|
|
 |
| Астроклиматические исследования |
|
 |
|
|
|
|
|
Полярная труба |
|
|
Фотоэлектрического прибора (ФЭП) |
|
Фотоэлектрический прибор (ФЭП) В.П.Щеглова |
|
|
Интерферометр когерентности с зеркалом Ллойда (ИКЗЛ) |
|
Фотоэлектрический регистратор атмосферного дрожания (ФРАД) |
|
|
Однолучевой прибор (ОЛП) |
|
Двухлучевой прибор (ДЛП) |
|
|
Монитор дифференциальных дрожаний изображений звезд DIMM |
|
GSM (Generalized Seeing Monitor) |
|
|
Измерение метеопараметров |
|
Исследование прозрачности |
|
|
|
| Полярная труба ( наверх ) |
В 1965 г. М.Уокером был описан астрономический прибор - полярная труба. Его создатели не претендовали на разработку высокоточного количественного
метода измерения атмосферного дрожания, но обратили внимание на простоту аппаратуры и воспроизводимость получаемых на ней результатов. Авторы ставили
перед собой следующие задачи:
- Создать транспортабельный прибор, который можно устанавливать в любом пункте.
- Сделать конструкцию достаточно простой и надежной, чтобы калибровка не менялась при перевозке.
- Сделать установку прибора достаточно жесткой, чтобы он мог работать без павильона даже при сильном ветре.
- Достичь простоты обращения с прибором, чтобы им могли пользоваться наблюдатели с минимальной подготовкой.
- Прибор должен позволять оценивать качество изображения объективно, отличать "хорошее" качество изображения, когда диаметр звезды в крупном
телескопе равен 1".0 - 2".0, от "отличного" с диаметром изображения 0".5 или меньше.
Этот прибор состоит из двухлинзового объектива диаметром около 16см с фокусным расстоянием 190см и визуальной коррекцией трубы и окулярной части. Труба установлена
неподвижно, но может наводиться на Полярную звезду при любом ее положении; для этого она снабжена толкающими винтами на окулярном конце. Труба устанавливается на
бетонный столб высотой до 2 м. и на нем можно работать при скоростях ветра до 7-10 м/сек.
Во время наблюдений звезда наводиться в центр поля зрения трубы, после чего снимается окуляр и заменяется 35-мм зеркальным фотоаппаратом с увеличительной системой с
фокусным расстоянием 18 мм, дающим масштаб на фотопленке около 15".5 /мм. Отснятые пленки проявляют в строго стандартных условиях, в экспедиционных условиях пленки
не проявляются, а их отправляют на Ликскую обсерваторию (Калифорния, США) - М. Уокеру, где он производил оценку качества изображения.
Первый астроклиматической работой, в которой применялась полярная труба, был калифорнийский обзор, начатый 1965 году с целью нахождения нового места для Ликской
обсерватории, на котором можно было успешно вести работы по фотометрии и спектрографированию слабых объектов.. Полярная труба стала применяться эпизодически и для
обследования таких обсерваторий как Кит Пик, Серро Тололо, Сан Педро Мартир (Мексика) и Маунт Мак Кинли (Австралия). Основная задача этих работ состояла в сравнении
качества изображения в единой системе прибора. Наилучшее измеренное качество изображения составляло 0".70 на Серро Тололо и 0".50 на Юниперро. Все наблюдения, полученные с
полярной трубой, к зениту не приводились, так как считалось, что измерения на высоте полюса лучше характеризуют реальные условия астрономических наблюдений.
|
|
|
| Фотоэлектрический прибора (ФЭП) ( наверх ) |
|
Гейдельбергские астрономы не фотографировали как Уокер Полярную звезду, так как, при этом регистрируется лишь весьма узкий участок спектра.
В связи с этим ими было принято решение создать фотоэлектрический прибор для регистрации качества изображения. Фотоэлектрические приборы были выполнены
по схеме, разработанной на обсерватории Хэла. |
Фотоэлектрический прибор для исследования
астроклимата,
разработанный на обсерватории Хэла
|
|
Прибор имеет подвижный непрозрачный нож, автоматически наводящийся на центр звезды с помощью электромеханического преобразователя,
управляемого разностью фототоков двух ФЭУ, один из которых установлен до, а второй - после ножа. Сигнал снимается с устройства, двигающего нож, и
обрабатывается с помощью электронной схемы таким образом, что получается среднеквадратичное значение его флуктуации в полосе от 0.1 Гц до 40 Гц.
Калибровка прибора производится качанием стеклянной плоскопараллельной пластинки, установленной перед ножом и смещающей изображение звезды на 2".0.
Эти приборы могли работать по звездам ярче 3m. Таких приборов было изготовлено три, которые взаимно калибровались и сравнивались с фотографическими
снимками дрожания в телескопе. С помощью фотоэлектрического прибора были проведены измерения на обсерватории Ла Силла (Чили), на котором уже функционировал
1.5м телескоп, установленный на башне высотой 20м. Кроме этого были измерены качества изображения на Юго-западе Африки и средиземноморских пунктах. |
|
|
| Фотоэлектрический прибор (ФЭП) В.П.Щеглова ( наверх ) |
|
Другим прибором для измерения качества изображения является фотоэлектрический прибор ФЭП В.П.Щеглова.
ФЭП - портативный экспедиционный прибор с диаметром объектива D=35мм. |
Оптическая схема фотоэлектрического прибора В.П.Щеглова
|
|
В этом приборе объектив и микрообъектив строят изображение звезды на краю зеркального ножа
и их эквивалентное фокусное расстояние равно 18м. Светофильтр (СЗС-8 толщиной 5мм) расположен между
микрообъективом и зеркальным ножом. Полоса пропускания оптического триплета центрирована на длину волны
5500Å и имеет ширину 1200Å. Световой поток, соответствующий одной части изображения звезды отражается от
зеркального ножа и через линзу Фабри попадает на боковой ФЭУ. Другая часть светового потока попадает на другой ФЭУ.
Прибор измеряет разность этих двух световых потоков, которая является мерой углового смещения центра тяжести изображения
звезды, относительно края зеркального ножа по одной координате. Если смещение существенно меньше размера изображения звезды,
то разность световых потоков прямо пропорциональна величине углового смещения центра тяжести изображения звезды. В работе
Щеглова и Гурянова приведены результаты исследования атмосферного качества в некоторых пунктах, которые исследовались с
помощью ФЭП. Наиболее благоприятной оказалась статистика атмосферного качества изображения, измеренного в обсерватории на
горе Санглок в Таджикистане (медиана = 0".7, 39% оценок < 0".6), и на горе Майданак в Узбекистане (медиана =1".0 , 1, 6% оценок < 0".6). |
|
|
| Интерферометр когерентности с зеркалом Ллойда (ИКЗЛ) ( наверх ) |
Для определения атмосферного качества изображения был разработан интерферометр когерентности с зеркалом
Ллойда (ИКЗЛ). Принцип его действия совершенно иной, нежели у ФЭП - Щеглова. На фотопленке регистрируется с
длительной экспозицией изображение интерференционной картины от двух наложенных друг на друга половин входного зрачка
телескопа. Изображения зрачка - прямое и зеркальное, поэтому по мере удаления от линии разреза возрастает база, т.е.
расстояние между интерферирующими участками. Возрастает и случайная разность хода, вносимая атмосферой и уменьшающая
контраст полос при длительной экспозиции. Спектральная чувствительность прибора простирается от 4800Å до 6000Å.
Средняя длина волны 5400Å.С помощью этого прибора измерено медианное значение качества изображения на Западной вершине горы Майданак,
оно равнялось = 0".87 в 1990г.
Весьма существенный недостаток ИКЗЛ заключается в том, что любые смещения изображения звезды во время
экспозиции перпендикулярные зеркалу приводят к падению контраста полос и будут практически неотличимы от атмосферного дрожания.
Приходится очень тщательно юстировать параллактическую монтировку телескопа, чтобы он точно сопровождал звезду хотя
бы по одной координате (по склонению). |
|
|
| Фотоэлектрический регистратор атмосферного дрожания (ФРАД) ( наверх ) |
|
|
| Однолучевой прибор (ОЛП) ( наверх ) |
|
|
| Двухлучевой прибор (ДЛП) ( наверх ) |
Среди использовавшихся инструментов особого внимания заслуживает ДЛП - двухлучевой прибор. Качество изображения с помощью ДЛП
оценивалось визуально, что не позволяет использовать их для серьезного сравнения с данными других приборов. Однако идея этого прибора является
наиболее совершенной. Она была предложена Штоком и Келлером еще в 1960г. и состояла в измерении относительных движений двух изображений
одной и той же звезды, построенных разными участками объектива. Одним из достоинств дифференциального метода измерения качества изображения
является возможность фильтрации механических дрожаний самого инструмента из измеряемых дрожаний, обусловленных атмосферной нестабильностью.
Весной 1960 года с помощью ДЛП начались наблюдения на нескольких вершинах в районе городка Викулья (Чили).
Наблюдения показали, что на вершинах этого района качество изображения лучше, количество ясных ночей больше, а ветер слабее,
чем в горах в окрестностях Сантьяго. В течение 1960 года изучались вершины Тололо, Морадо и Бланко, а в 1961 году начались наблюдения
на Серро Чеко и Панетто (Чили). Это были первые наблюдения на двухлучевом приборе.
В 1968 году, в Государственном Астрономическом институте им. Штернберга (Россия) были разработаны
и изготовлены два экземпляра ДЛП по оптической схеме Штока.
Один из этих инструментов был установлен на Западной вершине горы Майданак. |
Оптическая схема двухлучевого прибора
|
|
База двухлучевого прибора составляет 215см. На двух краях прибора имеются высококачественные объективы диаметром
100мм, светосилой 1:5. Имеются два юстировочных зеркала, сводящие изображения звезды в одну точку, а также фильтр позволяющий
уменьшить влияние хроматизма объективов, с 5120Å и полушириной 660Å. В фокальной плоскости объектива микроскопа можно визуально
изучать дифференциальное дрожание звезд и фотографировать следы с помощью 35мм камеры. Время экспозиции на ДЛП равно времени, за
которое изображение звезды на пленке проходит расстояние, равное диаметру дифракционного диска (для Полярной звезды оно равно 8 секундам). |
|
|
| Монитор дифференциальных дрожаний изображений звезд DIMM ( наверх ) |
При разработке приборов используются различные методы измерения атмосферного качества изображения.
В 60-ые годы Штоком и Келлером был предложен дифференциальный метод измерения качества изображения.
Одним из достоинств этого метода является возможность фильтрации механических дрожаний самого инструмента из
измеряемых дрожаний, обусловленных атмосферной нестабильностью. Идея метода состоит в измерении относительных движений
двух изображений одной и той же звезды, построенных разными участками объектива.
С появлением высококачественных и доступных координатно-чувствительных приемников эта идея была заново воплощена в жизнь
специалистами Европейской Южной Обсерватории Сарацином и Роддье, которые использовали
ПЗС матрицу для объективной оценки смещений двух изображений звезды относительно друг друга.
Созданный прибор они назвали DIMM-монитором дифференциальных дрожаний изображений звезд.
|
DIMM монитор, Майданак
Инструмент доставлен с обсерватории Параналь
|
Измеритель дифференциальных дрожаний изображений звезд
- DIMM (Differential Image Motion Monitor), разработанный
специалистами Европейской Южной Обсерватории впервые был
использован при выборе места для четырех 8-м телескопов
в обсерватории Параналь в Чили. На сегодняшний день этот
прибор считается эталонным для оценки качества атмосферного
изображения. Летом 1996 года в Астрономическом институте
АН РУз совместно с астроклиматической группой Европейской
Южной обсерватории (ЕЮО) были начаты исследования астроклимата
горы Майданак с помощью DIMM монитора для получения статистически
значимых данных о качестве атмосферного изображения на
горе Майданак. DIMM монитор был доставлен на Майданакскую
высокогорную обсерваторию с обсерватории Параналь. Чтобы исключить влияние приземного слоя инструмент
был установлен на платформе высотой 5 м. В настоящее
время четыре обсерватории, включая Майданакскую,
систематически проводят измерения качества изображения
с взаимокалиброванными DIMM инструментами - это : ОРМ,
Испания (2400м); Ла Силла,
Чили (2440м); Паранал, Чили
(2660м); Майданак, Узбекистан
(2600м);
|
Схема расположения объектов на Майданакской обсерватории,
указаны высота основания объекта над уровнем моря (H) и высота над почвой (h).
|
Упрощенный и переносной вариант стандартного DIMM-телескопа, установленного на Майданаке, подробно описан в работе.
Он изготовлен на основе стандартного телескопа Celestron-11 системы Кассегрена-Шмидта с фокусным расстоянием 2800мм.
Главное зеркало М1 имеет диаметр 279 мм, а диаметр вспомогательного гиперболического зеркала М2 равен 76мм.
|
Оптическая схема DIMM-инструмента: M1-главное зеркало;
М2-вспомогательное гиперболическое зеркало;
W1-входное окно; W2-входное окно с призмой-клином.
Два изображения звезды разделяются при помощи призмы на W2.
|
На передней части рефлектора имеются два входных окна W1 и W2 с диаметрами по 80мм и расстоянием между их центрами 200мм.
На одном из окон (W2) установлена призма с преломляющим углом в 195 угловых секунд, толщиной 12мм. В этом случае из-за расщепления параллельного луча, в фокальной плоскости
кассегреновской оптики, строятся два изображения одной и той же звезды. При использовании кассегреновской оптики с f/10 ("Celestron-11), угол
поля зрения одного пикселя составляет 0.73 угловой секунды. Для регистрации звезд с V от 1.5m до 2.5m на входных окнах W1 и W2 были
установлены 80 мм диафрагмы, а для звезд ярче 1.5m используются 50 мм диафрагмы. Номинальный фокус в приборе DIMM считается тогда,
когда расстояние между двумя изображениями звезды составляет 121 пиксель.
В качестве светоприемника используется астрономическая ПЗС-камера ST-5 (TC-255 ) фирмы SBIG (Santa Barbara Instrument Group)
с квадратными пикселями размером 10х10 мкм. Сигнал о яркости изображения звезды, считываемый с ПЗС, поступает на предварительный усилитель,
собранный по схеме с двойной коррелированной выборкой.
|
Блок схема прибора DIMM
|
|
Далее усиленный и обработанный сигнал поступает в микроконтроллер типа 80188 с опорной
частотой 9.2МГц. В микроконтроллере имеются 14-разрядный аналого-цифровой преобразователь, кадровые запоминающие устройства для хранения
темнового сигнала и сигнала яркости, накопитель изображения двойной точности, преобразователи уровней до напряжений необходимой для управления
ПЗС матрицей и блок питания. Связь между компьютером с микроконтроллером осуществляется через последовательный интерфейс RS-232. Для уменьшения
тепловых шумов ПЗС имеется термоэлектрический холодильник на эффекте Пельте, который создает перепад температуры до -25°С. Так как время экспозиции
мало 10мс и 20мс с циклической частотой 5Гц он не используется. В приемнике только две подрешетки в 16х16 пикселей оцифровываются и переводятся в
компьютер через 14-битный последовательный интерфейс. Положение двух центроидов внутри подрешетки определяется после каждой экспозиции.
Абсолютное положение двух центроидов в координатах ПЗС устанавливается автослежением в моменты между экспозициями для корректировки ошибок движения телескопа.
Масштаб пикселя определяется требуемой точностью в определении позиций центроидов двух изображений. Каждый переданный кадр подвергается некоторому отбору
перед определением центра тяжести изображения. Из-за маленького размера апертуры, атмосферные мерцания довольно сильные, а из-за его широкого разделения в
плоскости зрения уровни мгновенной интенсивности двух изображений не одинаковы. Если общее освещение в ячейках меньше, чем порог, то измерения не принимаются
во внимание и цикл возобновляется. Темновое поле матрицы постоянно считывается как среднее отдельной экспозиции. Для дальнейшей поддержки постоянного числа
пикселей в процессе определения центроида берется адаптивный порог для каждого пятна, как функция максимального значения пикселя. Все элементы ПЗС приемника
под порогом устанавливаются в нуль и в конце экспозиции вычисляются стандартное отклонение относительной мощности и интенсивности.
|
Программное обеспечение прибора, было написано Питером Вудом (Peter Wood) на языке Турбо Паскаль,
и работало под операционной системой MS-DOS.
|
Внешний вид наблюдательной программы, работающей под ОС MS-DOS
|
Стандартная процедура наблюдения на мониторе DIMM заключается в слежении за звездой ярче 2.5m, зенитное расстояние
которой не превышает 30° в течение не менее двух часов наблюдений, что позволяет приводить наблюдения к зениту с достаточной точностью.
Эквивалентное значение длинноэкспозиционного качества изображения вычисляется на основе среднеквадратических величин дифференциальных
смещений, измеряемых каждые 4 минуты вдоль и перпендикулярно оси входных отверстий. Это достигается усреднением серий по 50 измерений с
экспозициями t1=10 и t2=20 мс. Такой низкий темп измерений обусловлен низкой скоростью выполнения операций по определению центра тяжести изображения
и других, осуществляемых микроконтроллером ПЗС-приемника ST-5.
|
В 1997 г. из-за попадания разряда молнии, прибор DIMM, установленный на Майданаке, вышел из строя.
Были заменены ПЗС-матрица и вышедшие из строя части электроники, и таким образом прибор был восстановлен в том же году.
Так как составные части прибора были другие, в том числе и ПЗС-матрица, появилась необходимость экспериментального исследования инструментальной ошибки
определения координат звезды в приборе DIMM-5.
Программное обеспечение эксперимента было составлено Ю.Тиллаевым. Лабораторная установка была собрана Султановым Х.Б. [2005]. Анализ проведенных измерений показал,
что точность определения центроида изображения в угловых единицах составляет 0".01[Султанов и др., 2004], что удовлетворяет требованиям, предъявляемым к данному типу мониторов.
|
Сразу же после начала наблюдений в 1996 г. были обнаружены некоторые недостатки наблюдательной программы.
В частности, из-за частых сбоев в электроснабжении и отсутствия источника бесперебойного питания, происходила потеря наблюдательных данных.
Это было вызвано тем, что программа сохраняла на диске данные за последний сеанс наблюдений, который по продолжительности составлял до четырех
часов, только в случае корректного выхода из программы. А в случае аварийного отключения данные терялись безвозвратно.
Этот и другие критические недостатки были устранены путем внесения изменений в наблюдательную программу (Тиллаев, 2005).
Несмотря на это имело место много других недостатков и неудобств:
- Ограниченные возможности операционной системы MS-DOS, нестабильность и невозможность использование компьютера параллельно с наблюдениями (отсутствие многозадачности);
- Невозможность визуального контроля над формой звезд, так как отображаются крестики вместо звезд;
- Отсутствие возможности приостановки измерений для фокусировки. Из-за изменений температуры меняется
фокус оптической системы телескопа, поэтому фокусировку необходимо делать несколько раз в течение ночи.
Фокусировка без приостановки программы приводит к появлению нереально больших значений качества изображения;
- Не отображается окончательное значение качества изображения с учетом эффектов ограниченного времени экспозиции;
- Оценки имеют большой статистический шум из-за того что скорость обмена данными между ПЗС-камерой ST-5 и компьютером низка,
так как камера, была подключена через последовательный порт;
- Минимальное время экспозиции ПЗС-камеры ST-5 составляет 10 ms, этого времени может быть много для того чтобы "заморозить" атмосферу.
Т.е. атмосфера может меняться в течение времени экспозиции
В начале 2007 г. были начаты работы по созданию новой
наблюдательной программы DIMM-прибора на базе ПО роботического прибора RoboDIMM
обсерватории Серро Тололо (http://www.ctio.noao.edu/telescopes/dimm/dimm.html), созданной на
языке программирования Visual C++ (6 версия). В здании Астрономического института была оборудована комната с оптическим столом
для предварительной наладки программы. К концу апреля месяца первая рабочая версия программы была протестирована в лабораторных условиях.
|
Внешний вид новой наблюдательной программы
|
В мае 2007 г. в Самаркандской обсерватории на территории ядерно-физической лаборатории СамГУ, успешно были проведены тестирование и запуск новой программы.
Новое ПО не только устранило недостатки старой наблюдательной программы, но также имеет множество преимуществ.
В их числе можно приводить такие возможности как озвучивание значения фокуса, сохранение изображений в файл,
автоматический поиск звезды в окрестности, использование фильтров для контроля входящего потока света и др.
Программа была написана Тиллаевым Ю.
|
С 1996 года монитор DIMM использовался на Майданаке на обеих вершинах (восточной и западной), при определении места для
Самаркандской учебной обсерватории, при определении места для Андижанской учебной обсерватории, на плато Суффа (район установки РТ-70).
Многолетние наблюдения с использованием прибора DIMM, показали, что этот монитор является высокоточным и надежным инструментом для изучения качества ночного изображения.
|
|
|
| GSM (Generalized Seeing Monitor) ( наверх ) |
|
|
| Измерение метеопараметров ( наверх ) |
Изучение метеорологических условий в астропунктах
является ежедневной задачей астроклиматических исследований.
Наибольший интерес представляют следующие метеопараметры:
- Температурный режим в пункте наблюдения (суточный
и годовой ход, амплитуды колебаний, абсолютные значения
минимумов и максимумов);
- Средние значения силы ветра на различных
высотах в атмосфере, суточный и сезонный ход, максимальные
и минимальные значения, роза ветров.
- Относительная влажность воздуха,
частота туманов;
При исследованиях применялись различные системы для измерения и мониторинга метеопараметров.
Метеоплощадка, оснащенная станционным психрометром, волосяным гигрометром, чашечным анемометром Фусса,
флюгером, барометром анероидом, а также почвенным термометром, недельным барографом, гигрографом и термографом.
Впервые для исследования инверсионного слоя на Майданаке применялись привязные аэростаты с
подвешенными чувствительными датчиками, термопары, высокочувствительная малоинерционная аппаратура для
исследования тонкой структуры ветровых пульсаций.
В 1972 на Майданаке была создана метеостанция, удовлетворяющая всем требованиям стандарта УГМС.
В состав метеостанции входили:
- Ветро-демпфирующая плоскость;
- Площадка для исследования покрытий башни;
- Площадка для установки фотоэлектрического регистратора дрожания;
- Сигнальная мачта;
- Актинометрическая стойка;
- Стойка для измерения градиента ветра;
- Бункер для размещения регистрирующей аппаратуры и наблюдателя;
- Датчики пульсаций температуры и ветра;
В 2002г. на Майданаке была смонтирована метеорологическая мачта высотой 25.5м.
Метеомачта обыла оснащена несколькими парами микротемпературных датчиков,
а также метеодатчиками температуры, влажности и ветра. Температурные датчики были установлены на мачте на следующих уровнях
высоты : 3.0, 5.5, 9.0, 12.5, 16.0, 19.5, 23.0, 25.5 м.
В 2000 г. на платформе DIMM-инструмента вместо использовавшихся ранее анемометра и термометра
была установлена автоматическая метеостанция Basic Weather Station (BWS) британской компании Campbell Scientific,
приобретенная в рамках проекта INTAS. Метеостанция начала работать непрерывно днем и ночью, независимо от погодных условий.
Метеостанция ведет автоматическую регистрацию скорости и направления ветра,
температуры и относительной влажности воздуха.
|
Автоматическая метеостанция BWS (справа)
рядом с DIMM-инструментом на платформе высотой 5 м.
|
|
Встроенный регистратор данных (datalogger) CR510 может хранить в памяти до 62000 значений.
Его электропитание поддерживается аккумуляторной батареей и солнечными элементами .
Стандартная программа PC200W позволяет установить временной интервал усреднения данных,
причем можно выбрать до 3 интервалов. В нашем случае время усреднения было установлено равным 2 и 60 минутам.
Чтение данных в компьютер производится через последовательный интерфейс; при исправной работе
аккумуляторов можно без потерь загружать данные один раз в месяц или реже. Измеряемый диапазон
скорости ветра - от 0 до 50 м/с, точность измерения скорости ветра - 0.5 м/с, точность определения направления ветра - 5°.
Направление ветра записывается в градусах, 0° соответствует северному ветру, а 90°-восточному.
Точность определения температуры составляет 0.35°C при -10°C, и 0.6°C при +60°C. Точность измерений
относительной влажности - 2% при 10%, 3% при 90% и 6% в интервале значений влажности 90-100%. |
|
|
| Исследование прозрачности ( наверх ) |
|
Прозрачность атмосферы исследовалась фотоэлектрическим (широкополосная фотометрия), спектральным и радиометрическим методами. |
|
|
