Моделирование и оптимизация оптико-электронных приборов с фотоприемными матрицами (1095912), страница 20

Просмтор этого файла доступен только зарегистрированным пользователям. Но у нас супер быстрая регистрация: достаточно только электронной почты!

Текст из файла (страница 20)

Многие монтировки телескопа, даже увысококачественных моделей, страдают от этой проблемы, и ситуация можетменяться между различными экземплярами той же самой модели. Проблемакритична и для гидирования, поскольку вызывает перерегулирование, и неможет быть решена эффективно с помощью программного обеспечения.Если происходит плохое гидирование по склонению и не удаетсярешить эту проблему путем настройки калибровки или агрессивности, значитвозникло залипание.

Одно из решений состоит в том, чтобы обратитьвнимание на средний дрейф по склонению и отключить корректировку вэтом направлении. Гид должен быть способен только подтолкнуть противсреднегодрейфа.Этоработаетудивительнохорошо.Некоторыепользователи преднамеренно слегка отклоняют настройку часовой оси,чтобы убедиться, что дрейф находится в устойчивом направлении. Однакоследует избегать больших отклонений, которые могут вызвать вращениеполя.Компенсация склонения.Когда телескоп направлен в область полюса, то видимое движениезвезд замедляется. Это может быть легко замечено, потому что Полярнаязвезда почти неподвижна. К сожалению, такое изменение скоростизатрагивает калибровку автогида.

Если калибровка выполнена на экваторе, тов полярной области автогид будет компенсировать слишком медленно впрямом восхождении. Если калибровка выполнена около полюса, то наэкваторе автогид необходимо перерегулировать.Очевидный путь преодоления указанной проблемы состоит в том,чтобы повторно калибровать перед каждой экспозицией.

Но это отнимаетмного времени и чаще всего не нужно. Если калибровка выполняется первыйраз, то следует ориентироваться на звезду, близкую к экватору. Используяпрограммноеобеспечение,ввестисклонениекалибровочнойзвезды.Наводить телескоп на различные области на небе, заносить новые значениясклонения, соответствующие новому положению телескопа.При использовании немецких экваториальных монтировок необходимоповернуть телескоп на 180°. Это влияет на калибровку гида, так какполностью изменяет кажущееся направление движения по оси ПВ (пpямогoвосхождения).Устранение неполадок в механике телескопа.Автогидирование - обманчиво сложное действие, фактически, этозакрытая система с обратной связью между двумя осями. Вот несколькоправил, необходимых при работе с автогидированием.Длянекоторыхкрепленийнужноустановитьскоростьгидирования вручную.

Максимально приемлемая скорость 1Х сидерическая.Если монтировка не дрейфует быстро, то рекомендуется 0,1X; иначе нужноиспользовать значения между 1Х и 0,1X.Использоватьвремякалибровки,прикоторомзвездапередвигается, примерно 20 пикселов или больше по ФПМ ПЗС. Это должногарантировать точное измерение. Увеличить это число, если монтировкаимеет значительный мертвый ход.

Проследить за движением звезды втечение времени калибровки, чтобы убедиться, что звезда путешествует потраектории формы "L" и возвращается близко к стартовому положениюпосле того, как цикл закончится.Удостовериться,монтировки выключена.чтолюбаякомпенсациямертвогоходаЕсли монтировка требует 1 с, чтобы полностью изменитьнаправление, то установка мертвого хода должна быть меньше 1 с и никогдавыше. Мертвый ход, вообще, является проблемой только для склонения, таккак звездное слежение зависит от прямого восхождения.Некоторые монтировки имеют существенное залипание по осисклонения.

Залипание заставляет монтировку продолжать движение немноговперед, когда изменено направление движения. Обычное решение состоит втом,чтобыотключитькорректировкусклонениятольководномнаправлении. Нужно отменить направление, совпадающее с направлениемсреднего дрейфа.У большинства телескопов для привода часовой оси нужно,чтобы его подтолкнули против сидерического слежения.

Если монтировкасбалансирована так, что это тянет монтировку слегка вперед, то зубцымеханизма могут подпрыгивать назад и вперед, что заканчиваетсянеудовлетворительнымгидированием,котороеневозможноисправитьавтогидом. Следует убедиться, что телескоп всегда сбалансирован так, чтоон, скорее, "поднимает вес", чем "разрешает ему падать". Это можетпотребовать балансировки телескопа по-другому, когда он направлен навосток, а не на запад.Проверить каждую ось как отдельную проблему, требующуюрешения. Ось может прекрасно работать по прямому восхождению, но плохо- по склонению. Часто решение по одной оси отличается от решения подругой.Можно отрегулировать характеристику монтировки отдельно попрямому восхождению и по склонению, осторожно изменяя параметрыручной калибровки.

На экране отображается значение скорости движениязвезды в процессе слежения. Если ось перерегулирована, то нужно увеличитьчисло, если недорегулирована, то уменьшить.Попытатьсяотрегулироватьчастотукомандобновлениямонтировки. Некоторые монтировки работают лучше всего с многократнымобновлением в секунду, в то время как другие работают лучше с болеемедленной частотой обновления.Если для анализа действия гида используется лог-файл следа, тоследует повернуть камеру так, чтобы ось ПВ стала парна оси х камеры.

Этоне требуется для гидирования, но делает лог-файл более удобным дляинтерпpета.5.2.2. Формирование изображенийМасштабирование изображения.Чтобы получать лучшие изображения, важно согласовать ПЗС-камеру соптической системой. Высокая чувствительность делает ПЗС-камерыособенно подходящими для формирования изображений с высокимразрешением.Разрешение зависит от фокусного расстояния телескопа и от размерафоточувствительных ячеек матрицы ПЗС. Чем длиннее фокусное расстояниеи чем меньше размеры ячеек, тем выше разрешение.

Слишком низкоеразрешения - и изображение будет нечетким. Слишком низкое разрешение не будет реализован потенциал инструмента полностью. Эксперимент можетдажезакончитьсямаленькимизвездамиквадратнойформы.Частосогласование может достигаться путем использования вспомогательнойоптики или биннингования. Ключ к хорошей работе достигается надлежащейвыборкой по Найквисту.Выборка по Найквисту.Согласно теореме Найквиста, для оптимальной работы нужно иметь, покрайней мере, два пиксела поперек ядра изображения звезды.

"Ядром" мыназываем полную ширину половины максимума (ПШПМ), т.е. диаметр, вкотором интенсивность звезды падает до половины ее пикового значения.Для практических целей достаточно получить от 2,5 до 3 пикселов поперекПШПМ. Для особо точной работы, например подбора фотометрическихпрофилей, требуется более высокая частота выборки, чтобы представитьточную форму изображения звезды.Есть вторая часть теоремы выборки Найквиста: отснятое изображениеявляется несовершенным представлением исходного изо6ражения; онотолько содержит всю информацию, необходимую для восстановленияисходногоизображения.Чтобыдолжнымобразомрассматриватьизображение, его нужно пропустить сквозь фильтр реконструкции.

Вцифровой системе это может быть выполнено с помощью повторнойвыборки изображения для более высокого разрешения, а затем пропускаячерез низкочастотный фильтр.Подгонка малой оптики.Для малой оптики (телескопы с диаметром зеркала до 10 см, или 4дюймов), диафрагменное число - важный фактор. Размер пиксела долженсоответствовать размеру пятна, которое для совершенной оптическойсистемы является диаметром пятна Эйри, т.е. изображения, созданногосовершенным точечным источником, например звездой. Размер пятна можетбыть рассчитан по следующей форде (пpедполaгается длина волны 0,55 мкм):где R - диаметр пятна Эйри, мкм; К - диафрагменное число; t коэффициент подгонки.Если диафрагменное число подгоняется так, чтобы размер пятна былвдвое больше размера пиксела, то получится адекватная выборка.Подгонка большой оптики.Сбои при наблюдении, случайное движение звезды, вызванноетурбулентностью атмосферы, увеличивают практический размер пятна длябольших инструментов.

В этом случае видимый диск в угловых секундах ифокусное расстояние - важные параметры. Можно вычислять размер пикселав угловых секундах, используя следующую формулу:где r - размер ячейки, угловые секунды; R - размер ячейки, мкм; f' фокусное расстояние, мм.Результат можно быстрее оценить, если округлить константу вуравнении до 200. Например, камера с датчиком, у которого размер ячейкисоставляет 9 мкм, подключена к телескопу с фокусным расстоянием 2000 мм.Размер ячейки - 9 · 200/2000 = 0,9". Для формирования изображений вастрономии с длительной экспозицией на большинстве объектов наблюдениявидимый диск часто доходит до 3...4" в диаметре.

Обычно масштабизображения в 1...2" на ячейку оптимален. При больших размерах объектаможно использовать масштаб 0,5" на ячейку; однако формированиеизображения на этом уровне требует превосходного качества оптики и оченьустойчивой монтировки или быстродействующего гида.Формирование изображений планет.Короткиеэкспозиции,используемыевходеформированияизображений планет, могут "замораживать" наблюдение и позволяютформировать изображения с полным разрешением даже с очень большимиинструментами(предполагаетсяхорошаяоптика).Формированиеизображения планет при коротких экспозициях следует начинать с масштабаизображения 0,25" на пиксел; затем методом проб и ошибок нужноопределить лучший масштаб изображения для используемого оборудования,условий наблюдения и наблюдаемой планеты.

Так как наблюдение зависитот многих обстоятельств, рекомендуется сделать много экспозиций исохранить лучшие результаты.Использование многократных экспозиций.Самый простой способ сделать снимок с длительной экспозициейсостоит в том, чтобы открыть затвор на желаемое время. Съемка с одиночнойэкспозицией, конечно, минимизирует вклад шума считывания камеры визображение. Однако при съемке астрономических объектов приходитсясталкиваться с двумя трудностями. Прежде всего телескоп должен оставатьсявыровненным по небу с погрешностью в доли угловой секунды в течениеэкспозиции.

Характеристики

Список файлов лекций