................................................................................... 40 Список рекомендуемой литературы ............................................................................ 44 Приложения: .................................................................................................................. 45 3 Введение В предлагаемом методическом указании рассматриваются вопросы, связанные с работами, проводимыми с телескопами во время их подготовки к наблюдениям. Вводятся и объясняются основные характеристики инструмента, способы их определения и контроля. В первых двух разделах излагаются свойства оптических систем телескопов, рассматриваются основные типы искажений в оптике и способы изготовления простейших телескопов, что может пригодиться в дальнейшей деятельности, а также помогает лучше понять устройство оптических телескопов. Цель двух последних ознакомлении с разделов - оказание методической помощи в устройством светоприѐмника – ПЗС-матрицы, традиционными фотоматериалами современного высокочувствительного еѐ преимуществами по сравнению с и методикой наблюдений. Изучение изложенного призвано обеспечить понимание возможностей применяемого цифрового оборудования и подготовить для проведения самостоятельных наблюдений и исследований астрономических объектов. Вначале кратко излагается устройство ПЗС-матрицы, характеристики. Рассматривается влияние принцип работы и основные паразитных шумов и способов их уменьшения. Затем описывается применение ПЗС-матриц в астрономии, основные наблюдательные задачи, в которых матрицы дают несомненные преимущества. В разделе, посвященном обработке изображений, рассматриваются специфические приемы их обработки, возможность сложения многих кадров с учетом сдвига звѐздного поля при недостатках гидирования, а также при наблюдении движущихся объектов. Во второй части методических указаний будут даны практические рекомендации по наблюдению различных типов астрономических объектов. 4 1 Устройство и требования к оптике телескопов 1.1 Оптические системы телескопов После того как в 1609 г. Галилей впервые направил на небо телескоп, возможности астрономических наблюдений возросли в очень сильной степени. Изобретение телескопа, как и большинство великих открытий, не было случайным, оно было подготовлено всем предыдущим ходом развития науки и техники. В XVI в. мастера-ремесленники хорошо научились делать очковые линзы, а отсюда был один шаг до микроскопа и телескопа. Первый телескоп имел диаметр 53 мм и давал 30-кратное увеличение. Телескоп имеет три основных назначения: 1) собрать излучение от небесных светил на приѐмное устройство (глаз, фотографическую пластинку, спектрограф, ПЗС-матрицу и др.); 2) построить в своей фокальной плоскости изображение объекта или определѐнного участка неба; 3) помочь различить объекты, расположенные на близком угловом расстоянии друг от друга. Основной оптической частью телескопа является объектив, который собирает свет и строит изображение объекта или участка неба. Если приѐмником света является глаз (при визуальных наблюдениях), то обязательно необходим окуляр, в который рассматривается изображение, построенное объективом в фокальной плоскости. При фотографических, фотоэлектрических, спектральных наблюдениях окуляр не нужен. Фотографическая пластинка, ПЗС-матрица, входная диафрагма электрофотометра, щель спектрографа и т.д. устанавливаются непосредственно в фокальной плоскости телескопа. Телескоп с линзовым объективом называется рефрактором, т.е. преломляющим телескопом. Так как световые лучи различных длин волн 5 преломляются по-разному, то одиночная линза дает окрашенное изображение. Законы отражения не зависят от длины волны и естественно возникла мысль заменить линзовый объектив вогнутым сферическим зеркалом. Такой телескоп называется рефлектором, т.е. отражательным телескопом. Первый рефлектор (диаметром всего лишь в 3 см и длиной в 15 см) был построен Ньютоном в 1671г. Зеркала рефлекторов в настоящее время делают из стекла и после оптической обработки покрывают тонкой пленкой металла, имеющего большой коэффициент отражения (чаще всего алюминий). Телескоп-рефлектор, приспособленный для наблюдений непосредственно в фокусе параболического зеркала, называется рефлектором с прямым фокусом. Часто используются более сложные системы рефлекторов; например, с помощью дополнительного плоского зеркала, установленного перед фокусом, можно вывести фокус в бок за пределы трубы (ньютоновский фокус). Дополнительным выпуклым предфокальным зеркалом можно удлинить фокусное расстояние и вывести фокус в отверстие, просверленное в центре главного зеркала (кассегреновский фокус), и т.д. Они удобнее для присоединения приемных устройств к телескопу, но из-за дополнительных отражений дают большие потери света. Рефлектор с параболическим зеркалом строит изображение очень четко, однако тут необходимо сделать одну оговорку. Изображение можно считать идеальным, пока оно остается вблизи оптической оси. При удалении от оси появляются искажения (внеосевые аберрации). Поэтому рефлектор с одним только параболическим зеркалом не позволяет фотографировать больших участков неба размером, скажем, 5° 5°, а это необходимо для исследования звездных скоплений, галактик и галактических туманностей. Поэтому для наблюдений, требующих большого поля зрения, стали строить комбинированные зеркально-линзовые телескопы, в которых аберрации зеркала 6 исправляются тонкой линзой, часто увиолевой (сорт стекла, пропускающего ультрафиолетовые лучи). Сложной технической задачей является наведение телескопа на объект и слежение за ним. Установка оптической системы требует специального устройства – монтировки. Монтировка телескопа всегда имеет две взаимно перпендикулярных оси, поворот вокруг которых позволяет навести его в любую область неба. В монтировке, называемой вертикально-азимутальной, одна из осей направлена в зенит, другая лежит в горизонтальной плоскости. В экваториальной монтировке, одна из осей направлена в Полюс Мира (полярная ось), а другая лежит в плоскости небесного экватора (ось склонения). Телескоп на экваториальной монтировке называется экваториалом и слежение за объектом осуществляется часовым механизмом. Часовой механизм не всегда действует вполне точно, и при получении фотографий с длительными экспозициями, достигающими иногда многих часов, приходится следить за правильностью наведения телескопа и время от времени его подправлять. Этот процесс называется гидированием. Гидирование осуществляется с помощью гида — небольшого вспомогательного телескопа, установленного на общей монтировке с главным телескопом. Развитие электронных вычислительных машин позволило осуществлять точное слежение за небесным светилом и при вертикально-азимутальной установке путем плавного поворота вокруг обеих осей. В настоящее время все большие телескопы используют вертикально-азимутальную монтировку. На первый взгляд представляется, что чем больше увеличение (или, в фотографическом телескопе, масштаб), тем больше деталей можно различить на дисках планет, видеть более тесные пары двойных звѐзд и т.д. На самом деле это не так. Здесь имеется принципиальное ограничение, связанное с явлением дифракции — огибания световыми волнами краев объектива. Даже идеальный объектив из-за дифракции не может построить изображение точечного объекта в 7 виде точки. Вместо точки получается круглое пятнышко с системой дифракционных колец вокруг, интенсивность которых убывает с удалением от центра изображения. Угловой диаметр центрального пятна δ = λ/D (радиан), где — длина волны, а D — диаметр телескопа. Если и D =100 см, то = 0,55 мк (зеленый свет) = 0,55 10-6 радиан = 0",1. Очевидно, две точки (например, две находящиеся рядом звезды) можно различить только в том случае, если расстояние между ними больше теоретическим разрешение угловым больших . Этот минимальный угол разрешением телескопов телескопа. ограничивается называется Практически другим угловое фактором — атмосферным дрожанием. Дрожание вызывается оптической неоднородностью и турбулентностью атмосферы. Отдельные небольшие массы воздуха движутся друг относительно друга, давление в них колеблется, в результате чего коэффициент преломления в разных точках атмосферы на пути луча неодинаков. Луч, проходя атмосферу, преломляется и отклоняется, причем величина и направление этого отклонения меняются со временем. Минимальный размер неоднородностей в атмосфере составляет около 10 см и поэтому изображение звезды размывается, если диаметр телескопа существенно больше 10 см. Если диаметр телескопа меньше, то изображение колеблется как целое. Изображение звезды, размытое атмосферным дрожанием, называется диском дрожания. Диаметр диска дрожания зависит от местных природных условий (―астроклимат‖), а также от размера и конструкции телескопа и башни. 1.2 Аберрации оптики телескопов Любая оптическая система (как линзовая так и зеркальная) имеет ряд недостатков, из которых важнейшими являются потери света, сферическая аберрация, астигматизм, кома и дисторсия, а также хроматическая аберрация у линзовых систем. Эти недостатки ограничивают полезное поле зрения телескопа и его разрешающую силу. 8 Сферической аберрацией называется способность положительной линзы собирать параллельные краевые лучи в фокусе ближе к линзе, чем центральные лучи. Благодаря сферической аберрации изображения звезд получаются в виде кружков, окруженных как бы сиянием-ореолом. Астигматизмом называется проявление сферической аберрации для лучей, наклонных преломлении к оптической параллельных оси, лучей, сказывающееся расположенных в неодинаковом по взаимно перпендикулярным направлениям. Иначе говоря, лучи, лежащие в меридианной и широтной плоскостях, падая на линзу, имеющую различную кривизну в различных сечениях, собираются в различных фокусах. В результате этих искажений изображения звѐзд в стороне от оптической оси имеют на фотографии форму лучистого креста или ромба, более яркого в центре, с большой полуосью, направленной к центру пластинки. Ослабить астигматизм в пределах некоторого расстояния от оптической оси можно подбором системы линз с подходящей формой поверхности. Комой называется сферическая аберрация для параллельных пучков лучей, сильно наклоненных к оптической оси, вызывающая асимметричную деформацию изображений точек, растущую с удалением от оси объектива. Вызывается различием в углах падения на поверхность линзы параллельных пучков. Устраняется совместно с расчетом на уменьшение астигматизма. Дисторсией называется непостоянство масштаба изображения в плоскости, перпендикулярной оптической оси, обусловленное кривизной фокальной поверхности. Визуально это проявляется в том, что изображение квадрата выглядит в виде фигуры, стороны которой образованы не прямыми линиями, а дугами, обращенными либо выпуклостью внутрь (нормальная, подушкообразная дисторсия), либо выпуклостью наружу (бочкообразная). Хроматическая аберрация проявляется в окраске изображения. Линза объектива. действуя наподобие призмы, преломляет свет и разлагает его на 9 составляющие цвета. При этом фокус для красных лучей располагается от объектива дальше. чем фокус для синих лучей, в результате изображение звезды оказывается окаймленным цветным ореолом. При малом преломляющем угле (тонкая, длиннофокусная линза), когда отношение диаметра объектива к фокусному расстоянию не менее 1:20. хроматическая аберрация незначительно портит изображение и ею можно пренебречь. Изобретение двухкомпонентных линзовых объективов, состоящих из положительных и отрицательных линз, позволило скомпенсировать хроматическую аберрацию и повысить светосилу телескопа, достигнув светосилы 1:10 при хорошем качестве изображения. В рефлекторах лучи собираются в фокусе при отражении от зеркала параболической формы, а поскольку в формулу закона отражения не входит зависимость от длины волны, то хроматическая аберрация у рефлекторов отсутствует, и возможно создание рефлекторов большой светосилы, от 1:5 до 1:2 и даже более. Потери света вызваны как поглощением света в толще стекла, так и благодаря отражению на каждой границе перехода луча из одной среды в другую ( воздух – стекло и стекло – воздух ). Потеря света при поглощении является функцией длины волны и зависит от сорта и качества стекла. Потеря света при отражении значительно уменьшается при нанесении на поверхность линз специальной пленки, которая за счет интерференции с отраженным лучом устраняет отражение в области наиболее эффективных длин волн, не уменьшая при этом коэффициент отражения в других длинах волн. Особенно значительный выигрыш дает просветление в сложных оптических системах, имеющих большое число отражающих поверхностей. До конца XIX в. основной целью телескопических наблюдений было изучение видимых положений небесных светил. Важную роль играли также наблюдения комет и деталей на планетных дисках. Все эти наблюдения производились визуально, и рефрактор с двухлинзовым объективом полностью 10 удовлетворял потребности астрономов. В конце XIX и особенно в XX в. характер астрономической науки претерпел органические изменения. Центр тяжести исследований переместился в область астрофизики и звѐздной астрономии. Основным предметом исследования стали физические характеристики Солнца, планет, звѐзд, звѐздных систем. Появились новые приемники излучения — фотографическая пластинка, фотоэлемент и ПЗС-матрица. Стала широко применяться спектроскопия. В результате изменились и требования к телескопам. Следует помнить, что обычное стекло непрозрачно для ультрафиолетовой области спектра, тогда как рефлекторы не имеют этого недостатка, поэтому для астрофизических исследований желательно, чтобы оптика телескопа не накладывала никаких ограничений на доступный диапазон длин волн. Между тем стекло, из которого делаются линзы, поглощает ультрафиолетовое и инфракрасное излучение. Фотографические эмульсии и ПЗС-матрицы чувствительны в более широкой области спектра, чем глаз, и поэтому хроматическая аберрация при работе с этими приемниками сказывается сильнее. Таким образом, для астрофизических исследований нужен рефлектор. К тому же большое зеркало рефлектора изготовить значительно легче, чем двухлинзовый ахромат: надо обработать с оптической точностью (до 1/8 длины световой волны , или 0,07 микрона для визуальных лучей) одну поверхность вместо четырех, и при этом не предъявляется особых требований к однородности стекла. Все это привело к тому, что рефлектор стал основным инструментом астрофизики. В астрометрических работах применяются рефракторы. Причина этого состоит в том, что рефлекторы очень чувствительны к малым случайным поворотам зеркала (гнутиям): так как угол падения равен углу отражения, то изгиб зеркала на некоторый угол смещает изображение на угол 2 . Аналогичный прогиб объектива в рефракторе дает гораздо меньшее смещение. А так как в астрометрии надо измерять положения светил с максимальной 11 точностью, то выбор был сделан в пользу рефракторов. Предпочтительные области применения телескопов следующие: рефракторы - для точных астрометрических работ, - для фотографирования значительных областей неба, - для визуальных наблюдений; рефлекторы - для спектральных работ, - для фотометрических и колориметрических работ, - для фотографирования туманностей, комет, слабых звѐзд и вообще небольших участков неба. Вопросы для самопроверки: 1) В чем скажется то, что мы видим в телескоп зеркальное изображение? В какую сторону будут двигаться светила в поле зрения неподвижного телескопа? 2) Начертите диск Луны, как он был бы виден в телескоп, и разметьте по его краям стороны света. 3) Почему в телескоп видно больше звезд, чем невооруженным глазом? Почему яркость звезд, видимых невооруженным глазом, при рассматривании их в телескоп заметно увеличивается? 4) Почему при рассматривании в один и тот же телескоп различных планет и Луны их яркость по мере все большего и большего увеличения все более и более ослабевает? 5) Почему помещения с телескопами не отапливаются? 6) На каком расстоянии Солнце представилось бы нам в виде светящейся точки? Диаметр Солнца 1390600 км. С каких планет солнечной системы Солнце видно как звезда? 7) Почему в настоящее время большинство обсерваторий предпочитают строить на вершинах гор? 12 2 Изготовление, испытание и наладка простейшего телескопа 2.1 Изготовление телескопа Различают два основных вида телескопов: рефракторы, объективы которых состоят из линз, и рефлекторы, имеющие зеркальные объективы. Кроме того, существуют различные типы сложных зеркально-линзовых систем, объединяющие преимущества тех и других телескопов. В телескопе любого типа объектив в своей фокальной плоскости создает действительное изображение наблюдаемого объекта или участка неба, которое можно увидеть на экране, зафиксировать на фотопластинке или на другом светоприѐмнике. В простейшем случае это изображение можно рассматривать глазом, поместив его на расстоянии нормального зрения (25см) позади фокальной плоскости, при этом увеличение телескопа F 25 см, n где F - фокусное расстояние объектива в сантиметрах, 25 см - расстояние нормального зрения (у близоруких оно меньше). Дополнительная лупа (окуляр) позволяет приблизить глаз к фокальной плоскости и рассматривать изображение с меньшего расстояния, т. е. под большим углом зрения, и тогда увеличение телескопа будет равно n F f, где f - фокусное расстояние лупы-окуляра. Таким образом, телескоп можно изготовить, расположив на одной оси одна за другой две линзы - объектив и окуляр - на суммарном расстоянии L F f. Для наблюдений близких земных предметов это расстояние должно быть увеличено, что легко находится опытным путем. Меняя окуляры, можно получить различные увеличения при одном и том же объективе. 13 Увеличение имеющегося инструмента при неизвестных F и f, или для любой сложной системы оптики, легко определить, измерив диаметр выходного зрачка - d . Для этого необходимо направить инструмент на ярко освещенную поверхность (дневное небо) и около окулярного конца поместить лист белой бумаги (кальки). Перемещая лист ближе - дальше от окуляра, получить наиболее резко очерченное световое пятно и с помощью миллиметровой линейки измерить его диаметр - d. Тогда увеличение вычисляется n D d, где D - диаметр объектива. На практике считается, что допустимое рабочее увеличение не должно превосходить 2D (мм). Простейший телескоп может быть изготовлен из очковых стекол, диаметр которых в необработанном виде обычно равен 6 см. Для объектива следует взять положительную линзу оптической силой Д = +0.75 +1 диоптрий (фокусное расстояние такой линзы F=1м / Д, т. е. для Д = +1 имеем F = 100 см). В качестве окуляра лучше взять 5-ти или 10-ти кратную лупу, фокусное расстояние которой (f) равно расстоянию нормального зрения (25 см), делѐнному на кратность, т. е. 25см /5 = 5 см и 25см/10 = 2.5 см. Закрепив объектив и окуляр на концах картонной или иной трубки на расстоянии L F f , получим телескоп вполне удовлетворительного качества. Для удобства наводки на резкость при рассматривании близких земных предметов трубу следует сделать составной и предусмотреть возможность раздвижения на 5-10 см. Достаточно плотную трубку можно получить, свернув еѐ из нескольких слоев плотной бумаги, пропитанных жидким клейстером. Внутреннюю поверхность бумаги следует зачернить тушью, а наружную поверхность покрыть 2-3 слоями нитролака. Хороший телескоп можно изготовить, если вместо объектива применить длиннофокусный фотографический объектив типа ТАИР-3 (D = 6см, F = 30см), МТО 500 (D = 6см, F = 50см), МТО-1000 (D = 8см, F = 100см). 14 В качестве окуляра удобно использовать любой короткофокусный объектив с F < 5см, например от старого фотоаппарата или от любого другого оптического прибора. Неплохой окуляр можно изготовить самостоятельно при наличии двух короткофокусных линз небольшого диаметра ( 1-2 см), например, часовых 5-ти 10-ти кратных луп. Положительный окуляр Рамсдена изготавливается из двух положительных плоско-выпуклых одинаковых ( f1 линз f2 ), установленных в оправе выпуклостями друг к другу на расстоянии d при соотношении f1: d : f2 3:2:3. Отрицательный окуляр Гюйгенса состоит из двух плоско-выпуклых линз, установленных выпуклостями к объективу при соотношении расстояниях f1: d : f2 3:2:1 , а при f : f1 f1: f2 3:1 на 2:1 на расстояниях 4:3:2 . Фокусное расстояние всей системы вычисляется по формуле: f f1 f2 f1 f2 d 2.2 Основные характеристики телескопа При исследовании телескопа, кроме его увеличения, следует определить его качество, проницающую и разрешающую способности. Качество изображения во многом зависит от точности установки объектива и окуляра (центрировки линз). Оптические оси объектива и окуляра не должны иметь параллельного смещения, а также наклона друг относительно друга, что выявляется по окраске противоположных краев изображения в разные цвета. Проницающей способностью (силой) телескопа m называется предельная звездная величина объекта, видимого в него в ясную безлунную ночь. Эта характеристика зависит от прозрачности атмосферы, адаптации к темноте глаза, состояния оптики телескопа и приближенно определяется по формуле: m = 7.1 + 5lgD, 15 где D- диаметр объектива в см. Проницающую способность удобно определять по стандартным площадкам, например, Плеядам или Северному Полярному Ряду (см. приложения в таблицах 1 и 2 к звѐздным картам на Рис. 1 и 2, соответственно). Рис. 1 Карта рассеянного звѐздного скопления Плеяды 16 Рис.2 Карта звѐзд Северного Полярного Ряда 17 Разрешающей способностью телескопа называется предельное угловое расстояние в секундах дуги двух звезд, при котором они могут быть видны в него раздельно. Разрешение зависит от состояния атмосферы, оптики, зоркости наблюдателя и различия в яркости наблюдаемой пары звѐзд, приближенно = 100ʹʹ/D (в мм) Определение реального разрешения обычно выполняют по наблюдениям двойных звѐзд (см. в Приложении таблицу 3). Поле зрения телескопа необходимо определить для всех имеющихся окуляров, т. е. для разных увеличений. Теоретически поле зрения телескопа определяют по формуле: N 2000 , n где n - увеличение, N - диаметр поля зрения в минутах дуги. На практике поле зрения может значительно отличаться от расчетного в зависимости от конструкции окуляра. Практически N определяют по прохождению звѐзды в поле зрения неподвижного телескопа. Для этого звезда с известным склонением устанавливается на самый край поля окуляра так, чтобы при неподвижном телескопе она прошла по всему диаметру поля зрения. Отметив по часам с секундной стрелкой моменты появления T1 и исчезновения T2 звѐзды в поле зрения телескопа, находят N T1 T2 cos , 4 где T1 и T2 выражено в секундах времени, а N - в минутах дуги. Если звезда выбрана вблизи небесного экватора, то при 0, cos 1. При нормальном угле охвата человеческого глаза (без поворота головы или глазного яблока) в 45 50 в поле зрения хорошего окуляра при 50-кратном увеличении мы можем выделить область неба примерно в 1 . При большем увеличении (10018 кратном) эта область соответственно уменьшится до 0.5 . Нельзя надеяться при большем увеличении получить большое поле зрения. Масштаб снимка, или линейные размеры изображения в фокальной плоскости, определяется по формуле: d где Fмм tg Fмм sin1 , - угловые размеры объекта в минутах дуги. Для объектов с угловым диаметром 30 диаметр изображения приближенно можно получить из соотношения: d Fмм , т. е. объектив обычного фотоаппарата с F = 50мм даст изображение Луны или Солнца размером 0.5мм. С телеобъективом МТО-1000 ( F=1000мм) получим изображение в 10мм. Иначе говоря, диаметр Луны или Солнца на фотопленке в сантиметрах примерно равен фокусному расстоянию объектива в метрах. 2.3 Дополнительные приспособления к телескопу Для измерения небольших угловых расстояний (менее 1 ) в фокальной плоскости объектива следует установить крест нитей. Крест нитей можно выполнить, распустив трикотажную капроновую нить на отдельные волокна и натянув на оправу в фокальной плоскости окуляра в двух взаимно перпендикулярных направлениях. Вместо нитяного креста лучше применить стеклянную пластинку со штрихами, нанесенными с помощью алмазного резца или вытравленных плавиковой кислотой. Отсчет угловых расстояний производить по оцифрованным координатным кругам телескопа, переводя инструмент с одного объекта на другой и записывая их прямые восхождения ― ‖ и склонения ― ‖. Тогда угловое расстояние ―d‖ вычисляется по формуле: cos d = sin 1 sin 2 + cos 1 cos 2 cos( 1 - 2). Перед объективом телескопа для наблюдения спектров звезд может быть 19 установлена стеклянная призма с малым преломляющим углом (не более 15 ). Изготовить призму можно самостоятельно из плоскопараллельных стекол, скрепленных под углом сургучом или аквариумной замазкой. Внутренность полой призмы заполняется глицерином или дистиллированной водой. Следует иметь в виду, что наблюдаемая звезда при этом будет находиться не на оптической оси телескопа, а в стороне и под некоторым углом. Аналогичный спектр можно наблюдать, установив перед объективом грубую дифракционную решетку. Для этого вполне достаточна решетка с числом штрихов от 0. 5 до 10 штрихов на один миллиметр. В этом случае наведение на звезду осуществляется по-прежнему вдоль оптической оси телескопа, а в поле зрения будет наблюдаться в центре ослабленное изображение звезды, а по бокам два спектра звезды первого порядке, а далее последующие порядки значительно более слабые по яркости.. Чем более частая решетка, тем длиннее и дальше от центра будет располагаться спектр. Дифракционную решетку можно изготовить, заштриховав лист бумаги черными полосами, толщина которых равна просвету между линиями, и сфотографировав на контрастную пленку. Представление о дифракции и о цвете звѐзды можно получить также при рассматривании звезды в телескоп через частую сетку (прозрачная капроновая ткань). В этом случае будут наблюдаться центральное изображение и четыре спектра в двух взаимно перпендикулярных направлениях. Вследствие растягивания изображения в спектр и разбиения на несколько спектров поверхностная яркость для слабых звѐзд может оказаться ниже порога цветного зрения и тогда мы увидим слабо светящуюся серую полоску. Яркие звѐзды позволят увидеть спектр в виде окрашенной радужной полоски. Яркие объекты или звездные площадки можно сфотографировать, если вместо окуляра укрепить фотокамеру таким образом, чтобы фокальная плоскость объектива телескопа совпала с плоскостью приѐмника излучения. Для этих целей удобнее применять зеркальные фотокамеры типа "Зенит" или цифровые 20 зеркальные камеры, тогда непосредственно на дисплее фотоаппарата можно видеть фотографируемый объект и производить фокусировку перемещением окулярной части телескопа. Для получения большего изображения необходимо изготовить приставку - окулярную камеру. В этом случае окуляр не убирается, а выдвигается на небольшое расстояние - a , примерно равное 1.3 f - 1.5 f , где f фокусное расстояние окуляра. Фотокамеру следует установить так, чтобы фотоплѐнка (или ПЗС-матрица) находилась на расстоянии b от окуляра, которое при известных а и f находится из формулы тонкой линзы: 1 a 1 b 1 . f Удобно для вычислений сразу задать необходимое увеличение, например, 3, т. е. положить равным b a 3 и при известном f вычислить получаемые при этом а и b. Не следует выбирать увеличение слишком большим (не более 5), поскольку в этом случае значительно увеличиваются необходимые выдержки, становятся заметны недостатки оптики, дрожание трубы телескопа и неспокойствие атмосферы. В случае применения цифровой камеры можно сфотографировать объект, непосредственно приложив объектив фотокамеры к окуляру. Большинство фотоаппаратов автоматически выполнит наводку на резкость по контрастности линий изображений. Для камер с фиксированным фокусом резкость необходимо подобрать вручную с помощью окуляра телескопа. Эквивалентное фокусное расстояние системы равно фокусному расстоянию фотокамеры умноженному на увеличение, даваемое телескопом. Преимуществом цифровой камеры является то, что полученное изображение может быть сразу переписано на жесткий диск компьютера. 21 2.4 Испытание телескопа Наиболее простой метод испытания телескопа состоит в исследовании изображения звезды, даваемого телескопом. Для испытания следует выбрать бело-голубую звезду 2-3 звездной величины не ниже 40 над горизонтом. Карта основных созвездий и ярких звезд приведена на Рис 3. Рис. 3 Карта основных созвездий 22 У хорошего телескопа при увеличении около 20 раз изображение должно представляться в виде очень маленького, совершенно круглого диска, окруженного двумя - тремя концентрическими дифракционными кольцами. Если воздух неспокоен, система колец может дрожать, искажаться, разбиваться на дуги, а при очень плохих атмосферных условиях диск может расплыться так, что совершенно покроет кольца. Если, однако, при наблюдении в течение ряда вечеров и при различных атмосферных условиях наблюдатель видит лишь большой размытый диск без следов колец, то объектив следует признать неудовлетворительным. Если диск имеет овальную или грушевидную форму, кольца вытянуты в одном направлении с диском и все изображение с одной стороны ярче, то причина лежит в несовпадении оптических осей объектива и окуляра, причем ближе к окуляру лежит та часть объектива, где изображение ярче при окуляре, выдвинутом наружу главного фокуса. Объектив следует привести в надлежащее состояние, наклоняя его в оправе регулировочными винтами или прокладывая в нужной стороне тонкие бумажные полоски. Когда диск не кругл, а кольца извилисты и неподвижны при спокойной атмосфере, это означает, что объектив выполнен из плохого стекла, имеющего свили и неоднородности. Для проверки следует повернуть объектив вместе с его оправой на определенный угол и посмотреть, повернулись ли на такой же угол выступы и впадины изображения. Если повернулись, то это недостаток объектива, который неустраним. На присутствие устранимого недостатка показывает другой вид изображения, когда звезда и кольца имеют форму, соответствующую расположению крепежных винтов объектива. Для восстановления нормального изображения нужно только отпустить крепежные винты, но не до такой степени, чтобы стѐкла стали качаться. Иногда противоположные края диска окрашены в красный и зеленый цвет. Окраска выступает резче, если сдвинуть окуляр с фокуса. Она бывает заметна 23 также при наблюдении планет и краев лунного диска. Явление вызвано несовпадением центров линз двухлинзового объектива. Исправить можно поворотом одной линзы относительно другой или незначительным смещением друг относительно друга. Окраска противоположных краев изображения может быть вызвана также тем, что линзы объектива наклонены друг к другу и края их, соответствующие красному цвету, слишком сближены. В этом случае необходимо отрегулировать расстояние между линзами, изменяя толщину прокладок. Окраска верхнего и нижнего краѐв изображения в зеленый и красный цвет наблюдается для светил, находящихся невысоко над горизонтом, и не зависит от поворота объектива. В этом случае причина вызвана преломлением света в атмосфере Земли. Сферическую аберрацию объектива можно распознать, чуть-чуть сдвигая окуляр попеременно в обе стороны от главного фокуса. Одинаковая яркость крайних колец внефокальных изображений покажет, что объектив свободен от сферической аберрации. Если внешнее кольцо при окуляре внутри фокуса слабее, чем при окуляре снаружи фокуса, то объектив - переисправлен, для недоисправленного объектива внешние кольца будут слабее при окуляре снаружи фокуса. Хроматическая аберрация скажется тем, что при слегка вдвинутом внутрь фокуса окуляре вокруг диска будет пурпурная кайма, а при выдвинутом - красное пятнышко в центре изображения. Это следует из того, что в обычных визуальных объективах фокус красных лучей лежит несколько ближе к объективу, чем фокус желто-зеленых лучей, в которых изображение рассматривается. Хроматизм присущ всем рефракторам и отсутствует у рефлекторов, однако следует иметь в виду, что хроматизмом обладают также окуляры и глаз наблюдателя. Астигматизм, одна из аберраций оптических систем, обусловленная неодинаковостью кривизны оптической поверхности в разных плоскостях сечения, падающего на него светового пучка. Проявляет себя тем, что при наклонном падении лучей один диаметр объектива преломляет лучи иначе, чем 24 другой, к нему перпендикулярный. Изображение звезды вытягивается при этом в эллипс, который меняет направление большой оси на 180 при положениях окуляра внутри и снаружи главного фокуса. Астигматичным может быть также не только объектив, но и глаз наблюдателя или окуляр. Для испытания глаза ставят самый слабый окуляр и наклоняют голову вправо или влево; при астигматичном глазе большая ось эллипса соответственно изменяет свое положение. Если эллипс неподвижен, то вращают окуляр; если и в этом случае картина не меняется, то астигматичен объектив. Чтобы окончательно убедиться в этом, заменяют окуляр более сильным и вращают объектив вместе с оправой. 2.5 Установка экваториального штатива Имеющиеся переносные телескопы с экваториальным штативом требуют установки телескопа по широте места наблюдения и азимуту каждый раз при вынесении его на наблюдательную площадку. Тогда будет обеспечена нормальная работа микрометрическим винтам и получена возможность использовать оцифрованные круги телескопа. В этом случае полярная или часовая ось будет направлена на полюс мира, а перпендикулярная к ней ось склонения - лежать в плоскости небесного экватора. Переносной трехногий штатив следует установить так, чтобы одна ножка была направлена на юг, а две другие примерно на восток и на запад. Так как чаще всего проводятся наблюдения тех объектов, которые находятся на юге, то при таком расположении ножек они меньше всего будут мешать наблюдателю. При установке на гладком твердом покрытии, когда ножки не вдавливаются в грунт, ножки полезно связать шнуром во избежание падения телескопа от случайного толчка. Узел шнура удобно поместить под центром штатива и от него по трем радиусам закрепить основания ножек. После этого на штырь штатива надевается параллактическая головка и на ней закрепляется труба телескопа. Полярную ось при этом следует наклонить к плоскости горизонта примерно под углом равным 25 широте местности и расположить в плоскости небесного меридиана, т. е. в направлении север-юг. Установить окуляр, имеющий в поле зрения крест нитей, и направить телескоп на звезду, расположенную вблизи плоскости небесного экватора. Если после этого вращать телескоп вокруг полярной оси, но так, чтобы звезда не уходила из поля зрения, то могут встретиться три случая : - звезда скользит вдоль нити, не отходя от нее ни вниз, ни вверх. Это свидетельствует о том, что полярная ось лежит в плоскости меридиана и, следовательно, инструмент по азимуту установлен правильно. - звезда при повороте телескопа к востоку движется под углом к нити вверх. Следовательно, полярная ось не лежит в плоскости меридиана и инструмент надо повернуть в горизонтальной плоскости, изменив его азимут. Северный конец полярной оси надо немного повернуть против часовой стрелки. Зачастую у параллактических установок есть специальные винты для выполнения этой операции. - звезда движется под углом к нити вниз. Инструмент надо повернуть по часовой стрелке, т. е. северный конец полярной оси повернуть к востоку. Если параллактическая головка снабжена часовым механизмом, то после грубой установки телескопа по азимуту операцию можно повторить при включѐнном часовом механизме. Тогда смещение звезды будет происходить только по вертикальной оси без ухода по горизонтали из поля зрения, а, увеличив время слежения за поведением звезды, можно более точно уловить необходимые развороты телескопа вокруг вертикальной оси. Затем следует установить полярную ось по широте места. Обычно на переносных инструментах имеется оцифрованный круг, по которому необходимо выставить угол наклона оси, равный широте места наблюдения. Для уточнения и исправления угла наклона необходимо пронаблюдать прохождение звезд в поле зрения телескопа, установленного в плоскости первого вертикала, т.е. при 26 часовом угле 6h в направлении для определенности, скажем, на восток. При этом возможны следующие ситуации: - звезда скользит вдоль нити - инструмент стоит правильно. - звезда движется под углом к нити вверх в поле зрения - северный конец полярной оси надо поднять (увеличить угол с горизонтом). - звезда движется под углом к нити вниз - северный конец полярной оси необходимо опустить. Если звезду наблюдаем на западе, то действия должны быть обратными. То же самое можно повторить при включенном часовом механизме. После этого вновь повторить установку по азимуту и после нескольких приближений телескоп будет установлен с достаточной точностью. В случае необходимости установки с повышенной точностью все эти процедуры можно провести фотографически, с измерением смещения звезды на фотопластинке с помощью микроскопа. Применив цифровой фотоаппарат и переписывая изображения на компьютер, все эти процедуры можно выполнить гораздо быстрее. 2.6 Уравновешивание телескопа Для обеспечения нормальной работы часового механизма и удобства наблюдений, при наведении на объект при отпущенных зажимах, телескоп должен быть полностью уравновешен в своих подвижных частях и находиться в безразличном равновесии. Для этого центр тяжести телескопа и всех дополнительных приспособлений должен находиться в месте пересечения полярной оси и оси склонения. Достигается это навешиванием дополнительных грузов или их перемещением по оси противовеса и вдоль трубы телескопа. Выполнять уравновешивание следует при каждой смене навесного оборудования. Телескоп на экваториальной монтировке необходимо выверить в четырех положениях: в двух положениях для проверки равновесия вокруг оси склонения в 27 меридиане (горизонтальном и вертикальном) и в двух положениях для проверки равновесия вокруг полярной оси (в меридиане и в первом вертикале). Для уравновешивания телескопа вокруг оси склонения ставим телескоп в горизонтальное положение (в меридиане). Снимая или добавляя грузы к окулярному или объективному концам, добиваемся того, чтобы телескоп был уравновешен в этом положении. Тогда центр тяжести трубы телескопа находится на вертикальной линии, проходящей через центр оси склонения. В общем случае эти две точки по вертикали одна с другой не совпадут. Далее следует телескоп направить в зенит, т. к. это положение наиболее чувствительно для контроля несовпадения двух указанных точек, находящихся в данном случае на горизонтальной линии. Покачивая телескоп в направлении север-юг и добавляя или снимая грузы на окулярном конце, добиваемся равновесия телескопа. Если это достигнуто, то телескоп одинаково легко идет в направлении юга и севера и находится в безразличном равновесии относительно оси склонения. После этого закрепляем телескоп зажимом по склонению и слегка качаем вокруг полярной оси. Перемещая основной противовес на противоположном конце оси склонения, добиваемся того, чтобы телескоп одинаково легко двигался в направлении на запад и восток. Если это достигнуто, то центр тяжести подвижных частей телескопа будет находиться в вертикальной плоскости, проходящей через полярную ось. Однако при этом, он может еще не находиться на пересечении оси склонения и полярной оси, а может быть выше или ниже места этого пересечения, что скажется при выводе телескопа из меридиана. Чтобы достигнуть совпадения центра тяжести с пересечением оси склонения и полярной оси, необходимо переместить телескоп в плоскость первого вертикала, т.к. это положение наиболее чувствительно к несовпадению этих центров. Контролируем легкость перемещения в обе стороны путем качания телескопа и добавляем в нужном месте дополнительные грузы. Место установки грузов, их вес и расположение определяется спецификой конструкции телескопа. Следует помнить, что грузы следует перемещать только вдоль оси склонения, чтобы не 28 нарушить ранее произведенную регулировку. Для окончательного контроля телескоп может быть направлен в северный полюс неба при двух разных часовых углах, отличающихся на 90 . В этом положении ошибки в равновесии вокруг оси склонения сказываются наименьшим образом и легкость перемещения телескопа вокруг полярной оси говорит о хорошем равновесии вокруг последней. Если повторить все четыре указанные операции по нескольку раз, то последовательными приближениями можно достичь хорошего уравновешивания телескопа. Для более тщательного уравновешивания возможно применение пружинного динамометра для количественной оценки усилий при перемещении телескопа относительно всех направлений. Уравновешивание телескопа гарантирует хорошую работу часового механизма при всех положениях телескопа, а также устраняет неожиданное самопроизвольное движение трубы телескопа при отжатых зажимах. Для того чтобы телескоп следил за звездой, необходим часовой механизм, который должен сообщить постоянную скорость поворота трубы телескопа для компенсации суточного вращения Земли. Однако на самом деле эффект рефракции и эффект гнутия трубы приводит к необходимости вращать телескоп с изменяющейся скоростью. При наблюдении Луны или комет также приходится перемещать телескоп со скоростью, отличной от скорости движения звѐзд. Во всех случаях необходимо гидирование, т. е. визуальный контроль положения звезды на кресте нитей в окуляре и, подправление в случае необходимости микрометрическими винтами. При отсутствии часового механизма гидирование приходится выполнять постоянным медленным вращением микрометрических винтов вручную. На крупных телескопах для гидирования параллельно основному телескопу устанавливается вспомогательный телескоп, желательно такого же фокусного расстояния, оснащенный окуляром с сеткой или крестом нитей в поле зрения. 29 3 Устройство и основные параметры приборов зарядовой связи Важнейшим преимуществом приборов зарядовой связи (ПЗС) по сравнению с фотографией является непосредственное получение изображения участка звездного неба в оцифрованном виде, что позволяет при наблюдениях объектов сразу проводить компьютерную обработку полученных изображений и их отождествление. Применение ПЗС произвело переворот в методах наблюдений астероидов, комет и во всей астрометрии, а впоследствии и в фотометрии. Наблюдательная установка, состоящая из телескопа с ПЗС-камерой и компьютером с необходимым программным и информационным обеспечением, позволяет выявить объекты на фоне звѐзд, определить их экваториальные координаты привязкой к звездам опорного каталога и провести фотометрические измерения их яркости. Отсутствуют затраты времени на фотографирование, проявление, просмотр пластинок, отождествление найденных на снимках изображений, измерение пластинок. Результаты получаются практически одновременно с процессом наблюдений. Созданный разнообразный программный продукт позволяет проводить обработку результатов наблюдений в режиме реального времени. Остальные характеристики аппаратуры остаются традиционными: предельная звездная величина регистрируемых объектов зависит от эффективного диаметра телескопа D, квантовой эффективности приемника Q, размеров изображения звезды на матрице, времени накопления t, принятого значения отношения сигнала к шуму s/n, а также от яркости фона неба. 3.1 Принцип работы ПЗС С развитием технологии получения кристаллов кремния научились создавать сначала линейки, состоящие из очень маленьких прямоугольных ячеек, чувствительных к свету, а затем и прямоугольные матрицы. Светочувствительные ячейки получили название пикселов, сокращение образованное от двух 30 английских слов: picture (картинка) и cell (ячейка). Под действием света в пикселах возникают электроны, которые постепенно накапливаются пропорционально количеству упавших фотонов. От размера ячейки зависит ее емкость, т.е. число накопленных зарядов без достижения насыщения. По окончании накопления заряды считываются из аналоговой формы, переводятся в цифровую форму и заносятся в память компьютера. Считывание происходит в одном из углов матрицы. К последней ячейке в этом углу подсоединена микросхема усилителя и аналого-цифрового преобразователя (АЦП), которая выдает величину сигнала в цифровой форме. После считывания сигнала в этой ячейке она опустошается, но в нее переходит заряд из соседней ячейки в строке. После считывания строки в нее параллельным переносом переписываются заряды соседней строки. Процесс продолжается до тех пор, пока не будут очищены все пикселы матрицы. Управляющая электронная схема позволяет получить не только величину заряда каждого пиксела матрицы, но и определить какому пикселу ( номер строки и номер столбца) он соответствует. 3.2 Основные характеристики ПЗС Одним из основных параметров матрицы является, так называемая, квантовая эффективность. Это название отражает эффективность преобразования поглощенных фотонов (квантов) в фотоэлектроны и аналогична фотографическому понятию светочувствительности. Квантовая эффективность зависит от цвета (длины волны) падающего фотона, т.к. энергия фотона зависит от его длины волны. Поэтому обычно квантовая эффективность указывается для различных участков спектра и может достигать до 80%. Чувствительность кремниевых матриц имеет максимум в инфракрасной области спектра и спадает до нуля в ультрафиолетовой части. Как и другие полупроводниковые детекторы, ПЗС имеют некую определенную область спектральной чувствительности, в которой они могут использоваться 31 с максимальной эффективностью. Длинноволновая граница определяется шириной запрещенной зоны полупроводника и для кремния составляет 1.1 мкм. Коротковолновая граница равна 0.4–0.5 мкм и обусловлена сильным поглощением коротковолновых квантов света в тонком приповерхностном слое, в котором одновременно с фотогенерацией носителей интенсивно происходит их рекомбинация. ПЗС могут быть реализованы на разнообразных полупроводниковых материалах (с разной шириной запрещенной зоны), что позволяет перекрыть широкую область спектра, включая инфракрасный диапазон. В результате традиционно проводимые наблюдения в фильтрах UBV заменены на наблюдения в фильтрах BVRI, охватывающие инфракрасную область. Для повышения чувствительности в ультрафиолетовой области изготавливаются матрицы ―с обратной засветкой‖, когда освещение происходит с обратной стороны, через тонкий слой подложки, более прозрачной для ультрафиолетом. Но при этом возникают технологические трудности изготовления очень тонких матриц толщиной около 15 микрон. При этом каждая ячейка имеет небольшой объем и не в состоянии накопить большое количество зарядов, а неравномерность шлифовки очень тонкого слоя приводит к неравномерной чувствительности ячеек. Другим способом повышения чувствительности в коротковолновой области спектра является нанесение на матрицу люминесцирующих пленок, которые, поглощая УФ-излучение, переизлучают энергию в другой, длинноволновой области спектра. Высокая квантовая эффективность привела к вытеснению матрицами фотоэмульсий, эффективность которых не превосходит 5-6%. Размер пиксела напрямую связан с количеством накапливаемых электронов и, следовательно, числом градаций сигнала. Так, например, у матриц SBIG ST5 с размерами пикселов 10 микрон, насыщение наступает при накоплении 50 000 электронов, а SТ6 при пикселах 23х27 микрон позволяет без насыщения работать с количеством до 400 000 электронов на ячейку. Большинство современных матриц позволяют производить 16 разрядное считывание и сохранение накопленной в пикселе информации. Таким образом, число доступных измерению уровней сигнала 32 (отсчетов) у такой матрицы составляет 65 535 (два в шестнадцатой степени) на каждую ячейку. Если за нижний предел принять уровень в 50 отсчетов, то динамический диапазон составит более 1000, что во много раз лучше аналогичного параметра для фотоэмульсий (до 100). Поэтому приходится идти на компромисс при выборе размера ячейки. Либо иметь крупные пикселы, возможность накопления большого числа фотонов, соответственно большое число градаций, но худшую пространственную разрешающую способность. Либо, при малых размерах и хорошем разрешении, получить малый световой диапазон перепада от светлых участков к темноте, но более высокое разрешение. В обычной фотографии аналогом служит термин фотографическая широта эмульсии. Фотографами применяются различные методы, чтобы увеличить широту эмульсии и тем самым улучшить передачу деталей в тѐмных и светлых участках изображения. Для съѐмки протяженных объектов для лучшей проработки деталей (туманности, галактики, кометы и т.п.) предпочтительнее иметь матрицу с крупными пикселами, тогда как для астрометрии, измерения возможно более точных координат объектов, следует использовать более мелкую матрицу. Типичные ПЗС-матрицы имеют размерности от 512х512 до 4096х4096 пикселов при размере от 30 до 5 микрон. Генерация электронов в приборах зарядовой связи, как и в случае фотокатодов ФЭУ, происходит пропорционально количеству пришедшей лучистой энергии. В случае ПЗС приѐмников мы имеем сочетание преимуществ фотоэлектрической фотометрии (линейность, стабильность) и фотографии (панорамность, т.е. возможность одновременной регистрации нескольких объектов в поле зрения). Но, несомненно, самым главным преимуществом является возможность моментально получать информацию в цифровой форме, пригодной тут же для обработки на компьютере. Как и в случае с фотоэмульсией, дающей паразитные шумы, вызванные по разным причинам светочувствительными 33 зернами эмульсии, матрица также вносит свои паразитные шумы. Нижний предел обнаружения объекта на ПЗС зависит от уровня шумов, как случайных, так и производимых самой матрицей. Если матрица производит больше электронов за счет своих внутренних свойств, чем производят фотоны от источника, то, образно говоря, полезный сигнал "утонет в шуме" и ни одна, даже самая современная программа, не позволит получить качественное изображение исследуемого объекта. Существует множество внутренних источников шумов: в основном это термоэлектроны, производимые самой матрицей, и шумы считывания, возникающие при перемещении зарядов. Для регистрации предельно слабых световых потоков величина нежелательных шумов - главный показатель качества матрицы. Темновой шум - это результат генерации термоэлектронов самими пикселами ПЗС за время экспозиции. Количество возникших электронов зависит от двух основных параметров: продолжительности экспозиции и температуры матрицы. Охлаждение матрицы - один из эффективных способов уменьшить тепловые шумы. Как утверждают производители, количество термоэлектронов уменьшается вдвое при уменьшении температуры кристалла всего на 8 градусов. Поэтому практически все современные астрономические ПЗС-матрицы снабжены миниатюрным электрическим холодильником на эффекте Пельтье (укрепленный на матрице терморезистор позволяет управлять электронной схемой, поддерживающей температуру с точностью до 0.1 градуса, с возможностью ее фиксации в сохраняемом на компьютере изображении). На крупных обсерваториях применяется охлаждение матриц жидким азотом, который перед наблюдением заливается в специальный резервуар, окружающий матрицу. На снимке обычно видны дефектные пикселы («горячие»), которые на разных кадрах возникают в одном и том же месте. Устранить их можно, сделав снимок при закрытом затворе и получив так называемое «dark field» (англ.: dark - темный, field – поле), с последующим вычитанием его из получаемых снимков при обработке результатов компьютером. Высокая точность параметров съемки зачастую позволяет использовать 34 воспроизведения однажды полученное темновое поле многократно, потому что скорость рождения термоэлектронов в каждом пикселе определяется технологией его изготовления и их распределение по изображению должно с хорошей степенью точности воспроизводиться при одинаковой температуре Охлаждение матрицы и одинаковой может продолжительности настолько уменьшить экспозиции. производство термоэлектронов, что становятся доступными очень длительные экспозиции (до 1 часа и более). В то время как при комнатной температуре у большинства ПЗСматриц пикселы заполняются термоэлектронами уже за несколько секунд даже при отсутствии засветки. Большим конструктивным достоинством многих матриц является наличие встроенного, управляемого с компьютера (с помощью миниатюрного электромагнита) механического лепестка-затвора, который без проблем позволяет получать темное поле любой длительности как отдельно, так и в процессе съемки объекта. Тѐмное поле помогает также устранить влияние и тех пикселов, которые не достигают насыщения от термоэлектронов, но стабильно шумят в несколько большей степени, чем другие. Вторым источником шума является шум считывания, возникающий при перетекании зарядов из одной ячейки в другую. Большинство современных матриц могут работать в таком режиме, когда перед началом каждого следующего считывания, отдельно измеряется количество оставшихся в ячейках электронов и это значение вычитается из финального результата (что, естественно, практически удваивает полное время обработки информации). Если вы просто ищете объект съемки или наводите резкость, то для экономии времени предусмотрен режим быстрого считывания, при котором малые остаточные заряды не учитываются. Значение этих шумовых электронов может достигать 20-30 штук, и они особенно вредны для коротких экспозиций с малым уровнем засветки. Если фотоны от объекта рождают 100 электронов на пиксел, то отношение сигнал/шум будет около 3:1. Но простое увеличение времени экспозиции быстро исправит эту проблему. Так, накопив от того же объекта 1000 электронов, мы тем самым 35 легко увеличим это важное соотношение практически в 10 раз. Некоторый шум вносит электрическая схема аналогово-цифрового преобразователя (АЦП), которая в своем составе имеет усилитель входного сигнала. 4 Применение ПЗС-матриц в астрономии Как и в случае с фотографическими приемниками излучения, ПЗС матрицы обладают панорамностью, являясь двумерным приѐмником. Одновременно с исследуемым объектом получаются изображения множества окружающих звѐзд, пригодных для калибровки снимка. Далее - поскольку матрица изготовлена на основе достаточно прочного кремниевого кристалла, еѐ временные параметры весьма стабильны. Однажды прокалиброванная по наблюдениям стандартных звезд с разными фильтрами, она надолго сохраняет полученные данные. Очень важна и замечательная линейность ПЗС. Иными словами - число электронов накапливаемых в пикселе точно пропорционально числу пришедших фотонов, в отличие от фотоэмульсий и телевизионных детекторов типа видикон (всем известные области недодержек, передержек и даже соляризации изображения). Возможность ввода информации в числовом виде непосредственно в компьютер также расширяет возможности и значимость применения матриц. 4.1 Фотометрия с матрицами ПЗС Стабильность фотометрической системы матрицы, как и другие преимущества, вызвали быстрый переход к измерениям на основе ПЗС-матриц. Несомненные удобства ПЗС для фотометрии становятся очевидными и в связи с возможностью учесть локальные технологические неоднородности, возникающие при производстве матриц. На практике это выправляется с помощью техники «flat field» (англ.: flat – плоская поверхность). Для получения изображения «плоского поля» делают снимок равномерно освещенной поверхности (фон сумеречного 36 неба, лист белой, равномерно освещенной бумаги). Обрабатывающая компьютерная программа впоследствии должна выровнять поле снимка, вычислив для каждого пиксела коэффициент чувствительности, а затем применить эти коэффициенты к каждому значению пиксела изображения. Таким образом устраняются не только технологические неоднородности, но и искажения, вносимые оптикой, что особенно важно для светосильных широкоугольных систем с заметным виньетированием световых пучков. Разрешающая способность. Погоня за передачей мелких деталей привела к тому, что сегодня изготавливаются ПЗС с размерами одного пиксела менее 10 микрон. А это фактически эквивалентно разрешению в 100 линий на миллиметр, что с трудом осуществимо для высокочувствительных фотоэмульсий. Хороший фотографический объектив обычно имеет разрешение около 60 линий на миллиметр, и в редких случаях разрешение достигает 100 линий на миллиметр. Не каждый телескоп реально способен сфокусировать лучи разных длин волн с таким разрешением. При среднем фокусном расстоянии телескопа в 1.5 метра, 10 микрон в фокальной плоскости будут соответствовать всего 1.4 угловой секунды и, чтобы достичь такого разрешения, необходима не только качественная оптика, но и хорошая ночь и отличный часовой привод. Атмосферные условия в местах с очень хорошим астроклиматом дают кружок рассеяния из-за колебаний воздуха диаметром около 1 угловой секунды. Чаще приходится иметь дело с рассеянием в 3-4, а то и в 6-8 раз большим. Ошибки гидирования можно исправить компьютерным путем. Для этого нужно получить серию снимков с короткими выдержками, при которых смещение незаметно, а затем их сложить со сдвигом. Выделяется опорная звезда или резкая характерная деталь на протяженном объекте и по ним производится наложение одного кадра на другой с компенсацией сдвига. Многие программы для обработки цифровых изображений имеют необходимый инструмент для выполнения такой операции. Дополнительно при этом происходит также улучшение отношения сигнал/шум за счет усреднения случайных шумовых пикселов. 37 4.2 Основные задачи астрофотометрии Из всего необъятного круга применений фотометрии в астрономии выделим области, которые могут считаться важнейшими. Во-первых, как и в древности, звездные величины совместно с координатами служат для целей ориентации и навигации. Только теперь речь идет не об ориентации на поверхности Земли, а об автоматической ориентации и навигации космических аппаратов. Автомат в космосе должен уметь, направив свои датчики в произвольный участок неба, отождествить звезды, попавшие в поле зрения и определить координаты этого участка. Сложность заключается в том, что, как правило, спектральная чувствительность бортовых датчиков сильно отличается от общепринятых в астрономии фотометрических полос. Чаще всего эта полоса сильно сдвинута в красную и инфракрасную область. А там ярчайшими звездами будут уже не голубые Сириус с Вегой, а Бетельгейзе и другие, более слабые в визуальной области, красные звезды. Астрофотометрия должна уметь по измерениям в одной части спектра предсказывать реакцию прибора на излучение звезд в любой другой полосе пропускания. Чтобы решить эту проблему нужно справиться со второй важнейшей задачей астрофотометрии. Она заключается в том, чтобы на основе многоцветной фотометрии звезд восстановить распределение энергии в их спектрах. Если эта задача будет решена успешно, то фундаментальная астрофизика получит данные о температуре, светимости и химическом составе атмосферы звезды, а прикладная астрономия ― звездную величину в любой наперѐд-заданной полосе реакции приѐмника. Задача восстановления распределения энергии в спектре по фотометрическим данным тесно связана с задачей спектральной классификации. И, наконец, остается ещѐ одна важнейшая задача астрофотометрии: исследование изменений приходящего от звезды потока излучения со временем. Изучение многочисленных и разнообразных эффектов переменности звѐзд было и остается крайне необходимым для понимания строения и эволюции звѐзд и 38 звездных систем. В последнее время возникает все больше задач, требующих предельно высокой фотометрической точности. Это изучение радиальных и нерадиальных пульсаций звѐзд на разных гармониках, задачи астросейсмологии и многое другое, например, покрытие звѐзд астероидами или прохождение экзопланет перед диском звезды. 4.3 Особенности съемки на ПЗС-матрицы Первое и, возможно, самое главное - размер пиксела цифровых светоприемников, как правило, существенно меньше, чем размер зерна эмульсии у чувствительных пленок: 5–10 мкм против 15–30 мкм. Это означает, что для достижения того же разрешения на изображении, что и при съемке с пленкой, можно применять фокусное расстояние объектива телескопа примерно втрое меньше. При этом электронные приемники, как правило, более чувствительные, поэтому приемлемое количество сигнала удается накопить за время 1/25–1/50 секунды и менее, что уменьшает влияние атмосферной турбулентности, одного из главных врагов качества, на результат. В результате «укорачивания» и облегчения инструмента снижаются требования к качеству механики и часового ведения телескопа. И, наконец, возможность снимать продолжительными сериями позволяет получить десятки, сотни, а то и тысячи изображений протяженного объекта, а потом отобрать из них лучшие и использовать при «сложении» для уменьшения влияния шумов и атмосферы. Не забудем и о том, что процесс обработки цифровых изображений несравнимо проще, чем негативов и позитивов, в том числе и благодаря наличию большого количества доступных программ самого разного уровня, реализующих все мыслимые варианты обработки. Конечно, эти же методы обработки пригодны и для классических фотоматериалов, но для этого их необходимо предварительно отсканировать, для чего требуется изрядное время и дополнительное оборудование. 39 3.4 Процедуры обработки изображений Процедура получения изображения объекта может быть следующая: 1. Получение серии изображений (от десятков до 1000 и более изображений в серии) с малым временем экспозиции. На практике часто получают максимально возможное для данной аппаратуры количество кадров в секунду в течение некоторого времени. «Сложение» изображений в одно — аналог описанной выше процедуры печати итогового позитива с нескольких негативов. Термин «сложение кадров» 2. Является устоявшимся, хотя правильнее было бы говорить не о сложении, а об усреднении серии кадров. Как уже говорилось ранее, при «сложении» N кадров, за счет усреднения случайного шума качество итогового изображения (то есть, отношение полезного сигнала к шуму) возрастает как √N . Правда, как показывает практика, для того, чтобы сложение кадров дало действительно хороший результат, необходимо для начала: Отобрать для дальнейшей обработки только лучшие кадры из полученной серии (или наоборот, отсеять все худшие кадры). Под хорошими кадрами понимаются наиболее резкие и геометрически правильные изображения объекта, а под плохими — нерезкие, смазанные, искаженные геометрически, попавшие на дефектные пикселы матрицы, и т.д. Тщательно провести процедуру выравнивания кадров, чтобы контуры и детали объектов совпадали при сложении, не требуя дальнейших сдвигов и поворотов. 3. Обработка полученного изображения с целью визуального повышения резкости, улучшения видимости тонких деталей, коррекция цвета и т.д. 4.5 Согласование разрешения Рассмотрим следующие вопросы - какое относительное фокусное расстояние выбрать, каковы требования к точности часового механизма, какие 40 ограничение на продолжительность сеанса наблюдений оказывает движение фотографируемого объекта. Итак, пусть мы располагаем инструментом с диаметром объектива D и фокусным расстоянием F. Тогда его относительное отверстие равно A = D/F, а масштаб изображения в фокальной плоскости: M = F/206265. Допустим, при фотографировании мы хотим максимально использовать разрешающую способность нашего инструмента. Для инструментов небольшого размера разрешающая атмосферных условиях, способность качеством определяется, оптики при инструмента. благоприятных При идеальной атмосфере объектив с безупречным качеством обеспечивает разрешающую способность Р, которую принято считать равной: Р = 120/D сек. дуги , где D-диаметр объектива в миллиметрах (Максутов, 1979). Пусть линейный размер пиксела нашего цифрового приѐмника равен lpix миллиметров, тогда соответствующий ему угловой размер θ"pix= lpix·M = lpix·206265/F = (lpix·206265·A)/D. Итак, непрерывный объект съѐмки - астрономический сюжет - можно рассматривать для данного инструмента как дискретный, состоящий из матрицы точек с шагом, равным разрешающей способности Р. Приѐмник тоже дискретный, с шагом θ"pix. Из математики известно, что для того, чтобы информация об объекте могла быть без потерь воспринята приѐмником, необходимо, чтобы выполнялось условие, известное как критерий Найквиста (Графтон, 2003) θ"pix P/2, то есть, чтобы угловое разрешение приѐмника было хотя бы вдвое больше углового разрешения инструмента, используемого при Подставляя в эту формулу выведенные ранее соотношения, получим (lpix·206265A)/D 60/D откуда, после округления, получается соотношение 41 съѐмке. A >= 1/(3440·lpix). Характерный размер пиксела для современных ПЗС-матриц составляет обычно 5 - 10мкм (иногда более), значит, для согласования с ними телескопы должны иметь эквивалентное фокусное расстояние (17–34)D. Если меньше, мы не сможем использовать в полной мере разрешающую способность нашего телескопа и зафиксируем меньше деталей. Правда, если разрешающая способность ограничивается не диаметром объектива, а качеством атмосферы, как это часто бывает для средних и крупных телескопов в неидеальных атмосферных условиях, то уменьшение эквивалентного фокусного расстояния может оказаться даже необходимым для уменьшения времени экспозиции. Увеличение же его сверх полученной величины, на первый взгляд, может только повредить — оно приводит к увеличению размера изображения, но не к увеличению количества деталей на объекте съемки (так как разрешающая сила уже использована полностью), зато требует повышения времени экспозиции и усугубляет влияние атмосферы. Но многие известные астрофотографы, специализирующиеся на планетах, с успехом применяют телескопы с фокусным расстоянием в 1.5 - 2.5 раза больше полученного здесь. Дело в том, что выведенное выше соотношение абсолютно справедливо для одного единичного кадра. При съѐмке же планет итоговый кадр - это результат «сложения» (или усреднения) многих кадров, а увеличение масштаба изображения может повысить точность процедуры выравнивания кадров (при условии, если увеличение масштаба не приводит к ухудшению резкости и значительному падению отношения сигнал/шум) и, в конечном итоге, качество результата. Таким образом, в хороших атмосферных условиях применение более длиннофокусных телескопов может быть оправдано, если приемник имеет достаточную чувствительность. Вместо оценки требуемой точности хода часового механизма, зададимся предельной формой этого вопроса — каково может быть предельное время единичной экспозиции для неподвижного телескопа? Смещение изображений от кадра к кадру не скажется на качестве итогового изображения, так как будет 42 скомпенсировано в процедуре выравнивания, и, если единичные кадры не будут смазаны из-за вращения Земли, возможно фотографирование даже с телескопом без часового ведения. Звезда на небесном экваторе движется с угловой скоростью ω = 15"/сек, угловые скорости объектов южнее или севернее его меньше. За время ΔT звезда сместится на угол φ=ωΔT. Если этот угол будет меньше половины углового размера пиксела θ"pix, то можно сказать, что за это время изображение объекта не смажется (не вытянется) из-за вращения Земли. Значит, можно написать ω ΔTmax = θ"pix/2 = lpix206265/(2F), откуда ΔTmax = lpix6875/F. Если lpix = 5.6 мкм = 0.0056 мм, а F = 2000 мм, получим, что ΔTmax ~ 0.02 ~ 1/50 секунды, что вполне допустимо для многих цифровых приѐмников. Итак, как мы видим, при эквивалентном фокусном расстоянии, не превышающем 3.5 метров, для получения цифровых изображений планет можно использовать даже неподвижный телескоп, хотя, конечно, это не очень удобно. Отсюда становится ясно, что требования к точности хода часового механизма для этого вида астрофотографии весьма невысоки, важна лишь плавность хода и стабильность установки. 43 Список рекомендуемой литературы Астрономический календарь, ежегодник,1985г: Переменная часть [Текст]: под ред. М. М .Дагаева. - М.: Наука, 1984. - 320 с. Астрономический календарь: Постоянная часть [Текст]: под ред. П.И. Бакулина. - М.: Наука, 1968. - 704 с. Вокулѐр, Ж. Астрономическая фотография. [Текст]: монография. - М.: Наука, 1975. - 212 с. Куликовский, П.Г. Справочник любителя астрономии. [Текст]: монография. - М.: Наука, 1971. - 372 с. Навашин, М. С. Телескоп астронома-любителя. [Текст]: монография. - М.: Наука, 1979. - 396 с. Сикорук, Л.Л. Телескопы для любителей астрономии. [Текст]: монография. - М.: Наука, 1990. - 184 с. Сикорук, Л.Л., Шпольский, М.Р. Любительская астрофотография. [Текст]: монография. - М.: Наука, 1986. - 132 с. Уокер, Г. Астрономические наблюдения. [Текст]: монография. - М. : Мир, 1990. – 351 c. Д.Д. Максутов, Астрономическая оптика. [Текст]: монография. - М. Наука, 1979. 355 с. Графтон, 2003. E. Grafton. Get ultrasharp planetary images with your CCD Camera, [Текст]: статья. -Sky&Telescope, 2003. - p. 125 44 Приложения: Таблица 1 Фотометрический стандарт: Плеяды Номера по карте Прямое восхождение Склонение h 1 2 3 4 5 6 7 8 9 10 11 12 12 13 14 15 16 17 18 19 20 21 22 23 24 25 26 41 m 32 s 43 13 38 56 39 52 40 23 39 15 43 14 42 26 38 51 39 12 39 57 43 47 41 24 40 05 43 24 44 02 41 32 41 02 42 33 39 41 41 28 40 30 43 19 43 59 41 26 41 31 39 55 +23 47.8' +23 44.9 +23 47.9 +24 03.3 +23 38.2 +24 09.2 +23 49.9 +23 06.8 +23 58.5 +24 31.5 +24 14.5 +23 24.4 +23 48.4 +24 13.0 +24 04.5 +23 32.7 +23 58.8 +24 12.6 +24 02.3 +24 01.4 +23 36.3 +23 56.6 +24 05.4 +24 02.7 +24 16.8 +23 22.2 +23 43.6 45 Визуальная звездная величина Фотографич. звездная величина 2.87 m 3.64 3.71 3.88 4.18 4.31 5.09 5.45 5.46 5.65 5.76 6.16 6.29 6.43 6.60 6.74 6.81 6.82 6.95 7.18 7.26 7.35 7.52 7.54 7.66 7.77 7.85 2.78 m 3.56 3.60 3.81 4.12 4.20 5.01 5.38 5.42 5.58 5.72 6.11 6.27 6.41 6.57 6.80 6.87 6.84 7.07 7.34 7.31 7.45 7.62 7.62 7.87 7.92 8.05 Таблица 2 Фотометрический стандарт: Северный Полярный Ряд Номер Звездная величина по карте фотографическая фотовизуальная m 2. 56 2. m 07 1s- UM1 1 4. 39 4. 39 2 5. 22 5. 30 3 5. 76 5. 58 4 5. 95 5. 82 5 6.46 6.46 2s 6. 50 6. 30 3s 6. 64 6. 33 1r 6. 67 5. 08 6 7. 15 7. 08 7 7. 37 7. 56 2r 7. 92 6. 35 8 8. 30 8. 13 9 8. 93 8. 84 3r 8. 92 7. 54 10 9. 15 9. 05 4r 9. 18 8. 28 11 9. 77 9. 57 12 10. 08 9. 79 5r 10. 18 8. 63 4s 10. 31 9. 82 13 10. 55 10. 35 6r 10. 51 9. 25 14 10. 94 10. 53 46 Таблица 3 Список двойных звезд Звезда Прямое восхожде ние Склонение Андром. 2 h 00 m 42 06' 2.3; 5.1 10.0" Кита Ориона Ориона Единор. Единор. 2 40 5 36 5 38 6 21 6 26 03 02 02 38 01 58 04 37 07 00 3.0 12.8 2.4 13.2 7.4; 2.8 Близнецов Льва Г.Псов 7 31 10 17 12 53 32 00 20 06 38 35 3.7; 6.4 3.9; 6.5 2.1; 4.2 4.5; 6.5 4.7; 5.2; 5.6 1.9; 2.9 2.6; 3.8 2.9; 5.4 Б.Медвед. 13 21 55 11 2.2; 4.0 12(мин) Волопаса Волопаса Скорпиона Скорпиона 14 42 14 49 15 37 16 02 2717 19 18 36 48 19 40 2.7;5.1 4.8; 6.9 5.1; 6.0 2.9; 5.1 2.9 6.7 6.3 13.7 Скорпиона Скорпиона 16 09 16 28 19 20 26 23 4; 6; 7; 8 1.2; 5.0 41.4 2.9 Геркулеса 17 12 14 27 3.4; 5.4 4.6 Лиры Лебедя 18 42 19 28 39 37 27 52 5; 6; 5; 5 3.2; 5.4 208.0 34.6 Лебедя Дельфина Геркулеса 19 43 20 44 20 49 45 00 15 57 19 13 3.0; 6.5 4.5; 5.5 4.5; 5.5 2.1 10.4 11.0 47 Звездные Угловое величины расстояние m 2.2 4.3 19.7 Примечания оранжевая+ голубая тройная оранжевая+ лиловая невооруж. глазом белая+ зеленая четверная оранжевая+ голубая желтая+ голубая четверная желтая+ голубая красная+ зеленая
