Повышение эффективности астрономических наблюдений методом компенсации наклонов волнового фронта тема автореферата и диссертации по астрономии, 01.03.02 ВАК РФ

МОСКОВСКИЙ ГОСУДАРСТВЕННЫЙ УНИВЕРСИТЕТ им. М.В. ЛОМОНОСОВА

Государственный астрономический институт им. П.К. Штернберга

На правах рукописи УДК 520.823/520.16/520.2.07

Потанин Сергей Александрович

ПОВЫШЕНИЕ ЭФФЕКТИВНОСТИ АСТРОНОМИЧЕСКИХ НАБЛЮДЕНИЙ МЕТОДОМ КОМПЕНСАЦИИ НАКЛОНОВ ВОЛНОВОГО ФРОНТА

Специальность 01.03.02 - астрофизика, радиоастрономия

АВТОРЕФЕРАТ

диссертации на соискание ученой степени кандидата физико-математических наук

Москва - 2006

Работа выполнена на кафедре экспериментальной астрономии физического факультета Московского государственного университета им. М.В. Ломоносова

Научный руководитель - кандидат физико-математических наук,

доцент Корнилов Виктор Геральдович (физический факультет МГУ им. М.В. Ломоносова)

Официальные оппоненты: - доктор физико-математических наук

Дудинов Владимир Николаевич (Харьковский национальный университет, Украина)

- кандидат физико-математических наук Артамонов Борис Павлович (ГАИШ МГУ)

Ведущая организация Астрокосмический центр ФИАН

Защита состоится 13 апреля 2006 года в 14— на заседании диссертационного совета Д501.001.86 в Государственном астрономическом институте им. П.К. Штернберга МГУ по адресу: 119992, г. Москва, Университетский проспект, дом 13.

С диссертацией можно ознакомиться в библиотеке ГАИШ МГУ.

Автореферат разослан 10 марта 2006 года

Ученый секретарь диссертационного совета к.ф.-м.н.

С.О. Алексеев

ДОО&А

ШЗ

Общая характеристика работы.

Актуальность темы

Хорошо известно, что эффективность астрономических наблюдений, будь то получение прямых изображений (ПЗС фотометрия) или исследование одного выделенного объекта (апертурная фотометрия или спектроскопия), напрямую зависит от того, насколько велико итоговое изображение точечного объекта, поскольку именно размер изображения определяет, в конечном итоге, отношение сигнал/шум для наблюдений объекта.

Размеры полученного с длительной экспозицией изображения определяются суммарным влиянием размеров мгновенного оптического изображения и величиной смещений (случайных и систематических) его центра.

Первый фактор определяется и качеством оптики питающего телескопа и мощностью оптической турбулентности в атмосфере. Второй фактор определяется механикой телескопа и крупномасштабными неоднородностями атмосферы.

Наиболее трудно устранимо влияние атмосферной турбулентности - это задача адаптивных оптических систем (см., например, классическую книгу Родье (Родье, 1999)). Зато выигрыш для задач, где необходимо высокое разрешение, огромный. Так, например, на телескопе 8м класса (УЦГ) при атмосферных изображениях в 0.5" адаптивная оптика позволяет получить разрешение в 0.05".

В состав любой адаптивной системы обязательно входит компенсатор наклонов волнового фронта (Ир-Ш корректор), позволяющий значительно уменьшить необходимый динамический диапазон фазовых коррекций на деформируемых зеркалах (Гисард и др., 2000; Луарн, Убен, 2004). Однако, эти устройства могут работать (и работают) как совершенно самостоятельные.

Создание таких приборов является актуальной задачей, поскольку их применение позволяет существенно повысить эффективность астрономических наблюдений.

Цели работы

- разработка и создание автоматического компенсатора наклонов волнового фронта для одноканального эшельного спектрографа РАДУГА.

- исследование характеристик компенсатора на стенде и в реальных наблюдениях на телескопе ЗТЭ

- разработка и создание автоматического компенсатора наклонов волнового фронта для стабилизации изображений на ПЗС матрицах большого формата

- исследование характеристик компенсатора для ПЗС камер большого формата и проведение фотометрических наблюдений с ним на телескопах ЗТЭ Крымской лаборатории ГАИШ и АЗТ-22 Майданакской обсерватории.

- исследования механики телескопов ЗТЭ и АЗТ-22 для выявления характера низкочастотных помех и их причин;

- обработка полученного фотометрического материала

На защиту выносится следующие основные положения диссертации:

1. Разработан и изготовлен компенсатор наклонов волнового фронта для эшельного спектрографа РАДУГА. Исследование характеристик этого устройства показало, что возможно производить до трех коррекций в секунду по звездам до 14 звездной величины.

2. За период 2002-2005 гг. со спектрографом РАДУГА и компенсатором на телескопе ЗТЭ с участием автора получено около 250 спектров звезд до П т для различных научных программ. Сравнение с предыдущими сезонами наблюдений похазало, что эффективность наблюдений возросла почти в 2 раза.

3. Разработан и изготовлен компенсатор наклонов волнового фронта для ПЗС матриц большого формата. Детальное исследование его характеристик на стенде и с помощью компьютерного моделирования показали, что максимальная отрабатываемая частота входного возмущения составляет 4.5 Гц.

4. По снимкам скопления NGC1193 в полосах В V R с часовой экспозицией, полученных на телескопе АЗТ-22 с применением компенсатора, показано, что профиль изображений сохранился типичным для этой ночи (порядка 1"). Произведена BVR фотометрия 694 звезд скопления. Получены оценки точности фотометрии, которая составляет 0.0251" для R=21m и 0.07т для R=22m. Построены диаграммы, продленные на 1.5 величину в сторону более слабых звезд.

5. Произведен поиск быстрой переменности объекта HZ Her в полосе V. На основании проведенных на телескопе ЗТЭ наблюдений показано, что в ночи 28-30/07/2005 периодичность 1.24 с не наблюдалась на уровне О.ООЗЗга.

6. По протоколам работы компенсаторов наклона волнового фронта исследованы низкочастотные (до 1 Гц) ошибки положения изображения в фокальной плоскости, обусловленные качеством конструкций и часовых механизмов, на двух телескопах (ЗТЭ и АЗТ-22). Получены амплитуды и периоды ошибок, вносимых механизмами часового ведения этих телескопов.

Научная новизна результатов, полученных в диссертации, определяется следующими обстоятельствами:

- на территории СНГ созданные устройства находятся в ряду первых функционирующих систем такого типа;

- впервые на телескопе АЗТ-22 получены непрерывные экспозиции с продолжительностью 1 час, полностью реализующие атмосферное качество изображений;

- фотометрия рассеянного скопления NGC1193 выполнена до 22™.2 в полосе V, что на 1т.5 слабее, чем в опубликованных ранее работах;

- исследования качества часового ведения телескопа АЗТ-22 Майданакской обсерватории сделано впервые;

Научная и практическая значимость результатов работы определяется тем, что созданы новые приборы, существенно повышающие эффективность астрономических наблюдений.

К сожалению, качество механики телескопов, находящихся в обсерваториях СНГ, оставляет желать лучшего. Ошибки, вносимые в положение звезды, даже на лучших из них, не позволяют сделать непрерывную экспозицию более 5 минут без потери отношения сигнала к шуму и ухудшения разрешения. В тоже время растет круг задач, в которых ощущается острая необходимость получения фотометрических данных для предельно слабых объектов при наивысшем разрешении (например, фотометрия тесных полей). Для решения таких задач на имеющихся телескопах совершенно необходимо создавать устройства, компенсирующие влияние негативных факторов, вносимых различными узлами телескопа.

На данный момент один из приборов является штатной частью спектрографа РАДУГА и применяется во всех наблюдениях с этим спектрографом. За период 2002-2005 гг. со спектрографом РАДУГА и компенсатором на телескопе ЗТЭ с участием автора получено около 250 спектров звезд до 11т для различных научных программ. Сравнение с предыдущими сезонами наблюдений показало, что эффективность наблюдений возросла почти в 2 раза.

С применением автоматического компенсатора наклонов волнового фронта для ПЗС матриц большого формата стало возможно получать непрерывные экспозиции с продолжительностью более 1 часа на телескопах, которые из-за различных недостатков механики не позволяли произвести экспозицию более S минут без потери качества и снижения отношения сигнал/шум.

Данные по переменности объекта Her Х-1 с периодом 1.24 секунды дадут новый материал для уточнения характера процессов протекающих в эпгой системе.

Часть результатов, вошедших в диссертацию, опубликована в статьях коллектива авторов. В список положений, вынесенных на защиту, включены лишь те результаты и выводы, в которых вклад автора диссертации был основным или, по крайней мере, равным вкладу других соавторов.

Апробация.

Часть результатов, приведенных в диссертации, докладывались на конференциях "Ломоносов-2004" и "Ломоносов-2005". Работа участвовала в Конкурсе молодых ученых Физического факультета МГУ в 2005 году, на котором получила премию 2-й степени.

СОДЕРЖАНИЕ ДИССЕРТАЦИИ

Диссертация состоит из Введения, трех глав, Заключения и списка цитируемой литературы из 60 наименований. Общий объем работы составляет 96 страниц, включая 37 рисунков.

Во Введении обосновывается актуальность темы диссертации. Кратко излагается историческое развитие и сегодняшнее состояние проблем, которым она посвящена. Приводятся основные положения, выносимые на защиту.

В Главе 1 изложены основные методы компенсации общих наклонов волнового фронта с помощью специальных компенсирующих систем, которые, по своей сути, являются следящими системами с обратной связью. Приводится принципиальная схема работы таких устройств, состоящих из датчика наклонов волнового фронта (система регистрации), анализирующей системы и, собственно, системы компенсации. Подробно рассматриваются задачи (со способами их решения), принципы работы, а также методы практической реализации каждого из элементов этой схемы. При этом особо отмечается, что для многих наблюдательных задач наилучших результатов можно достигнуть построением гибридной системы компенсации наклонов волнового фронта, в которой используются одновременно два принципа компенсации: механический (с помощью приводов телескопа) и оптический (с помощью промежуточного активного оптического элемента).

Первой практической реализацией представленных методов явилось создание компенсатора наклонов волнового фронта для спектрографа РАДУГА. В п. 1.2 описывается весь цикл работ по воплощению этого устройства в жизнь. Обосновывается необходимость в его создании, предъявляются определенные требования к системе компенсатора, разрабатывается как оптическая, так и механическая схемы прибора. Приводятся все шаги по его реализации, детальные исследования активного элемента, а также результаты наблюдений.

В соответствии с поставленной задачей, которая заключалась в удержании звезды на входной апертуре спектрографа, компенсатор встраивается в прикрепляемый к телескопу адаптер спектрографа РАДУГА и, таким образом, новое устройство не привязывается к конкретному телескопу. В качестве активного элемента используется поворачивающееся вокруг двух своих осей зеркало. Кроме того, с целью уменьшения габаритов прибора и потерь света в нем, компенсация и модуляция производится одним и тем же активным зеркалом. Для осуществления быстрых, без люфтов и гистерезиса, поворотов последнего применяются электромагниты, а в качестве управляющей электроники - стандартные модули автоматизации различных устройств лаборатории Новых фотометрических методов ГАИШ.

Системой анализа в данном приборе выступает персональный компьютер с операционной системой Linux. Для управления электроникой написана специальная программа на языке С++, которая обеспечивает связь между всеми модулями, а так же производит необходимые вычисления. Кроме того, непрерывно осуществляется оценка таких параметров, как: потеря света, размер изображения, наличие облачности, и режим работы программы автоматически подстраивается под эти параметры.

Приводятся первые наблюдения с автогидом, проведенные летом 2002 года на телескопе ЗТЭ Крымской таборатории ГАИШ, показывающие, что устройство успешно справляется с задачей удержания звезды на апертуре спектрографа, осуществляя непрерывную экспозицию до 1 часа без ручной коррекции. Отмечается, что за один сезон наблюдений с участием компенсатора было получено более 100 спектров звезд от 2™ до 11т. Сделанные дополнительные

исследования показывают, что устройство успешно работает вплоть до 14 звездной величины.

По протоколам сигналов коррекции оказывается возможным приблизительно определять размер изображения звезды в угловых секундах, а так же вычислить потери света (как интегральные, так и связанные с работой компенсатора). Кроме того, устанавливается, что компенсатором всегда отбирается приблизительно одинаковая доля света (около 2%), а основные потери вызваны плохими изображениями.

Глава 2 посвящена детальному описанию компенсатора наклонов волнового фронта для ПЗС камер большого формата, а так же основным наблюдательным и научным результатам, полученным с этим устройством. Показываются все стадии по разработке, реализации и исследованию прибора, приводятся основные результаты наблюдений с ним.

Выбор оптической схемы и геометрии компенсатора определяется следующими условиями:

- линейный размер невиньетированного поля зрения не менее 5-6 см;

- рабочий диапазон компенсации должен обеспечивать экспозиции более 1

часа;

- система при своей работе не должна вызывать наклонов фокальной плоскости, приводящих к заметной расфокусировке изображения на размере детектора;

- аберрации, вызванные оптикой компенсатора, должны бьггь значимо меньше аберраций телескопа и заведомо меньше наилучших атмосферных изображений в месте наблюдений;

- ошибки компенсации положения изображения звезды должны быть, по крайне мере, на порядок меньше размера лучших изображений;

- минимальность потерь света в компенсаторе;

- компактность устройства, оно не должно принципиально изменять задний отрезок телескопа, т.е. положение приемной аппаратуры.

В соответствии с этими условиями, в качестве активного оптического элемента компенсатора выбирается наклоняющаяся плоскопараллельная пластина (Томас и др., 2004; Афанасьев, 1997; Афанасьев, Моисеев, 2005).

Описывается методика работы разработанной и реализованной в ЛНФМ ГАИШ управляющей электроники прибора; следящей системы компенсатора, которая является цифровой дискретной системой; а также системы регистрации, происходящей на ПЗС приемнике.

Для изучения свободных колебаний пластины, исследования отклика системы на чисто гармоническое возмущение с заданной частотой и амплитудой, производятся стендовые испытания прибора. Устанавливается, что период свободных колебаний составляет 45.05 мс, а время затухания 140±10 мс, т.е. добротность системы составляет величину порядка 3. Приводятся итоги испытания устройства на различных частотах входного возмущения, показывающие следующее:

1) При достаточно яркой опорной звезде можно эффективно компенсировать (до 90% сигнала рассогласования) на частоте 4 Гц.

2) При работе с чисто гармоническим входным возмущением возникают периоды колебания изображения, связанные со временем накопления на гидировочной матрице (интерференция входного возмущения и корректирующего сигнала).

3) Оптимальный коэффициент усиления обратной связи для гармонического входного возмущения должен быть около 1.7.

Для проверки этих результатов и лучшего понимания работы системы, создается модель прибора в системе МаИ-аЬ 7. Моделирование, учитывающее движение изображения во время экспозиции, показывает полное согласие модели с результатами измерений при схожих параметрах. Во-первых, с помощью оптимизационного алгоритма, оценивается оптимальный коэффициент усиления для компенсации гармонического возмущающего сигнала, равный 1.8. Во-вторых, устанавливается, что для успешной коррекции необходимо иметь 3 или более измерения на 1 период возмущающего сигнала.

Приводятся произведенные летом 2005 года тестовые наблюдения с компенсатором на телескопе ЗТЭ Крымской лаборатории ГАИШ, где в качестве астрономического приемника использовался многоцветный фотометр с ПЗС камерой УегеАггау-1300 с линейным полем 26*27мм. Был получен целый ряд ПЗС снимков с продолжительностью экспозиции до 40 минут, которых раннее не возможно было сделать без системы стабилизации изображения (Потанин, 2005), что полностью подтвердило работоспособность компенсатора (см. рис.1).

У

-6 -4 -2 0 2 4 6 8

Рис. 1. Сравнение изображений, полученных с выключенной (слева) и включенной (справа) компенсацией. 1.25-метровый телескоп ЗТЭ, экспозиция 10 мин. По осям X и У - угловые секунды.

Отмечено, что для осуществления надежной компенсации ошибок волнового фронта на частотах до 0.5 Гц (~ 2 коррекций в секунду), опорная звезда должна быть ярче ~15т.

Также приводятся результаты наблюдений, осуществленных в сентябре 2005 года в коротком фокусе (Т/7.7) 1.5-метрового телескопа АЗТ-22 Майданакской обсерватории, где в качестве астрономического приемника использовалась штатная ПЗС камера формата 2000x800 (линейный размер 30x12мм), показывающие, в частности, что при размере изображения на детекторе

компенсатора порядка 1"; по ярким звездам (12-14"1), возможно производить компенсацию ошибок наклона волнового фронта до частоты 6 Гц (~20 коррекций в секунду). На рис. 2 приводится профиль изображения одной и той же звезды (S/N ~ 200), построенный для кадра с выключенной компенсацией (слева) и для кадра, полученного при работающей системе компенсации (справа). Видно, что в случае без компенсации, изображение растянулось почти на 10" под углом 30° к направлению суточного движения и, что еще хуже, практически распалось на три части.

Рис. 2. Сравнение профилей звезды, полученных при экспозиции I час с выключенным компенсатором (слева) и включенным (справа) по осям R.A. и Dec -угловые секунды. 1.5-метровый телескоп АЗТ-22.

Кроме того, исследуются вопросы повышения эффективности фотометрических измерений с помощью компенсатора. Приводятся данные наблюдений объекта Нег-Х1 и рассеянного скопления N001193, для которого получена ВУЯ фотометрия 694 звезд, построены диаграммы цвет-величина (см. рис. 3). Оценивается точность фотометрических измерений. А так же

показывается, что компенсатор позволяет на 100% реализовать выигрыш от получения продолжительных экспозиций.

16

17

18 19

21 22 23

0,0 0,2 0,4 0,6 0,8 1,0 1,2 1,4 1,6 1,8

ВЛ/

Рис. 3 Диаграмма цвет-величина для скопления N001193.

В Главе 3 приведены результаты исследований часовых приводов телескопов ЗТЭ и АЗТ-22, исходными данными для которых послужили протоколы с компенсаторов наклона волнового фронта и снимки с непрерывным чтением ПЗС (для телескопа ЗТЭ). Путем преобразования Фурье неэквидистантных временных рядов, построены спектры ошибок положения звезды в фокусе телескопа. Анализ этих спектров позволил выявить амплитуды и периоды основных ошибок, вносимых часовыми механизмами телескопов. В тексте указаны причины появления всех этих периодических составляющих телескопа ЗТЭ и большинства АЗТ-22.

Г ч -г— • ¿V —1— , а —1— 1..... —1— —1— -1-

- « «учн Т.Ф в -

• а * ЯВь- • ЯВЬ ж к » -

■ : • тияиие ш • » • -

. а » • „ я . »» « V® 1Я ф •С/ Л ш * ■ .

» ■ • Г , 1 ♦» » а« V" Л* »« м Ь ' > 1* ' 1 а а

•» % • -

Для телескопа ЗТЭ периодическая ошибка главного червячного привода оценивается как 1 ".5, а полная амплитуда колебаний звезды (в результате сложения всех ошибок часового механизма) может превышать 2".

Для телескопа АЗТ-22 значимая мощность спектра ошибок заключена в двух приблизительно равных по амплитуде пиках (периоды 167 и 100 секунд), связанных с вращениями главного червячного винта и шестерни предварительного редуктора. Их амплитуды в сумме не превышают 0.2".

По итогам этих исследований производится сравнение точности механики этих двух телескопов и оценивается продолжительность максимальной непрерывной экспозиции, которую можно получить без системы автоматического гидирования (1 минута на ЗТЭ и 3 минуты на АЗТ-22).

В Заключении приводятся основные результаты диссертационной работы и благодарности.

Список печатных работ, содержащих основные результаты диссертации:

1. Потанин С.А. "Автоматический гид для астрономического спектрографа РАДУГА" // Письма в Астрономический журнал, Том. 31N 8 (2005) с. 569.

2. Потанин С.А. "Исследование ошибок общего наклона волнового фронта на телескопах ЗТЭ Крымской станции ГАИШ и АЗТ-22 Майданакской обсерватории" // Астрономический Журнал. Принято в печать на март 2006 года.

3. Потанин С. Котляр П. "Датчик формы волнового фронта Шака-Гартмана в сходящемся пучке" // Письма в Астрономический журнал, Том. 32 N 6 (2006) с. .

4. Корнилов В., Потанин С., Шугаров А. "Компенсатор наклонов волнового фронта для ПЗС камер большого формата" // Письма в Астрономический журнал. Принято в печать на март 2006 года.

Литература

1. ABHKOJia K. h ^p. (Avicola, Kenneth; Watson, James A.; Beeman, Bart V. et al.) // Proc. SPIE, Vol. 3353, Adaptive Optical System Technologies. (1998), p. 628-

2. Афанасьев B.J1. и Моисеев A.B. II Письма в Астрономический журнал, Том 31 N 3 (2005), с. 214-225.

3. Афанасьев В Л. TIP-TILT система гидирования II http://www.sao.ru/hQ/lsfVo/mouser/manual/node40.html (1997).

4. Гисард С. и др. (Guisard Stephane, Noethe Lothar, Spyromilio Jason) // Proc. SPIE, Vol. 4003, (2000) p. 154-164

5. Луарн M. Убен H. (M. Le Louarn, N. Hubin) II MNRAS, Vol. 349, Issue 3, (2004) p. 1009-1018.

6. Потанин C.A. II Письма в Астрономический журнал, Том. 31 N 8 (2005) с. 569.

7. Родье Ф. (ed. F. Roddier) Adaptive optics in astronomy Cambridge Univ. (Press, 1999).

637.

1 ШДИЛкИНи Л IICMUin

Тираж Заказ ~J~?

Подписано к печати

Отпечатано в отделе оперативной печати физического факультета МГУ

Введение.

Положения выносимые на защиту.

1 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.

Эффективность любых астрономических наблюдений зависит от множества факторов. Основным критерием их качества можно считать отношение сигнал/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)

3. Астрометрические (позиционные) измерения.

4. Поляриметрические измерения.

В большой степени качество перечисленных наблюдений зависит от используемой приемной аппаратуры. Но даже при идеальном приемнике эффективность измерений может существенно снизится как по причинам неправильного выбора параметров прибора или телескопа, так и по причинам снижения качества сигнала, поступающего на вход научного прибора.

Так, например, при спектральных наблюдениях па входе спектрографа располагается щель или входная апертура. Из теории спектральных приборов (Ахманов. Никитин 1999) известно, что для оптимального разрешения необходимо устанавливать, так называемую, нормальную ширину щели (Лебедева 1994). Однако при реальных астрономических наблюдениях часто оказывается, что размер дифракционного пятна, построенного телескопом, отличается от нормальной ширины щели (это происходит по причине использования спектрографа на различных телескопах). Поэтому приходится жертвовать либо полезным светом, либо спектральным разрешением прибора. В действительности же, из-за того что атмосферные изображения как правило в 5-10 раз хуже дифракционных, ситуация ухудшается еще больше.

Кроме того, благодаря различным низкочастотным помехам (вибрации телескопа, некачественное часовое сопровождение, прогибы конструкций в зависимости от положения и т.д.), возникает проблема удержания звезды на щели или апертуре спектрографа.

Таким образом, важными аспектами повышения эффективности спектральных и, частично, фотометрических наблюдений (п. 2.а) можно считать следующее:

Наилучшее согласование параметров аппаратуры и телескопа с учетом астроклиматических условий в месте наблюдения (средний размер атмосферных изображений);

Стабилизация изображения объекта на апертуре или щели на частотах до 1 Гц;

Коррекция волнового фронта для увеличения концентрации света.

Согласование параметров достигается доработкой имеющейся аппаратуры или разработкой устройства (спектрографа или фотометра) с параметрами, необходимыми для получения оптимального ОСШ.

Стабилизация изображений производится специальными устройствами - компенсаторами наклонов волнового фронта или автогидами. Принцип работы таких приборов может быть различный. Простейшими способами удержания звезды на щели или апертуре, вероятно, является непосредственное управление приводами телескопа, посылая на них измеренные, каким-либо способом, сигналы рассогласования с обратным знаком. С такой задачей вполне успешно может справляться человек. Несмотря па то, что процесс этот довольно утомительный, в XX м веке наблюдатели часто к нему прибегали, а некоторые вынуждены пользоваться и по сей день. Но это, конечно, происходит из-за отсутствия автоматических приборов гидирования.

Другими, более современными, способами является создание оптических (а иногда и механических) приборов, которые располагаются между телескопом и приемной аппаратурой. Путем механических перемещений (оптических деталей или приемной аппаратуры), изображение объекта удерживается в заданном положении фокальной плоскости телескопа. Стоит сказать, что такие автогиды являются довольно сложными следящими системами с обратной связью и требуют при разработке и настройке больших интеллектуальных и физических (если, конечно, речь не идет о копировании готового прибора)

Компенсаторы, работающие по этим принципам, успешно применяются практически на всех зарубежных обсерваториях (Авикола и др. 1998;

Аргу и др. 1978; Джелли 1980). На территории стран СНГ дело обстоит намного хуже - на большинстве известных обсерваториях такие устройства отсутствуют. В дополнение к этому, механика телескопов далека от совершенства, поэтому вопросы повышения эффективности наблюдений там встают особенно остро. Так, например, на 1.25 м. телескопе ЗТЭ Крымской Лаборатории ГАИШ невозможно было получить непрерывную экспозицию на спектрографе с апертурой в 5" , с продолжительностью более 5 минут! (Потанин 2005).

В случае если ширина щели не согласована с размером реального изображения, то возникает естественное желание повысить концентрацию света в нем. Когда речь идет об изображении квазиточечного источника (звезды), и если нормальная ширина щели больше чем размер диска Эри для телескопа, то имеет смысл уменьшить размер искаженного атмосферой изображения звезды по основанию ( 80% от полной энергии) до размера щели. Это привело бы к повышению ОСШ.

Исправить негативные влияния атмосферы позволяют адаптивные оптические системы. Они работают, в какой-то мере, аналогично системам, компенсирующим наклоны волнового фронта, с той разницей, что компенсируется не только наклон, но и кривизна волновой поверхности, вносимая атмосферной турбулентностью.

Подобные рассуждения можно отнести к поляриметрическим однока-нальным измерениям.

Существует обширнейший круг задач, в которых вместо апертуры или щели, используется панорамный приемник. Сейчас развитие ПЗС приемников достигло таких высот, что они в ближайшее время смогут заменить фотопластинки (по размерам) и намного их превзойти (по качеству). Среди задач панорамных наблюдений стоят:

1. получение прямых снимков.

2. фотометрия звездных полей.

3. фотометрия протяженных источников.

4. поиск новых объектов.

5. точные астрометрические измерения.

6. получение снимков с высоким угловым разрешением.

И этим списком не исчерпывается круг задач, решаемых в астрофизике с помощью ПЗС матриц.

Способы, которыми решаются проблемы повышения ОСШ в однока-нальных устройствах, зачастую непригодны для тех же целей в панорамных наблюдениях. Тем не менее, все перечисленные выше принципы повышения эффективности измерений актуальны и здесь.

Характеристики ПЗС приемников вносят свой вклад в ОСШ. Существенной особенностью таких детекторов является наличие структурных элементов изображения (пикселей) конечного размера. Таким образом, любое реальное распределение интенсивности света, зарегистрированное на матрице окажется дискретизованиым, т.к. оно будет проинтегрировано по рабочим площадям пикселей. Поэтому кажется очевидным, что для повышения точности позиционных (астрометрических) и фотометрических измерений, нужно увеличивать количество пикселей, приходящихся на изображение объекта (звезды). Это особенно очевидно, если параметры изображения определяются из априорной модели каким-нибудь градиентным методом. Речь, конечно, идет не о намеренном ухудшении качества изображений ( в этом случае увеличивается негативный вклад фона неба), а о подборе соответствующего масштаба изображения.

Однако, безграничное увеличение размера изображения невозможно. Важную роль в оценке эффективности ПЗС наблюдений играет шум считывания. Он вносит свой вклад в каждый пиксель, занимаемый изображением. Кроме того, в нем присутствует шум темнового сигнала и другие шумы (Мигель 2005). С этой точки зрения изображения нужно делать как можно меньше - в идеале 1 пиксель, чтобы свести влияние этих шумов к минимуму. Конкуренция данных подходов означает, что существует оптимум между этими двумя крайностями. Оказывается, что оптимальное ОСШ достигается (для изображения звезды) при ширине профиля на половине интенсивности 2.7 пикселя.

Таким образом, для получения максимального ОСШ, при данной экспозиции, на данном телескопе, необходимо:

1. Получить максимальную концентрацию света (дифракционные изображения)

2. Подобрать размер пикселя таким образом, чтобы ширина главного максимума на половине интенсивности составляла 2.7 пикселя.

3. Выбрать ПЗС приемник с хорошими характеристиками (низкий темповой сигнал, низкий шум считывания, высокая квантовая эффективность)

В некоторых задачах с ПЗС нужно получать снимки большого участка поля зрения от нескольких угловых минут до нескольких градусов и больше. Поскольку адаптивная оптическая система не может обеспечить успешной компенсации атмосферной турбулентности на таком поле зрения, т.к. свет, от разнесенных на большое угловое расстояние звезд, проходит через различные слои атмосферы и искажения волновых фронтов для них оказываются различными, что исключает одновременную компенсацию аберраций. Максимальный угол, в котором может происходить компенсация обычной системы адаптивной оптики, называется углом изопланатизма (Ирван, Лане 1999), и определяется параметрами атмосферы. Как правило, в местах с хорошим астроклиматом он не превышает 3"-4" (Конан и др. 1999; Чан 1998). Существуют способы увеличения угла скомпенсированного поля при помощи усложнения системы адаптивной оптики, при этом может быть достигнуто поле с дифракционными изображениями до 30" (Луарн 2002; Луарн, Убен 2004).

Таким образом, адаптивная оптика может существенно повысить эффективность наблюдений с высоким разрешением, фотометрии тесных полей, а так же фотометрии протяженных источников небольшого углового размера, но оказывается бесполезной при фотометрировании большого участка поля зрения. Более того, она даже ухудшит качество таких наблюдений, поскольку внесет сильную зависимость функции рассеяния точки от положения изображения источника на приемнике.

В таких панорамных наблюдениях необходимо ограничиться только автогидом, для избежания размазывания изображений в результате низкочастотных помех, вызванных, в основном, несовершенством механики телескопа. Однако, как уже упоминалось ранее, задача эта сложнее, чем компенсация смещений только одной звезды. Для удержания объекта на апертуре можно воспользоваться одним поворотным зеркалом(Ванг и др., 2003, Клавье и др. 2003. Потанин 2005). Но такое зеркало наклоняет фокальную плоскость и приводит к нарушению фокусировки на различных участках приемника. Обычно для таких целей используют двухзеркальную систему, подвижную плоскопараллельную пластину или линзу (Афанасьев 1997; Афанасьев, Моисеев 2005, Томас и др. 2004). Часто имеет смысл совместить активный элемент со вторичным зеркалом телескопа, такие системы так же успешно применяются за рубежом (Кевин и др. 2000; Клозе, Маккарти 1994).

Схемы с пластиной обладают некоторыми очевидными преимуществами и недостатками. К преимуществам относится довольно простой способ их наклона и малые светоиотери. К недостаткам- хроматическая аберрация при наклонах, а так же астигматизм. Стоит сказать, что последний, при небольших относительных отверстиях (меньше чем 1/15), мал и может не приниматься во внимание, при небольших (менее 10 градусов) углах наклона пластины.

Так же в связи с развитием ПЗС приемников стал доступным ортогональный перенос заряда по поверхности кристалла. Таким образом, появилась возможность выполнять компенсацию смещений изображения непосредственно передвижением накопленного заряда (Джон и др. 2004).

Положения выносимые на защиту

В диссертации изложены работы автора по разработке и реализации устройств, позволяющих не только повышать эффективность астрономических наблюдений, ио и существенно автоматизировать процесс самих наблюдений.

1. Разработан и изготовлен компенсатор наклонов волнового фронта для эшельного спектрографа РАДУГА. Исследование характеристик этого устройства показало, что возможно производить до 3-х коррекций в секунду по звездам до 14 звездной величины.

2. За период 2002-2005 гг. со спектрографом РАДУГА и компенсатором на телескопе ЗТЭ с участием автора получено около 250 спектров звезд до 11т для различных научных программ. Сравнение с предыдущими сезонами наблюдений показало, что эффективность наблюдений возросла почти в 2 раза.

3. Разработан и изготовлен компенсатор наклонов волнового фронта для ПЗС матриц большого формата. Детальное исследование его характеристик на стенде и с помощью компьютерного моделирования показали, что максимальная отрабатываемая частота входного возмущения составляет 4.5 Гц.

4. По снимкам скопления N001193 в полосах В V II с часовой экспозицией, полученных на телескопе АЗТ-22 с применением компенсатора, показано, что профиль иображений сохранился типичным для этой ночи (порядка 1"). Произведена ВУЯ фотометрия 694 звезд скопления. Получены оценки точности фотометрии, которая составляет 0.025т для Я = 21то и 0.07'п для Я = 22т. Построены диаграммы, продленные на 1.5 величину в сторону более слабых звезд.

5. Произведен поиск быстрой переменности объекта HZ Her в полосе V. На основании проведенных на телескопе ЗТЭ наблюдений показано, что в ночи 28-30/07/2005 периодичность 1.24 с не наблюдалась на уровне 0.0033w.

6. По протоколам работы компенсаторов наклона волнового фронта исследованы низкочастотные (до 1 Гц) ошибки положения изображения в фокальной плоскости, обусловленные качеством конструкций и часовых механизмов, на двух телескопах (ЗТЭ и АЗТ-22). Получены амплитуды и периоды ошибок, вносимых механизмами часового ведения этих телескопов.

Автором опубликовано 2 статьи по темам диссертации, две сдано в печать. Часть результатов докладывалась на конференциях "Ломоносов-2004"и "Ломоносов-2005". Так же тезисы работы участвовали в Конкурсе молодых ученых Физического факультета МГУ, где работа заняла 2-е место.

Новизна результатов определяется следующими обстоятельствами. На территории СНГ, созданные устройства, находятся в числе единиц функционирующих систем такого типа, в то время как за рубежом они весьма распространены. Фотометрические данные полученные автором по рассеянному скоплению NGC1193 на 1ш.5 превосходят ранее опубликованные результаты. Работа по поиску быстрой переменности HZ Her в видимом диапазоне выполнялась по заказу отдела Релятивистской астрофизики и так же обладает новизной. Исследования качества часового привода телескопа АЗТ-22 выполнено впервые.

Список печатных работ, содержащих основные результаты диссертации:

1. Потанин С.А. "Автоматический гид для астрономического спектрографа РАДУГА."// Письма в Астрон. журн, Том. 31 N.8 (2005) с. 569.

2. Потанин С.А. "Исследование ошибок общего наклона волнового фронта на телескопах ЗТЭ Крымской станции ГАИШ и АЗТ-22 Май-данакской обсерватории."//Астрой Журн. В печати.(2006-2007)

3. Потанин С. Котляр П. "Датчик формы волнового фронта Шака-Гартмана в сходящемся пучке"//Письма в Астрон. Журн. Т.32 N.6 (2006)

4. Корнилов В. Потанин С. И Шугаров А. "Компенсатор наклонов волнового фронта для ПЗС камер большого формата"//Письма в Астрон. Журн. В печати.(2006)

5. Потанин С.А. "Автоматическая компенсация общих наклонов волнового фронта во время астрономических наблюдений."//"Ломоносов-2004"секция "ФИЗИКА"(2004)

6. Потанин С.А. Котляр П.С. "Датчик волнового фронта Шака-Гартмана в сходящемся пучке."//"Ломоносов-2005"секция "ФИЗИКА"(2005)

Основные результаты данной диссертационной работы посвященной повышению эффективности астрономических наблюдений следующие:

1. Разработан и создан прибор, повышающий эффективность спектральных наблюдений с эшельным спектрографом РАДУГА. Эффективность была повышена благодаря полной автоматизации процесса удержания звезды на апертуре спектрографа. Наблюдатель освобождается от необходимости вручную производить коррекцию (как это было раньше) на все время экспозиции, тем самым исключается человеческий фактор. Кроме того, устройство позволяет производить коррекцию до 2-3 раз в секунду. С прибором за период 2001-2006 гг. получены сотни звездных спектров. Устройство демонстрирует исключительную надежность (работает без обслуживания около 4-х лет)

2. Разработан и создан прибор автоматической компенсации наклонов волнового фронта для ПЗС камер большого формата. С компенсатором стало возможным получать непрерывные экспозиции на телескопах, с которыми ранее невозможно было получить снимок приличного качества с экспозицией более 5 минут.

3. Произведено детальное исследование свойств компенсатора. Прибор исследован на стенде и протестирован в реальных наблюдениях на 2-х телескопах. Так же для лучшего понимания смысла некоторых процессов в петле обратной связи, была создана компьютерная модель устройства на языке Ма1ЬаЬ7.

4. С помощью компенсатора наклонов волнового фронта для ПЗС большого формата была произведена В VII фотометрия рассеянного звездного скопления N001193 на 1.5 м телескопе АЗТ-22 Майданакской обсерватории с непрерывными экспозициями 1 час. Получены диаграммы цвет-величина для этого скопления. Оценена точность фотометрии. Показано, что компенсатор позволяет полностью реализовать выигрыш от возможности получать непрерывные, продолжительные экспозиции. На телескопе ЭТЭ выполнены наблюдения с целью поиска быстрой переменности объекта HZ Her. Было установлено, что верхний предел амплитуды переменности с периодом 1.24 с не превышает 0.0033т.

5. Исследованы периодические ошибки механизмов часового ведения телескопов ЗТЭ (Крым) и АЗТ-22 (Узбекистан). Произведено сравнение механики этих телескопов и произведены оценки продолжительности максимальных экспозиций для получения приемлемого качества фотометрии.

Благодарности

Автор выражает огромную благодарность своему научному руководителю В.Г. Корнилову, за участие в большинстве аспектов работы. Так же автор благодарит Б.П. Артамонова, A.C. Гусева, A.C. Шугарова, Н.И. Шатского, A.B. Засова, В.Н. Дудинова, А.Железняка, И.Синельникова, А.Сергеева, В.Коничека, Н.В. Слабкую, М.Г. Потанину, А.Д. Саввина, Б.Софонова, В.Ф. Есипова, А. Алиева, В. Комисарова, Г.Д. Станилов-ского, А. Козыреву.

Заключение

1. Авйла и Вернин (Remy Avila and Jean Vernin) "Turbulence Profiles with Generalized Scidar at San Pedro Martir Observatory and Isoplanatism Studies"// Publ. Astron. Soc. Pacific. 110:1106-1116 (1998).

2. Аргу и др. (Argue, A.N. Craven P.G. Fruin, J.H. Jelley, J.V. Smith, B.J.) "The design, development and performance of a quadrant photosil autoguider for the Cambridge Schmidt telescope."// Astron. And Astrophys. Vol. 58 n. 1-2 (1977)

3. Афанасьев В.JI. и Моисеев А.В. "Универсальный редуктор фокуса СКОРПИО 6 м телескопа."// Письма в астрон. Журн. Том. 31 N.3 (2005), с. 214-225.

4. Афанасьев B.JL, "TIP-TILT система гидирова-ния"//http://www.sao.ru/hq/lsfvo/mouser/manual/node40.html (1997).

5. Ахманов С.А. Никитин С.Ю. "Физическая оптика"изд. Московского Университета (1998).

6. Бочи, Коннес (Bouchy, F. Connes, P.) "Autoguider locked on a fiber input for precision stellar radial velocities."Astron. and Astrophys. Sup. v. 136 p. 193-204. (1999).

7. Вакулик В.Г. и др. (Vakulik, V. G.; Dudinov, V. N.; Zheleznyak,

8. А. Р. et al.) "VRI photometry of the Einstein Cross Q2237+0305 at Maidanak observatory."// Astronomische Nachrichten, V.318, №2, (1997) p. 73

9. Вильсон и др. (R.W. Wilson, N.J. Wooder, F.Rigal and J.C. Dainty) "Estimation of anisoplanatism in adaptive optics by generalized SCIDAR profiling"//Mon. not. R. Astron. Soc. 339, 491-494 (2003)

10. Гисард С. и др. (Guisard, Stephane; Noethe, Lothar; Spyromilio, Jason) "Performance of active optics at the VLT."// Proc. SPIE Vol. 4003,(2000) p. 154-164

11. Глиндеманн A. (Andreas Glindemann)"Relevant Parameters for Tip-Tilt Systems on Large Telescopes"//Pub. Of the Astron. Soc. Of the Pacific 109:682-687,(1997)

12. Глиндеманн А. и др. (Glindemann A., McCaugherean M.J., Hipper S. et al) //Publ. Astron Soc. Pacific, 109, 688 (1997)

13. Гурьянов A.E. (A.E. Gur'yanov) "Study of image quality and accuracy of sidereal drive of the 1.25-meter ZTE telescope of the Southern Station of the P.K. Shternberg State Astronomical Institute."//Astron Zh 53, (1976) pp.1126-1131

14. Джелли (Jelley,J.V.) "Autoguiders and Acquisition systems for optical telescopes."Q.Jl R. astr. Soc. (1980) 21, 14-31. (1980)

15. Джим К. и др. (Jim К., Pickles A., Hubert Т. Yamada et al.)// Publ. Astron. Soc. Pacific. 112, 716 (2000)

16. Джон JI. и др. (John L., Barry Burke, Gerald Luppino, Nikolas Kaiser) //"The Orthogonal Parallel Imaging Transfer Camera"//Scientific Detectors for Astronomy, The Beginning of New Era; eds. Amico P., Beletic J.W., Beletic J.E.; (2004) p. 385-394

17. Дучатеу, Зибалл (Duchateau, M. Zieball) "The Eso TV autoguiders."ESO Messenger (ISSN 0722-6691), p. 27-29.(1986)

18. Ирван, P. Лане (R.Irwan, R.G.Lane) "Analysis of optimal centroid estimation applied to Shack-Hartmann sensing. Applied Optics 38(32), pp.6737-6743, 1999.

19. Ито H. И др. (Itoh N., Horiuti Y., Asari К. et al.) //Advanced Technology Optical/IR Telescopes, (Ed. L.M. Stepp, Proc. SPIE, 3352, 1998), p.850.

20. Йоон и др. (G.Yo.Yoon,T.Jitsuno, M.Nakatsuka et al.), "Shack Hartmann wavefront measurement with a läge F-number plastic microlens array Applied Optics 35(1), p.188, (1996).

21. Кевин и др. (Kevin T. С. JIM, Andrew J. Pickles, Hubert T. Yamada et al.) "The University of Hawaii 2.2 Meter Fast Tip-Tilt Secondary System"// Publ. Astron. Soc. Pacific. 112:716-732 (2000)

22. Клавье Ч. и др. (Claver, Charles F.; Corson, Charles; Gomez, R. Richard Jr. et al.) // Large Ground-based Telescopes. Edited by Oschmann, Jacobus M.; Stepp, Larry M. Proceedings of the SPIE, Volume 4837, (2003), pp. 438-447.

23. Клозе Л.М., МакКарти Д.В. (L.M. Close and D.W. McCarthy, Jr) "High-resolution Imaging with a Tip-Tilt Cassegrain Secondary."// Publ. Astron. Soc. Pacific. 106: 77-86 (1994)

24. Колюжны (Janusz Kaluzny) "CCD BV Photometry of Old Open

25. Cluster NGC 1193"//Acta Astronomica Vol. 38 (1988) pp. 339-352

26. Коптелова E. и др. (Koptelova, E.; Shimanovskaya, E.; Artamonov, B. et al.) "Image reconstruction technique and optical monitoring of the QS02237+0305 from Maidanak Observatory in 2002-2003"// MNRAS, Vol. 356, Issue 1, (2005), pp. 323-330

27. Корнилов В. и др. (Kornilov V., Tokovinin A., Voziakova O. et al.) "MASS: a monitor of the vertical turbulence distribution."// Proc. SPIE, V. 4839,(2003) pp. 837-845 (Waikoloa SPIE Conference, 2002).

28. Корнилов В. Потанин С. И Шугаров А. "Компенсатор наклонов волнового фронта для ПЗС камер большого формата"Письма в Астрон. Журн. В печати.(2006)

29. Корнилов В.Г., Шатский Н.И., "Новая система управления телескопа ЗТЭ.'1// http://dragon.sai.msu.ru/others/zte (2005)

30. Кравен, Феган (Craven, P. G. Fegan, D. J.) "Astronomical proportional control autoguidance system using the quadrant photosil detector. "Journal of Physics E Scientific Instruments, vol. 10, p. 516-520. (1977)

31. Лебедева В.В. Экспериментальная оптика, изд. Московского Университета (1994).

32. Луарн (М. Le Louarn) "Multi-Conjugate Adaptive optics with laser guide stars: performance in the infrared and visible"//Mon. Not. R.

33. Astron. Soc. 334,865-874 (2002)

34. Луарн M. Убен Н. (М. Le Louarn, N. Hubin) "Wide-field adaptive optics for deep-field spectroscopy in the visible."// MNRAS, Vol. 349, Issue 3, (2004) p. 1009-1018.

35. Лукин В.П. Лазерные опорные звезды и проблема измерения наклона волнового фронта. Оптика атмосферы и океана т.9. (1996)

36. Маасвинкель и др. (Maaswinkel F., Bortoletto F., D'odorico S., Huster G.), In: Instrumentation for Ground-Based Optical Astronomy,Present and Future,'The Ninth Santa Cruz Summer Workshop in Astronomy and Astrophysics, Robinson L.B. (eds.) (1998)

37. Мигель (Kenneth J. Mighell) "Stellar photometry and astrometry with discrete point spread functions"//Mon.Not R. Astron. Soc. 361, 861-878 (2005)

38. Михельсон H.H., Оптические телескопы. Теория и конструкция., М.: Наука, (1976), с.166

39. Молодиж и Ap.(G. Molodij, F. Roddier, R. Kupke and D.L. Mickey) "Curvature Wavefront sensor for solar adaptive optics"//Solar Physics, v.206, Issuel, 189-207 (2002)

40. Нейлор (Tim Naylor) "An optimal extraction algorithm for imaging photometry. "//Mon. Not. R. Astron. Soc. 296, 339-346 (1998)

41. Нолл (R.Noll) "Zernike polinomials and atmospheric turbulence. Opt.Sos.Am. 66(3), p.207, (1976).

42. Потанин С.А. "Автоматический гид для астрономического спектрографа РАДУГА."// Письма в Астрон. журн, Том. 31 N.8 (2005) с. 569.

43. Потанин С.А. "Исследование ошибок общего наклона волнового фронта на телескопах ЗТЭ Крымской станции ГАИШ и АЗТ-22 Майданакской обсерватории. "//Астрон Журн. В печати. (2006-2007)

44. Потанин С. Котляр П. "Датчик формы волнового фронта Шака-Гартмана в сходящемся пучке"Письма в Астрон. Журн. Т.32 N.5 (2006)

45. Пробст Р. И др. (Probst R., Bouchet P., Schumacher G. et al.) // Infrared Astronomical Instrumentation (Ed. Fowler A.M., Proc. SPIE, 3354, 1998), p. 338

46. Родье Ф. (F. Roddier) (ed), Adaptive optics in astronomy Cambridge Univ. (Press, 1999)

47. Соусвелл (W.H. Southwell) "Wavefront estimation from wavefront slope measurements. Opt.Sos.Am. 70(8), pp.998-1005,(1980).

48. Стауберт (Staubert R.) "HER X-l: correlated variability of the 1.24 SEC and 35 day periods"// Bulletin of the American Astronomical Society, Vol. 29, (1997) p.793

49. Токовинин (A. Tokovinin) "From Differential Image Motion to Seeing"// Publ. Astron. Soc. Pacific. 114:1156-1166, (2002)

50. Томас Д. и др. (Thomas, James N.; Barrick, Gregory; Cruise, William et al.) // Optical, Infrared, and Millimeter Space Telescopes. Edited by Mather, John C. Proceedings of the SPIE, Volume 5496, (2004), pp. 119-128.

51. Турыгин И.А., Прикладная оптика, ч.2, М,: (Машиностроение,1966), с. 338

52. Феган (Fegan, D. F.) "Autoguiders for Optical Telescopes."Irish Astronomical Journal, vol. 13(3/4), p. 128. (1977)

53. Филипс Ч., Харбор P. "Системы управления с обратной свя-зью"Москва Лаборатория Базовых Знаний 2001

54. Фишер, Кочанский (Philippe Fischer, Greg P. Kochanski) "Optimal addition of images for detection and photometry. "//Astron. Journ. V.107 N.2 (1994)

55. Хоуэл (Steve B. Howell) "Two-Dimentional aperture photometry: signal-to-noise ratio of point-source observations and optimal data-extraction techniques."// Publ. Astron. Soc. Pacific.101.616-622 (1989)

56. Чан (Mark Chun) "The Useful Field of View of an Adaptive Optics System."// Publ. Astron. Soc. Pacific. 110:317-329 (1998)

57. Чулков И. и др. "Решение технических задач по модернизации 1.5-метрового астрономического телескопа RTT-150 и обеспечению качества научных наблюдений, "http://lex.iki.rssi.ru/projects/azt22/seminarazt22.pdf (2003)

58. Эгамбердиев С.А. и др. (Ehgamberdiev S.A., Baijumanov А.К., Ilyasov S.P. et al.) "The astroclimate of Maidanak Observatpry in Uzbekistan."// Astron. Astrophys. Suppl., Ser., V. 145, (2000) p. 293-304.

59. Эспосидо и др. (S. Esposido, A. Riccardi, R. Ragazzoni) "Sodiumbeacon tip-tilt determination with Rayleigh-aided auxiliary telescope technique."//Mon. Not. R. Astron. Soc. 294, 489-493 (1998)

60. Яноши JI. "Теория и практика обработки результатов измерений11 изд. МИР (1968).