Спекл-интерферометр главного фокуса БТА на базе быстродействующей ПЗС-камеры тема автореферата и диссертации по астрономии, 01.03.02 ВАК РФ

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.

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-структура изображения наблюдается в телескопе при коротких экспозициях вследствие интерференции света от отдельных участков волнового фронта. В основе идеи восстановления изображения, впервые предложенной и реализованной А.Лабейри (1970), лежит накопление серии короткоэкспозиционных изображений объекта и вычисление усредненного по всей серии спектра мощности. Из восстановленного спектра мощности можно извлечь информацию о диаметрах звезд и расстояниях между компонентами кратных систем звезд с пространственным разрешением, соответствующим дифракции на апертуре телескопа. Для 6-метровой апертуры D этот предел в области Л = 500 нм равен 1.22А/D = 0.02" (20 миллисекунд дуги, мед).

Спекл-интерферометрия является наиболее широко применяемым методом восстановления изображений с высоким угловым разрешением. Различные типы спекл-интерферометров используются в наблюдениях звезд, околозвездных оболочек, компактных газо-пылевых облаков и других объектов в видимом и инфракрасном диапазоне спектра практически на всех больших телескопах мира, включая и 10-метровые телескопы Кека в США.

6-метровый телескоп Специальной астрофизической обсерватории (САО) РАН остается одним из наиболее часто используемых для спекл-интерферометрии инструментов, что объясняется высокой стабильностью оптических передаточных характеристик его главного зеркала. Однако в 90-е годы точность, обеспечиваемая в наблюдениях на БТА спекл-камерой на основе сканирующей телевизионной системы (Балега и Ряд-ченко 1984), перестала удовлетворять астрономов. Ее геометрическая нестабильность, низкий динамический диапазон и невысокая чувствительность не позволяли решать новые исследовательские задачи, такие как, например, изучение слабых звезд поздних спектральных классов. Создание спекл-интерферометра БТА на принципиально новой основе, обеспечивающего точность дифференциальных измерений положений компонентов кратных систем с ошибкой около 1 мед и определения разности блеска между компонентами с точностью порядка 0.1 звездной величины, является актуальной научно-технической и методической задачей.

Цель диссертационной работы

Целью данной работы является разработка и внедрение в регулярные наблюдения на БТА спекл-интерферометра (СИ), размещаемого в главном фокусе телескопа, снабженного быстродействующей ПЗС-камерой, системой дистанционного управления и комплектом программ для регистрации изображений.

В наблюдениях на телескопе инструмент должен обладать следующими параметрами:

• проницающей способностью до 14т при качестве атмосферных изображений около 1";

• возможностью изучения слабых объектов в диапазоне длин волн от 450 до 850 нм с относительной ошибкой порядка 1% для пар в диапазоне расстояний 50-300 мед;

• динамический диапазон системы регистрации должен обеспечивать дифференциальные измерения разности блеска Am между компонентами кратных систем звезд с ошибкой не хуже 0.1m- 0.2m, а для ярких объектов — до 0.05т.

В ходе выполнения работы решались следующие задачи:

• анализ характеристик светоприемников и обоснование применения в СИ ПЗС-камер с быстрым считыванием;

• разработка основных блоков СИ, системы дистанционного управления и изготовление прибора в целом с последующим тестированием и исследованием точностных характеристик;

• компоновка системы регистрации изображений и выработка методики наблюдений на телескопах с использованием прикладных программ;

• апробация системы в наблюдениях звезд на разных телескопах, ин-терферометрические измерения двойных и кратных систем с различными характеристиками компонентов и сравнение результатов с данными других авторов.

Научная новизна

Предложен и реализован на двух телескопах новый аппаратный комплекс, позволяющий получать астрономические изображения компактных источников с дифракционным разрешением.

Обоснован и разработан приемник для регистрации мгновенных изображений, использующий докоммутационное усиление в многокамерном электронно-оптическом преобразователе, высокоэффективную оптику переноса и быстродействующую ПЗС-камеру. Показано, что данный приемник является оптимальным в задачах, связанных с востановлением искаженных атмосферной турбулентностью изображений.

Разработаны алгоритмы и создан пакет программ для определения разности блеска между компонентами двойных и кратных систем по контрасту полос в среднем спектре мощности спекл-изображений. Массовые измерения дифференциальных звездных величин Am по спекл-интерферометрическим данным выполнены впервые.

С применением системы на БТА и 1.52-м телескопе в обсерватории Калар Альто получено 780 новых измерений относительных положений 150 двойных и кратных звезд с точностями, в 2-3 раза превышающими достигнутые ранее.

Впервые продемонстрирована возможность реализации в спекл- ин-терферометрических наблюдениях разрешения 16 мед, на 30% превышающего дифракционный предел 6-м апертуры.

Практическая ценность

• Созданный СИ может служить базовой моделью при проектировании и изготовлении приборов данного типа для интерферометричес-ких исследований на других телескопах. Об этом свидетельствует опыт по установке интерферометра в фокусе Кассегрена на 1.52-м телескопе в обсерватории Калар Альто.

• Разработанные подходы и реализация способа дистанционного управления СИ могут быть полезны при автоматизации эксперимента с другими типами астрономических приборов.

• Полученные на БТА данные спекл-интерферометрических измерений используются для определения фундаментальных характеристик компонентов двойных систем.

Публикации и личный вклад автора

Основные результаты диссертации опубликованы в 7 работах:

• В работе 1 автору принадлежит разработка прибора для установки в фокусе Кассегрена 1-м телескопа, который послужил прототипом для создания новой системы. Автор также принимал участие во всех наблюдениях с этим прибором.

• В работе 3 автор участвовал в разработке аппаратуры и проведении эксперимента по получению изображений с использованием системы сегментации зрачка телескопа.

• В работах 2, 4, 5 автор принимал участие в наблюдениях и предварительной обработке данных, причем наблюдения на испанском 1.52-м телескопе обсерватории Калар Альто в основном выполнялись автором.

• В работе 6 автору принадлежит описание аппаратурной и методической части, а также участие в наблюдениях на БТА и предварительной редукции данных.

• В работе 7 автором выполнена основная часть работы по выбору концепции прибора, обоснованию его принципиальных решений, изготовлению и апробации на телескопе.

• Создание приемника для регистрации спекл-интерферограмм, разработка алгоритмов наблюдений и предварительной редукции материала также принадлежит автору.

Результаты, выносимые на защиту

• Разработка концепции, проектирование и изготовление спекл-интер-ферометра оптического диапазона для главного фокуса БТА и 1.52-м телескопа обсерватории Калар Альто.

• Результаты исследований технических параметров и точностных характеристик спекл-интерферометра БТА. Измерение звезд до 14 звездной величины с ошибкой по углу = 0.2°, по расстоянию ар = 1 мед и по разности блеска Am = 0.1.

• Результаты 780 измерений 150 двойных и кратных систем на телескопах С АО РАН и обсерватории Калар Альто, из которых 3 системы обнаружены впервые.

Апробация работы

Основные результаты работы докладывались на семинарах Специальной астрофизической обсерватории РАН, Боннского института радиоастрономии, Германия,

Астрономической обсерватории г. Сантьяго де Компостелла, Испания, а также на:

Первой Всероссийской астрономической конференции г. Санкт-Петербург, август, 2001 г.,

Коллоквиуме MAC N191 "Окружение и эволюция двойных и кратных звезд" в г. Мерида, Мексика, 2003.

Объем и структура диссертации

Диссертация состоит из введения, четырех глав, заключения и списка цитируемой литературы. Общий объем диссертации составляет 158 страниц текста, включая 65 рисунков и схем, 14 таблиц и список литературы из 82 наименований.

4.3 Выводы

Целью наших спекл-интерферометрических наблюдений были новые кратные системы, обнаруженные Гиппарх среди среди близких маломассивных систем. Мы отобрали двойные с быстрым относительным движением для определения их орбит и в комбинации с точными параллаксами определили абсолютные звездные величины и спектральные классы компонент.

Выборка включала 48 новых звезд Гиппарх с параллаксами выше 10 мед и разделением менее 1 угл. секунды. Двойственность была подтверждена для всех наблюденных пар Гиппарх, за исключением HIP 15597. Среди наблюдавшихся пар обнаружено более 10 интересных астрофизических систем с быстрым орбитальным движением.

Разности блеска были определены для 93 пар и 9 тройных систем с ошибками в пределах ±0.02 и ±0.50 зв. величины, соответственно. Абсолютная звездная величина и примерный спектральный класс были найдены для компонент 63 двойных и 4 тройных систем.

Близкие спектроскопические субсистемы впервые были разделены в иерархических тройных системах Kui 99А и ADS 16138. Определены орбиты для новой звезды Гиппарх HIP 689, улучшены орбиты HIP 16682 и двойной системы из скопления Гиады HIP 21280.

Таким образом, астрономические результаты подтвердили технические параметры СИ, заложенные при его разработке. На сегодняшний день СИ БТА является лучшим в мире инструментом для исследования кратных звезд в вилимом диапазоне спектра.

Заключение

Изучение двойных и кратных звезд с дифракционным разрешением крупнейшего телескопа предъявляет ряд требований к инструменту, на котором выполняются интерферометрические наблюдения. Прежде всего, он должен быть максимально эффективен по свету, что предполагает минимальное количество оптических элементов и их оптимальный выбор. Во-вторых, инструмент должен обеспечивать формирование ограниченного только дифракцией изображения, а это связано с применением только высококачественной оптики. В третьих, приемник для регистрации спекл-интерферограмм должен иметь квантово-предельную чувствительность и высокое быстродействие для "замораживания" фазовых искажений, возникающих при прохождении фронта оптической волны сквозь турбулентную атмосферу. Механическая жесткость конструкции и возможность интерактивного контроля процесса накопления данных также являются важными характеристиками инструмента.

Приступая к разработке спекл-интерферометра и системы регистрации данных, мы также принимали во внимание сформулированную астрономами задачу определения разности блеска между компонентами двойных и тройных звезд в максимальном световом диапазоне. Для поиска и измерения слабых компонентов в кратных системах необходимо регистрировать тысячи спекл-интерферограмм в режиме счета отдельных фотонов. Предварительные оценки показывали, что для восстановления изображения пары звезд 10-й звездной величины понадобится накопление на носителях до 2-3 Гбайт данных. Важнейшая роль отводится в задаче восстановления изображений процедуре предварительной чистки и редукции спекл-изображений.

Создание современных инструментов для астрономических исследований предполагает максимальное использование лучших на сегодняшний день механических устройств, оптических компонентов и светопри-емников, предлагаемых мировой промышленностью. Это позволяет после принятия концептуального решения по его функциональной схеме в кратчайшие сроки, с использованием модульного принципа, создать оптимальный инструмент. В нашей разработке поэтому мы использовали лучшие по эффективности и качеству формируемых изображений микрообъективы фирмы Carl Zeiss, механизмы линейного и кругового перемещения фирмы Owis, матрицы ПЗС фирмы Sony с низким шумом считывания заряда за короткие времена.

Изучая возможные варианты оптико-механических схем для спекл-интерферометрии, мы пришли к заключению, что оптимальной по эффективности применения в задаче измерений двойных звезд является простейшая конструкция "микрообъектив -интерференционный фильтр - призма компенсации хроматизма". Варианты с перестраиваемыми фильтрами на основе дифракционных решеток были отброшены в связи с низкой эффективностью по свету.

Сходный вывод был сделан при выборе оптимального приемника для регистрации спекл-интерферограмм: проанализировав существующие системы регистрации изображений, обладающие высоким быстродействием, мы приняли решение, что в настоящее время лучшими для данной задачи являются системы на основе многокамерного ЭОП 1-го поколения с большим полем фотокатода, сочлененного оптически с быстродействующей ПЗС-камерой с кадровым переносом заряда. Для обеспечения лучшей однородности по полю для оптического переброса изображения с выходного экрана ЭОП на ПЗС лучше применять высококачественные объективы, а не оптоволоконные шайбы или конусы. Такая система, будучи оснащенной 3-камерным ЭОП на входе, обеспечивает регистрацию отдельных квантов света с отношением сигнал/шум до 100.

Важным отличием нашей системы счета фотонов от других систем такого типа является способ записи данных. Если в большинстве счетчиков фотонов для сжатия потока данных применяется запись координат только центров фотонных событий, то в нашей системе производится запись преобразованного в цифровую форму изображения (12 разрядов) форматом 512x512 элементов целиком. Это позволяет значительно повысить линейность характеристик приемника, которая снижается при центрировании одноэлектронных событий жестко-запаянными процессорами в результате т. наз. эффекта "слипания" фотонов.

Параметры двойной звезды определялись из серии спекл-интерферограмм по классической схеме накопления усредненного по всему ансамблю данных спектра мощности изображений. Для определения правильного позиционного угла пары предложен специальный алгоритм восстановления. Разработан также новый метод оценки разности блеска между компонентами. Все это позволило достичь рекордной для наземных оптических телескопов точности определения относительных расстояний и разностей блесках в кратных системах - до 0.001 угл. секунды по расстоянию и 0.2 ° по позиционному углу. Разность блеска определяется в наблюдениях с рутинной точностью 0.1-0.2 звездной величины, а для ярких звезд - 0.05 величины. Такие точности спекл-интерферометрических измерений не достигнуты ни на одном другом телескопе.

С применением нового спекл-интерферометра на телескопе БТА в 1998 - 1999 гг. выполнены измерения 150 кратных звездных систем. В последующие годы накоплен наблюдательный материал еще по сотням других объектов. Аналогичный инструмент был разработан для использования в наблюдениях на телескопе диаметром 1.52 м в обсерватории Калар Альто в Испании. Достоверность получаемого материала подтверждается сравнением наших результатов наблюдений с данными с других телескопов. Для части двойных звезд, включенных в программу наблюдений, на основе наших данных вычислены высокоточные орбиты относительного движения компонентов и определены их физические параметры.

Благодарности

Я искренне благодарен научному руководителю Балеге Юрию Юрьевичу за постановку задачи, общее руководство моей работой, постоянную помощь при разработке, создании и внедрении спекл-интерферометра в наблюдения. Без его исключительно внимательного и доброжелательного отношения выполнение данной работы было бы проблематичным.

Я глубоко признателен своему другу Романюку Иосифу Ивановичу за неоценимую помощь при обсуждении основных положений диссертации, всестороннюю поддержку и выработку эффективного плана написания труда.

Данная работа на протяжении многих лет выполнялась в Лаборатории методов астрономии высокого разрешения Специальной астрофизической обсерватории РАН. Я благодарю своих коллег и соавторов публикаций, особенно Плужника Евгения Алексеевича, за постоянную помощь и поддержку, которую они оказывали мне во время работы.

Считаю своим приятным долгом выразить благодарность заведующему Лабораторией перспективных разработок Маркелову Сергею Викторовичу и всем сотрудникам этой лаборатории за помощь в решении технических вопросов и плодотворное общение.

Хочу выразить теплые слова благодарности в адрес своей жены и друга Максимовой Валентины Михайловны за помощь и моральную поддержку на моем пути к поставленной цели.

1. Айерс и др. (Ayers G.R., at al.): 2000, JOSA, 5, 963.

2. Аллен К. (Allen С.): 2001, In"Astrophysical Quantities", Athlone Press, 1972.

3. Алтарак К. (Altarac С.): MNRAS, 322, 141.

4. Ангер Г. (Anger H.O.): 1976, Instrum. Soc. Am. Trans.5, 311.

5. Аристиди E. и др. (Aristidi E. et al.): 1999, Astron. Astrophys. 134, 545.

6. Архипова T.A. и др.: 1993, ПТЭ, 2, 146.

7. Балега И.И. и др. (Balega I.I. et al.): 2001, Astron. Lett., 27, 287.

8. Балега И.И. и др. (Balega I.I., et al.): 2002, Astron. Astrophys., 385, 87

9. Бартелт и др. (Bartelt et al.): 1984, Appl. Opt, 23, 3121

10. Барнстедт Г. и др. (Barnstedt J. et al): 1987, Mitt. Astron. Ges., 68, 240

11. Варне Т.Г. и др. (Barnes Т. et al.): 1978, MNRAS, 198, 285

12. Бидес Д. и др. (Beddoes D.R. et al.): 1976, JOSA, 66 , 1247.

13. Блази и др. (Blazit A. et al.): 1977, Astrophys. J., 214, L79.

14. Боксенберг A. (Boksenberg A.): 1972 "Auxiliary Instrum. for large Telescope".

15. Conference. ESO Center. Бонне P. и др. (Bonnet R.M. et al.): 1962. Annales de Astrophysique 25, 368. Борн M., Вольф Э.: 1973, "Основы оптики", Москва "Наука" 318. Брук У. и Содин Jl. (Brack Y.M. and Sodin L.G.): 1979, Astron. Astrophys. 87, 188.

16. Вайгельт Г. (Weigelt G.): 1977, Opt commun, 21, 55.

17. Вайгельт Г. (Weigelt G.): 1991, in: "Progress in optics", E.Wolf-ed., 295.

18. Вуд П. ( Wood P.R.): 1985, Proc. ASA 6, 120.

19. Гоффман К. и др. (Hoffman К.-Н. et al.): 1995, Astron. Astrophys., 300, 403.

20. Гэзари Д. и др. (Gezari D.Y. et al.): 1972, Astrophys. J., 173, LI.

21. Докобо Д. (Docobo J.A.): 1985, Clestial Mechan. 36, 143.

22. Дуглас и др. (Douglass G.G. et al.): 1997, Astrophys. J. Supl. Ser., Ill, 289.

23. Дудинов B.H. и др.: 1979, Докл. АН УССР, сер.А7, 550.

24. Дэйнти Д. (Dainty J.C.): 1974, MNRAS, 169, 631.

25. Дэйнти Д. (Dainty J.C.): 1980, JOSA 70, 1354

26. Дюкенуа A. (Duguennoy А.): 1987, Astron. Astrophys., 178, 114.

27. Изнар А.Н.: 1977, "Электронно-оптические приборы" Москва, Машиностр.

28. Йосс К. (Yoss K.N.): 1961, Astrophys. J., 134, 809.

29. Карасик В.Б. и Орлов М.В.: 2001, "Лазерные системы видения" Москва,

30. Из-во МГТУ им. Баумана. Корфф Д. (Korff D.): 1973, J. Opt. Soc. Am., 63, 971 Кузьменков С.Г.: 1986, АЖ, 63, 596.

31. Astrophys., v330, 585. Мирошников M.M.: 1983, "Теоретические основы оптико-электронныхприборов, Ленинград, Машиностроение, 696 Моне Д. (Monet D.C.): 1979, Astron. J., 234, 275.

32. Морган Д. (Morgan J.S.): 1989, in: "High Resolution Imaging by Interferom etry", Garching, 381.

33. Мэйсон Б. и др. (Mason B.D. et al): 2001, Astron. J., 123, 3224.

34. Накайима Т. (Nakajima Т.): 1988, In: "Proc. NOAO-ESO conf.", F.

35. Merkle -ed. Munchen, 181. Накайима Т. и др. (Nakajima Т., et al.): 1989, Astron. J., 97, 1510. Окуто И. и Кроуэл К. (Okuto Y. and Crowell C.R.): 1992, Phys. Rev.B,, 6, 3076.

36. Тимоти Дж. и др. (Timothy J.G. et al.): 1989, in: SPIE Proc. Vol. 1158, "Ultraviolet Technology III", R.E. Huffman ed., Bellingham, 104 Токовинин A.A.: 1988, "Звездные интерферометры" Гл. ред. физ.-мат. лит., М., Наука.

37. Тьебо Е. (Thiebaut Е.): 1994, Astron. Astrophys., 284, 340

38. Уокер Г. (Walker G): 1990, "Астрономические наблюдения". Москва, "Мир".

39. Уорли и Дуглас (Worley С.Е. and Douglass G.G.): 1992, in

40. Complimentary Approaches to Double and Multiple Star Reseach" (IAU Colloquium 135), H.A. McAlister and W.I. Hartkopf-eds„ San Francisco, 583. Фрид Д. (Fried D.L.): 1966, JOSA 56, 1372, Фуа P. (Foy R.): 1988, "Instrumentation for Ground Based Optical

41. Astronomy" Robinson L.B.- ed., 589, Springer-Vorlag, N.Y.

42. Фуа P. (Foy R.): 1992, Preliminary Inquiry PI/ESO/INS/92/7583/GWI, ESO, Garching.

43. Харлан Э. и Тейлор Д. (Harlan Е.А. and Taylor D.C.): 1970, Astron. J., 75, 165.

44. Харткопф Ф. (Hartkopf F.): 1986, in "Astromertric Techniques", H.K. Eichhorn and R.J. Leacock eds., 301.

45. Харткопф Ф. и др. (Hartkopf F. et al.): 1996, Astron. J., Ill, 936.

46. Харткопф Ф.и др. (Hartkopf F. et al.): 2001,"Fourth Catalogof Interferometric measurements of Binary Stars", CHARA Contr., 4.

47. Хафнейгл P. и Стенли H. (Hufnagel R.E. and Stanley, N. R.): 1964, JOSA, 54, 52.

48. Хорч Э. и др. (Horch E.P. et al.): 1994, PASP, 106, 992.

49. Хорч Э. и др. (Horch E.P. et al.): 1998, in: Proc. SPIE Vol. 3355, "Optical Astronomical Instrumentation".

50. Хорч Э. и др. (Horch E.P. et al.): 1999, Astron. J., 117, 549.

51. Чуриловский B.H. и Халилулин К.A.: 1979 "Теория и расчет призменных систем" Ленинград, Машиностроение

52. Ясинта Д. (Jasinta D.M.): 1996, Astron. Astrophys. Suppl. Ser., 118, 381.

53. ESA 1997, The Hipparcos and Tycho Catalogues, ESA SP-1200,з 9,9\ —О- ОСЬ