Автоматические меридианные телескопы (АМТ)

Наземные оптические телескопы

История астрометрии характеризуется постоянным стремлением повышения точности определения координат небесных объектов, координат и других астрометрических параметров (собственных движений, параллаксов и др.). Это существенно зависит от возможностей техники и особенно заметно за последние 400 лет после изобретения телескопа. Астрономический телескоп из малого самодельного устройства для визуальных наблюдений превратился в большой программно-управляемый инструмент с цифровой регистрацией результатов наблюдений, обладающим 2-мя важнейшими свойствами – 1) сбора света с помощью зеркала (объектива) большего диаметра для обнаружения более слабых и удаленных обьектов, 2) высокое угловое разрешение для наблюдения и изучения этих малых и слабых обьектов. Все это послужило причиной коренных изменений и колоссального прогресса, как в традиционной позиционной астрономии, так и вообще в астрономии по множеству направлений исследований.

Телескопы различают по:

Оптической схеме – рефрактор линзовый

Телескоп Г.Галилея, 1609г (Кеплер, 1611г)

Телескоп Галилея имел в качестве объектива одну собирающую линзу (D 3- 6см), а окуляром служила рассеивающая линза. Такая оптическая схема даёт неперевернутое (земное) изображение. Главными недостатками галилеевского телескопа являются очень малое поле зрения и сильная хроматическая аберрация. Такая система все ещё используется в театральных биноклях, и иногда в самодельных любительских телескопах.

Телескоп Галилея-Кеплера. Иоганн Кеплер в 1611 г. усовершенствовал телескоп, заменив рассеивающую линзу в окуляре собирающей. Это позволило увеличить поле зрения и вынос зрачка, однако система Кеплера даёт перевёрнутое изображение. Преимуществом трубы Кеплера является также и то, что в ней имеется действительное промежуточное изображение, в плоскость которого можно поместить измерительную шкалу. По сути, все последующие телескопы-рефракторы являются трубами Кеплера. К недостаткам системы относится сильная хроматическая аберрация, которую до создания ахроматического объектива устраняли путём уменьшения относительного отверстия телескопа (увеличением фокусного расстояния - трубы).

рефлектор зеркальный,

Система Ньютона (Исаак Ньютон, 1671г)

Здесь плоское диагональное зеркало, расположенное вблизи фокуса, отклоняет пучок света за пределы трубы, где изображение рассматривается через окуляр или фотографируется. Главное зеркало, диаметром D30см параболическое, но если относительное отверстие не слишком большое, оно может быть и сферическим.

Система Кассегрена

Схема была предложена Лореном Кассегреном в 1672 году. Это вариант двухзеркального объектива телескопа. Главное зеркало большего диаметра вогнутое (в оригинальном варианте параболическое) отбрасывает лучи на вторичное выпуклое меньшего диаметра (обычно гиперболическое). Система несвободна от аберрации и комы. Имеет большое число как зеркальных модификаций, включая схему Ричи-Кретьена, со сферической формой поверхности вторичного или первичного зеркала, так и зеркально-линзовых.

Отдельно стоит выделить систему Кассегрена, модифицированную советским оптиком Д. Д. Максутовым — систему Максутова-Кассегрена, ставшую настолько популярной, что является одной из самых распространённых систем в астрономии, особенно в любительской.

времени развития – рефракторные (максимум до D102см., 1897г), рефлекторы до D1.2 м в 1786-89гг и более до Д8-11м (1980гг.), D42м-100м (проекты на ближайшие 10-20 лет);

диапазонам длин волн – оптические (0.5 микрон – видимый свет), ИК, радиоастрономические (мм, см, м диапазоны длин волн), рентгеновские, гамма;

назначению – меридианные телескопы, астрографы (для определений координат, собственных движений и параллаксов), астрофизические (фотометрия - яркость, спектры - состав, температура и пр. параметры);

приемникам регистрации- визуальный, фотографический,фото-электрический, ТВ, ПЗС, радио, рентгеновский, гамма, нейтринный и т.п.;

размерам - распределение наземных оптических телескопов (действующих и проектируемых) представлено в табл.1.1 в зависимости от размеров обьектива (малые телескопы) и оптики (линзовой и зеркальной).

Табл.1.1

Качество телескопов определяют 3 основных параметра:

· Эффективная площадь оптики S (S= π·r² , где r – радиус объектива)

· Угловое разрешение Δφ - минимальное угловое расстояние, на котором регистрируются две звезды отдельно)

· Поле зрения – угловой размер участка неба, на котором одновременно регистрируются небесные светила (от угловых секунд до градусов)

Автоматические меридианные телескопы (АМТ)

В группу малых телескопов входят широко распространенные ранее меридианные круги, предназначенные для позиционные измерений (Табл.1.2). Для оснащения современных наземных AMT использованы последние технические достижения: - ПЗС приемники с высокой чувствительностью; - программное управление при наблюдениях, режим удаленного доступа; - обработка и хранение данных наблюдений с высоко-эффективными компьютерными средствами, CD-ROM; - информационные сети, интернет и пр.

Табл.1.2. Автоматические меридианные телескопы (АМТ)

Рис. 1.1 Общий вид АМТ FASTT Рис. 1.2 Общий вид АМТ CAMC.

Николаевский Аксиальный меридианный круг АМК

(http://www.mao.nikolaev.ua)

Принципиальные особенности телескопа АМК состоят в том, что его горизонтальная труба расположена в первом вертикале, а объектив трубы жестко соединен с оптическим узлом в виде призмы из двух плоских зеркал (Рис.1.3. Отражающая (диагональная) поверхность оптического узла наклонена под углом 45 градусов к визирной оси трубы.

Для наблюдения звезды в меридиане труба вместе с оптическим узлом поворачивается в лагерах вокруг своей оси посредством механизма наведения, устанавливаясь по зенитному расстоянию таким образом, чтобы изображение звезды после отражения от диагональной поверхности оптического узла поступало в окулярный микрометр. Контроль положения главной трубы относительно горизонтального опорного направления, задаваемого неподвижным длиннофокусным коллиматором производится автоколлимационными измерениями через центральное отверстие в оптическом узле.

Из достоинств АМК можно отметить более определенное положение трубы за счет привязки к устойчивому коллиматору, отсутствие гнутия (кроме деформаций оптического узла), отсутствие удвоения ошибок лимба, зеркала; используется лишь одна труба. Однако, высоки требования к стабильности геометрических характеристик оптического узла, а также жесткости системы труба-зеркало при их совместном вращении.

Аксиальный меридианный круг (АМК) - современный телескоп-робот, который имеет уникальные особенности конструкции (Г. Пинигин, А. Шульга. Патент 35905А, от 16.04.01). Его характеристики находятся на уровне лучших зарубежных меридианных телескопов, а по некоторым показателям (весовые и термические деформации) даже превосходят их. АМК был введён в действие в 1995 году(см. рис.1.4). Учитывая уникальные особенности телескопа, АМК был включен в перечень научных объектов, которые составляют Национальное достояние государства постановлением КМ Украины от 19 декабря 2001 года №1709.

Рис. 1.3 Принципиальная схема АМК.

Технические данные ПЗС АМК:

- главная труба – диаметр обьектива 180mm, фокусное расстояние F2480mm; автоколлиматор - обьектив 180mm, F2480mm;

- ПЗС камера главной трубы - S1C (1040x1160, размер пискселя 16x16μm², масштаб 1².33\pix, поле зрения (24¢´28¢);

- метод наблюдений: а) сканирование (drift scan) – размер полосы 24¢´200¢ при длительности наблюдений 13 минут; б) кадровый режим (stare mode) для неподвижных обьектов в поле зрения;

- привод – точность позиционирования ±4²; мак.угл.скорость 150⁰/мин.

- отсчет разделенного круга осуществляется 4-мя ТВ ПЗС камерами (760´580) с точностью среднего отсчета ±0².05;

-система автоматического управления АМК обеспечивает режим наблюдений звезд 8.5¸16 величин с контролем метеоданных и параметров телескопа

Рис.1.4. Николаевский Аксиальный меридианный круг (АМК)

Конструкция АМК включает горизонтальный телескоп в первом вертикале (1), который может вращаться вокруг своей оси в двух специальных лагерах (2), и неподвижный длиннофокусный автоколлиматор (5). В фокальной плоскости телескопа установлен прибор с зарядовой связью (ПЗС камера(3)) для регистрации моментов прохождения звёзд через плоскость меридиана. Оптико-механическая система (ОМС) АМК установлена на двух отдельных фундаментах в одном павильоне. Телескоп с центральным оптическим узлом, микроскопы для отсчета лимба и объектив автоколлиматора установлены на западном фундаменте (4).

С трубой телескопа связан центральный оптический узел, который состоит из диагональной призмы (2) и стеклянного лимба (3). Призма имеет две зеркальные плоскости под углом 45° между ними. Диагональная зеркальная плоскость отражает световой поток от небесных тел в объектив телескопа (1) с точность ±20", что обеспечивает отражение светового потока от искусственных меток в объектив автоколлиматора. Через небольшое отверстие в центре призмы можно наблюдать метки автоколлиматора и регистрировать их положения в фокальной плоскости телескопа. Это позволяет определять координаты небесных тел относительно положения неподвижного автоколлиматора и рассчитывать параметры инструмента. Погрешности системы инструмента составляют величину от ±0."02 до ±0."03.

Программы наблюдений на АМК (выполненные, действующие и перспективные):

Современная роль наземной меридианной астрометрии состоит в поддержке и расширении опорной системы ISRF/HIPPARCOS на более слабые объекты. Реализация этих программ стала возможной благодаря применению чувствительных ПЗС- приёмников излучения, что сделало возможным использовать массовые наблюдения звёзд и других небесных объектов на современном уровне точности.

В 1996-98 годах на АМК выполнялись регулярные наблюдения с целью уточнения положений звёзд в площадках вокруг 188 внегалактических радиоисточников. Это были наблюдения в режиме автоматического управления, которые проводились с использованием ПЗС камер телескопа и автоколлиматора, фотоэлектрической системы отсчета лимба, привода наведения телескопа по склонению, управляющего компьютера. По результатам наблюдения получен каталог положений 15000 звёзд. Каталог в основном содержит звёзды от 12 до 15 величин с положениями на эпоху J2000.

В 2002 году на АМК проводились наблюдения звёзд в узкой экваториальной зоне ±7.5⁰ с пятикратным перекрытием сканов с целью получения положений звёзд 10 — 15 звёздной величины и создания опорного каталога для обработки наблюдений искусственных геостационарных спутников. По результатам наблюдений получен каталог положений 11563 звезд с точностью 105 mas и 115 mas по прямому восхождению и склонению соответственно. Каталог содержал звёзды прямых восхождений от 17 до 21 часа.

С 2003 по 2005 год на АМК проводились наблюдения эклиптикальной зоны с целью создания каталога звёзд в протяженных астрометрических калибровочных площадках вокруг внегалактических радиоисточников. По результатам выполнения проекта был получен звёздный каталог в 15 калибровочных площадках, равномерно расположенных по прямому восхождению, которое наблюдалось от 6 до 25 раз. Средняя точность каталожного положения звёзд в калибровочных площадках составляет 72 и 91 mas соответственно по прямому восхождению и склонению.

В 2008-2009 годах программа наблюдений эклиптикальной зоны была продолжена с целью получения астрометрических параметров звёзд в протяженных астрометрических калибровочных площадках. Зона наблюдений была расширена на 53 площадки размером 7.5⁰ х 1⁰, которые размещены достаточно равномерно в зоне склонений ±10⁰ эклиптики, и площадки, в которых находятся звёзды с большими собственными движениями. По результатам наблюдений получен каталог положений и собственных движений 140189 звёзд в системе опорного каталога UCAC2. Внутренняя погрешность положений каталога составляет от 55 mas до 125 mas для звёзд 9.5 — 15 звёздной величины, систематическая разность с каталогом TYCHO2- 120 mas для положений, и 7-8 mas/year для собственных движений

Кроме определения положений звёзд в калибровочных площадках, выполнялись исследования звёзд с большими собственными движениями. Получен массив положений и собственных движений 1334 звёзды, собственные движения которых превышают 40 mas/year, и массив положений собственных движений 105 звёзд, собственные движения которых превышает mas/year 150. Данные наблюдений на АМК были использованы для создания звёздного каталога положений и собственных движений звёзд в площадках вокруг радиоисточников. Эта работа проходит в рамках международного сотрудничества с астрономами России (ГАО РАН, Пулково), Румынии и Украины.

В настоящее время наблюдается программа звезд с большими собственными движениями в зоне склонений ±20⁰.

Программы современных АМТ (табл.1.2) включают сотни тысяч и млн. обьектов до 18m и обеспечивают точность положений около 30-50 mas для поддержки и улучшения опорных систем, наблюдений обьектов солнечной системы, таких как астероиды, планеты (малые), спутники планет, избранные небесные обьекты.