Телескопы наземной оптической астрометрии. Пинигин Г.И. - 15 стр.

UptoLike

ВУЗ: 

СПбГУ | Санкт-Петербург

Составители: 

Рубрика: 

инструментальной системы. Как результат, систематические разности (Cat-
FK5) николаевского АМК показали высокую стабильность и точность, около
0."02 -0."03 (Рис.1.1, 1.2). К тому же следует учесть, что материал на АМК
получен по меньшему числу наблюдений, чем на других МТ. Вполне
очевидно, что систематические разности (Cat-FK5) МТ классической
конструкции включают остаточные ошибки гнутия и коллимации. Высокие
результаты горизонтальных МТ в первом вертикале определяются
постоянным измерением положений звезд относительно опорного
направления коллиматора, что позволяет исключить смещения трубы и
получить более стабильную ориентировку инструмента. Вследствие этого,
уровень систематических ошибок для этого типа МТ может быть уменьшен
до уровня 0."01-0."02. Первые результаты наблюдений в 1996-98 гг. на
николаевском АМК подтверждают это.
Очень важный этап в астрометрии, включая меридианную, начался
после замены регистрирующих устройств, использующих фотоумножители на
полупроводниковые приборы с зарядовой связью (ПЗС), когда появилась
возможность с более высокой точностью и эффективностью определять
положения, параллаксы и собственные движения звезд, тел Солнечной
системы, внегалактических объектов. Благодаря высокой квантовой
эффективности, широкому динамическому диапазону и малому уровню шумов
точность ПЗС измерений положений звезд на матрице возможна до 1-2
процентов пикселя, а точность фотометрирования достигает 0.03 звездных
величин. Отсюда следует значительное повышение точности определений
положений наблюдаемых объектов и возможность наблюдения более слабых
объектов. Действительно, с ПЗС микрометром на МТ во Флагстаффе (США)
была достигнута предельная звездная величина 18.3 (V). ПЗС камеры
установлены также и на автоматических МТ в Токио, Бордо, Канарских о-вах.
Для измерения положений звезд на ПЗС матрице используется, главным
образом, способ дрейфового сканирования с накоплением (drift-scan), который
позволяет вести наблюдения длинными полосами при неподвижном МТ и ПЗС
приемнике, в то время как изображение звезды суточным движением
пересекает матрицу. При дифференциальном способе наблюдений для
регистрации достаточного числа опорных звезд длина полосы достигает двух и
более часов. При наблюдении неподвижных объектов или использовании
телескопа с часовым приводом используется кадровый режим (stare mode).
Положения определяемых звезд измеряются относительно опорных из
наиболее точных и многочисленных каталогов, таких как HC, TC-2, USNO-
A2.0. Впрочем, первый из-за своей малочисленности можно использовать лишь
при длинных полосах. Однако, изменения инструментальных параметров и
атмосферной рефракции будут деформировать длинную полосу по прямому
восхождению и склонению. Для учета инструментальных ошибок из-за
смещения телескопа и ПЗС матрицы используется лазерная система
контроля. На горизонтальном МТ, имеющем возможность наблюдений звезд
одновременно с автоколлимационными измерениями без изменения установки
трубы по зенитному расстоянию использование метода наблюдений полосами
наиболее эффективно.
С появлением ПЗС матриц стало возможным выполнение массовых
наблюдений небесных объектов при обязательном наличии системы
программного управления МТ (СПУ). Обычно СПУ реализуется на базе двух

Страницы