Повышение эффективности астрономических наблюдений методом компенсации наклонов волнового фронта

• Автор: Потанин, Сергей Александрович
• Шифр специальности: 01.03.02
• Научная степень: Кандидатская
• Год защиты: 2006
• Место защиты: Москва
• Количество страниц: 97 с. : ил.

Положения выносимые на защиту

Глава 1. Компенсатор наклонов волнового фронта для спектрографа РАДУГА
1.1 Основные принципы компенсации общих наклонов волнового фронта
1.1.1 Системы регистрации и анализа
1.1.2 Способы компенсации наклонов волнового фронта
1.2 Компенсатор наклонов волнового фронта спектрографа РАДУГА
1.2.1 Необходимость создания компенсатора
1.2.2 Требования к системе компенсатора
1.2.3 Реализация
1.2.4 Исследования активного элемента
1.2.5 Наблюдения
1.3 Заключение

Глава 2. Компенсатор наклонов волнового фронта для ПЗС матриц большого формата
2.1 Выбор оптической схемы компенсатора
2.2 Геометрия прибора и его реализация
2.3 Система управления компенсатором (электроника)
2.4 Основной алгоритм и программное обеспечение
2.5 Принципы работы системы регистрации

2.6 Стендовые испытания прибора и компьютерное моделирование
2.7 Наблюдения
2.7.1 Исследование быстрой переменности Her Х-1
2.7.2 Повышение эффективности фотометрических измерений с помощью компенсатора. BVR фотометрия скопления NGC1193
2.8 Заключение

Глава 3. Определение качества механики и часовых приводов телескопов ЗТЭ и АЗТ-22
3.1 Необходимость измерений качества стабильности положения изображений на телескопах
3.2 Источники информации о наклонах волнового фронта
3.3 Телескоп ЗТЭ
3.3.1 Данные с автогида спектрографа РАДУГА
3.3.2 Данные с ПЗС-матрицы в режиме непрерывного чтения
3.3.3 Данные с автогида для ПЗС-матриц большого формата
3.4 Телескоп АЗТ
3.5 Сравнение качества механики телескопов
3.6 Заключение
Заключение
Благодарности
Список литературы

Эффективность любых астрономических наблюдений зависит от множества факторов. Основным критерием их качества можно считать отношение сигиал/шум (ОСШ), которое определяет точность любых измерений (не только астрономических). При определенных условиях наблюдений существует максимальное значение этого отношения для данного типа измерений. Так, например, при детектировании интенсивности света с определенным временем экспозиции, максимально достижимое ОСШ составляет квадратный корень из измеренного значения интенсивности. В действительности же ОСШ, по различным причинам, всегда оказывается меньше этой величины. Таким образом, эффективность тех или иных наблюдений можно выразить количественным образом, а именно как отношение идеального для данных измерений ОСШ к реальному.
Причины, по которым происходит уменьшение эффективности астрономических наблюдений, зависят как от качества телескопа и приемной аппаратуры, так и от способа детектирования. Так же, для некоторых наблюдений, существенное ухудшения качества вносит атмосфера Земли. Основные измерения, проводимые на телескопах, можно условно разделить на 4 группы.
1. Спектральные наблюдения
а) Одновременная регистрация всего интересующего участка спектра.
б) Сканирующие измерения.
2. Фотометрические измерения.
а) Одноканальные или многоканальные фотоэлектрические измерения (выполняются с фотоэлектронным умножителем или лавинным фотодиодом)
б) Панорамные фотометрические измерения (выполняются на ПЗС детекторах)

a ICO 150 УЛ 2ЭЗ ЭСО Э50 400 4а
Рис. 15: Иллюстрация выбора гидировочиого окна.
вклад фона. Дело в том. что при наличии ненулевого среднего значения фона, возникают систематические ошибки определения центра тяжести по формулам 9 и 10. Значение фона, в данном случае, определяется как среднее значение вне рабочей апертуры.
Пусть шум считывания R.MS - R, тогда шум каждого отсчета интенсивности будет складываться из шумов считывания (при используемых продолжительностях экспозиций, темповым сигналом и фоном неба можно пренебречь, если конечно наблюдения нс ведутся при полной Луне). Дисперсия определения центра тяжести, в таком случае, записывается следующим образом:
дхс ркхк PkZPJiXi п хк
о Г — ^ О Т п г2 — 1 к ^0 7дгк Е PJi (Е Phf £Pih
л к0 к
Xl5ll + Xl5Il-2XcXk5ll (Е Р1г?