Спекл-интерферометр главного фокуса БТА на базе быстродействующей ПЗС-камеры

• Автор: Максимов, Александр Федорович
• Шифр специальности: 01.03.02
• Научная степень: Кандидатская
• Год защиты: 2003
• Место защиты: Нижний Архыз
• Количество страниц: 158 с. : ил

Оглавление
Введение

1 Звездная спекл-интерферометрия

1.1 Формирование изображений в большом телескопе

1.2 Восстановление спекл-изображений по спектрам мощности

1.3 Основные компоненты спекл-интерферометра

1.3.1 Время экспозиции

1.3.2 Коррекция атмосферной дисперсии

1.3.3 Спектральная полоса в спекл-интерферометрии

1.4 Инструменты для звездной спекл-интерферометрии

1.4.1 Классические схемы

1.4.2 Спекл-интерферометр с вогнутой дифракционной
решеткой в качестве перестраиваемого фильтра
1.4.3 Спекл-интерферометр с высоким спектральным разрешением .
1.5 Системы регистрации изображений
1.5.1 Счетчики фотонов с предварительным усилением
яркости
1.5.2 Координатно - чувствительные детекторы
1.5.3 ПЗС-матрицы без докоммутационного усиления
1.5.4 Предельная звездная величина с приемником
квантово-предельной чувствительности
1.6 Выводы
2 Спекл-интерферометр главного фокуса БТА
2.1 Оптическая схема спекл-интерферометра
2.1.1 Согласующая оптика
2.1.2 Выделение спектральной полосы
2.1.3 Компенсатор атмосферной дисперсии
2.1.4 Затвор
2.2 Светоприемник на базе быстродействующей ПЗС-камеры
2.2.1 Усилитель яркости
2.2.2 Оптика переноса изображения
2.2.3 ПЗС-камера
2.2.4 Основные характеристики приемника
2.3 Дистанционное управление спекл-интерферометром
2.3.1 Привод электромеханических узлов

2.3.2 Спекл-интерферометр 1.52-м телескопа обсерватории Калар
Альто
2.4 Выводы
3 Наблюдения и обработка данных
3.1 Методика спекл-интерферометрических наблюдений двойных звезд . .
3.1.1 Наблюдения и первичная редукция данных
3.1.2 Регистрация изображений
3.1.3 Калибровка данных
3.2 Определение параметров двойных систем
3.3 Анализ точности измерений
3.4 Алгоритмы восстановления изображений
3.5 Выводы
4 Результаты наблюдений кратных звезд
4.1 Наблюдения звезд-карликов в координации с программой Гиппарх . . .
4.1.1 Наблюдения и обработка данных
4.1.2 Результаты и их обсуждение
4.2 Спекл-интерферометрия на 1.52-м телескопе обсерватории Калар Альто
4.2.1 Наблюдения
4.2.2 Новые орбиты по данным с 1.52-м телескопа
4.3 Выводы
Заключение
Библиография
Введение
После ввода в строй в последней четверти ХХ-го века Большого азимутального телескопа (БТА) с диаметром зеркала 6 метров, а затем и более крупных инструментов 8- и 10-метрового класса, наземная астрономия вступила в новую наблюдательную эру. Инструменты, устанавливаемые в фокусе большого телескопа, всегда признавались ключевым фактором, позволяющим астрономам достигать наблюдаемых пределов при изучении объектов неба. Наряду с собирающей силой, определяемой площадью зеркала, важнейшей характеристикой телескопов-гигантов нового поколения является достигаемое угловое разрешение. Основное ограничение астрономических инструментов по разрешению связано с фазовыми искажениями фронта оптической волны, возникающими в турбулентной атмосфере. Это — так называемая проблема "видения" через атмосферу. Исправление искажений может быть выполнено двумя способами: с применением адаптивной оптики или на основе постдетекторной обработки изображений.
Адаптивная оптика устраняет искажения волны с помощью устанавливаемых в световом пучке оптических компонентов, вносящих контролируемые дисторсии для компенсации атмосферного влияния. Однако в настоящее время этот способ коррекции фронта применим на больших телескопах только в инфракрасном диапазоне. Для видимой части спектра, где число степеней свободы при исправлении дисторсий волны становится нереализуемо большим, адаптивные оптические системы не созданы.
Дифракционное разрешение может быть реализовано в большом телескопе с использованием спекл-интерферометрических методов восстановления изображения. Спекл-структур а изображения наблюдается в телескопе при коротких экспозициях вследствие интерференции света от отдельных участков волнового фронта. В основе идеи восстановления

менной точностью порядка 1 мкс. Такой детектор требует очень высокого усиления, так как координатная точность обнаружения события зависит от значения сигнала в импульсе. Это достигается применением каскада из
3-х микроканальных пластин (т.н. Z-конфигурация), но пространственное разрешение при этом падает до 60 мкм FWHM (Накайима и др. 1989). При использовании одиночной МКП с искривленными микроканалами предельное разрешение составит 14 мкм (Хорч и др. 1994), но усиление не превысит 105 — 10° электронов. Попытки улучшить характеристики приборов этим путем приводят к их значительному усложнению и, как правило, к снижению надежности.
Детекторы с резистивными анодами
Анод ЭОП в виде резистивной пластины с 4-мя электродами на углах позволяет локализовать усиленные в 10е —108 раз импульсы от фотоэлектронов по разнице времен поступления зарядов на электроды, которые измеряются с точностью несколько мкс. Пространственное разрешение приемника достигает 75-100 мкм. Опыт показывает, что приборы этого типа (например камера IPD пр-ва Великобритании) имеет очень низкую квантовую эффективность - ниже 1% - и большие шумы, вследствии чего астрономического применения практически не находят (Архипова и др. 1993).
Детекторы с клинополосными анодами
Дефокусированный пучек фотоэлектронов с выхода каскада микроканальных пластин попадает на решетку металлических электродов. Чаще всего используется система клиньев и полос (Ангер 1976). Структура клиньев и полос подбирается таким образом, чтобы осуществить кодирование положения центра фотонного события. Достигается разрешение 40 мкм и максимальный поток до 5 х 014 фотоэлектронов в секунду со всего фотокатода.
Тимоти (1983) разработал систему кратных решеток для кодирования положений фотоэлектронов - МАМА (multi-anode microchannel array). С целью снижения числа соединений и усилителей на выходе им используется для каждого направления по две системы решеток: одна дает точное положение события, но повторяющееся по координатам, вто-