Разработка и исследование программно-аппаратных вычислительных средств автоматизации прецизионных астрофизических экспериментов

• Автор: Якопов, Михаил Владимирович
• Шифр специальности: 05.13.15
• Научная степень: Кандидатская
• Год защиты: 2006
• Место защиты: Таганрог
• Количество страниц: 234 с.

ВВЕДЕНИЕ

1. КОМПЛЕКСНЫЙ ПОДХОД К ЗАДАЧЕ АВТОМАТИЗАЦИИ АСТРОФИЗИЧЕСКИХ ЭКСПЕРИМЕНТОВ.

1.1. Технология получения астрономических результатов.

1.2. Формирование астрономических изображений телескопом мм

1.2.1. Оптические свойства турбулентной атмосферы

1.3. Автоматические системы управления изображением астрономического объекта

1.3.1. Адаптивная оптика.

1.3.2. Роль астрономанаблюдателя

1.3.3. Принципы адаптивной оптики

1.3.4. Реализация адаптивной оптики

1.3.5. Метод искусственной звезды

1.3.6. Активная оптика.
I 1.4. Проблемы проведения современных астрофизических экспериментов на БТА
1.4.1. Проблема стабилизации изображения объекта.
1.4.2. История разработки сопровождающих систем
1.4.3. Спектроскопические эксперименты.
2. АВТОМАТИЧЕСКАЯ СИСТЕМА СТАБИЛИЗАЦИИ ИЗОБРАЖЕНИЯ ЗВЕЗДЫ НА ВХОДНОЙ АПЕРТУРЕ АСТРОНОМИЧЕСКОГО СПЕКТРОГРАФА.
2.1, Задача сопровождения астрономического объекта наземным оптическим телескопом
2.2. Моделирование динамической управляющей системы. в
2.2.1. Преобразования Лапласа применительно к оптическим системам
2.2.2. Математическое описание цифровых систем
2.2.3. Отрицательная обратная связь.
2.2.4. Модель управляющей системы.
2.2.5. Модель системы регистрации.
2.2.6. Модель цепи обратной связи.
2.3. Модели процессов, возникающих в оптикомеханическом узле локального
корректора
2.3.1. Физические явления в плоскопараллельной пластине
2.3.2. Проецирование изображения на плоскость ПЗС камеры
2.3.3. Совмещение систем координат локального корректора и ПЗС камеры.
2.3.4. Расчет оптикомеханического узла локального корректора.
2.4. Математическая модель ССИ
2.5. Математическая модель ожидаемою эффекта от использования системы
стабилизации.
2.5.1 .Формулирование задачи
2.5.2. Входные параметры
2.5.3. Численная реализация.
2.6. Моделирующая среда
2.6.1. Графический интерфейс пользователя.
2.7. Вычислительные алгоритмы, разработанные при проектировании ССИ
2.7.1. Общий алгоритм функционирования ССИ
2.7.2. Алгоритм управления локальным корректором
2.7.3. Алгоритм взаимодействия с АСУ телескопа
2.7.4. Алгоритм определения уровня и дисперсии фона.
2.7.5. Алгоритм выделения объекта.
2.7.6. Алгоритм критерия выбора объекта.
2.7.7. Алгоритм определения центра объекта
2.7.8. Алгоритм рассогласования положения.
2.7.9. Алгоритм пересчета координат для коррекции телескопа.
2.5 Цифровой фильтр.
2.8. Программные вычислительные средства, разработанные при создании
автоматической системы стабилизации изображения
2.8.1. Программа осаиг.
3. РАЗРАБОТКА УДАЛЕННОЙ СИСТЕМЫ УПРАВЛЕНИЯ СПЕКТРАЛЬНОЙ АППАРАТУРОЙ, ПРИМЕНЯЕМОЙ В АСТРОФИЗИЧЕСКОМ ЭКСПЕРИМЕНТЕ
3.1. Автоматизация астрофизического эксперимента.
3.2. Интерфейс управления вычислительным модулем.
. Разработка алгоритмов управления исполнительными устройствами в системе автоматизации астрономических приборов.
3.3.1. Алгоритм управления шаговым двигателем
3.3.2. Алгоритм управления электродвигателями постоянного тока
3.4. Программная реализация подхода к автоматизации астрономической аппаратуры.
3.4.1. Драйвер аппаратного блока управления компонентами астроприбора
3.4.2. Тестовый графический интерфейс
3.4.3. Драйвер астроприбора
3.4.4. Графический клиент интерфейс
3.4.5 Сетевой даемон организатор обмена между клиентом и сервером
3.4.6. Принцип работы сетевого даемона.
ВЫВОДЫ
4. ПРИМЕНЕНИЕ ПРОГРАММНОАППАРАТНЫХ КОМПЛЕКСОВ НА НАЗЕМНЫХ ОПТИЧЕСКИХ ТЕЛЕСКОПАХ
4.1. Системы стабилизации изображений
4.1.1. Система стабилизации изображений в фокусе Нэсмита.
4.1.2. Система стабилизации изображений в первичном фокусе.
4.1.3. Оценка эффективности систем стабилизации изображений
Оценка эффективности ССИ.
4.2. Системы управления экспериментом.
4.2.1. Спектрографы 1метрового телескопа
Спектрограф среднего разрешения
4.3. Перспективные схемы.
4.3.1. Сопровождение объекта телескопом малого диаметра
4.3.2. Сопровождение объекта телескопом среднего диаметра
4.3.3. Сопровождение объекта телескопом большого диаметра.
ВЫВОДЫ.
, ЗАКЛЮЧЕНИЕ.
СПИСОК ЛИТЕРАТУРЫ


Речь пойдет о методах стабилизации изображения исследуемого объекта на входной аппертуре астрономической спектральной аппаратуры, и методах автоматизации спектроскопического эксперимента. Еще Гершель отмечал тот факт, что земная атмосфера значительно ограничивает разрешающую способность при астрономических наблюдениях. Хотя с вводом в строй более крупных инструментов астрономы стали наблюдать все более слабые объекты, изучение пространственной структуры даже самых ярких объектов классическими методами с разрешением, превышающим Г, было невозможным. Несмотря на первые успешные попытки преодоления влияния атмосферы 4,5, проблема была далека от разрешения вплоть до х годов прошлого века. Именно в это время в ряде работ были заложены основные идеи современных адаптивных систем 6, систем апертурного синтеза 7 и начала интенсивно развиваться физика атмосферной турбулентности 8. Не менее важную роль сыграло появление оптических квантовых генераторов и когерентнооптических методов обработки изображений , которые помогли детально разобраться в вопросах формирования изображений и обеспечили единственную на тот момент возможность экспериментального развития методов наблюдений через случайную искажающую среду. В настоящее время теория формирования изображений сквозь турбулентную среду хорошо разработана. Она подробно изложена в ряде обзоров и монографий , поэтому мы ограничимся только кратким изложением принципов формирования астрономических изображений. Турбулентные движения приводят к неоднородностям в распределении физических характеристик атмосферы, которые в результате вызывают флуктуации показателя преломления на пути распространения световой волны. Спектр атмосферных неоднородностей простирается от максимального масштаба Ь0 внешний масштаб турбулентности, на котором происходит образование вихрей, до минимального 0 внутренний масштаб турбулентности, на котором кинетическая энергия турбулентного движения диссипирует в тепло. Кинетическая энергия неоднородностей большего масштаба преобразуется в энергию все более мелких масштабов. Для неоднородностей, размер которых лежит в инерционном интервале 0 Г0, турбулентное движение статистически изотропно. Эти положения позволяют связать кинетическую энергию турбулентного движения в инерционном интервале с размером неоднородностей. В тропосфере внутренний масштаб турбулентности меняется от нескольких миллиметров у поверхности земли до 1 см вблизи тропопаузы. Внешний же масштаб составляет несколько десятков метров ,, хотя отдельные оценки варьируются от 5 м до нескольких километров . Так как размер возмущений волнового фронта, искажающих астрономические изображения, лежит в интервале от нескольких сантиметров до размера апертуры телескопа, то закон Колмогорова хорошо описывает реальные астрономические наблюдения. Характерной особенностью локальнооднородных случайных полей , описывающих атмосферную турбулентность, является неопределенность их автокорреляционных функций. ДО г 2, 1. Турбулентное перемешивание воздуха вызывает неоднородности температуры на масштабах, сравнимых с размером турбулентного вихря, причем температурные флуктуации также удовлетворяют закону Колмогорова со структурной функцией флуктуации температуры . Д.гС2 А 1. Коэффициент пропорциональности С носит название структурной постоянной флуктуации температуры. А,г с2 г. В выражении 1. С хР7,С, где давление выражается в миллибарах, а температура в градусах Кельвина. Флуктуации показателя преломления зависят также от флуктуации давления и влажности воздуха, однако, как показывает опыт, в большинстве случаев этой зависимостью можно пренебречь. Зная структурную функцию показателя преломления, можно вычислить статистические характеристики флуктуации комплексной амплитуды светового поля Ег в плоскости зрачка. Это приближение приближение ближней зоны, в котором учитываются только атмосферные фазовые искажения, является основным в теории формирования астрономических изображений. Я длина световой волны, а г зенитное расстояние звезды. Распределение структурной постоянной показателя преломления по высоте СИ достаточно хорошо известно для высот до км . Выражение 1.