автореферат диссертации по информатике, вычислительной технике и управлению, 05.13.18, диссертация на тему:Математическое моделирование процессов регистрации астрономических спектров на телескопах малых и умеренных размеров

На правах рукописи

Емельянов Эдуард Владимирович

МАТЕМАТИЧЕСКОЕ МОДЕЛИРОВАНИЕ ПРОЦЕССОВ

РЕГИСТРАЦИИ АСТРОНОМИЧЕСКИХ СПЕКТРОВ НА ТЕЛЕСКОПАХ МАЛЫХ И УМЕРЕННЫХ РАЗМЕРОВ

Специальность 05.13.18. — Математическое моделирование, численные методы и комплексы программ

АВТОРЕФЕРАТ Диссертации на соискание ученой степени кандидата технических наук

Ставрополь — 2006

Ставропольский государственный университет

Научный руководитель: доктор физико-математических наук,

Клочкова Валентина Георгиевна

Официальные оппоненты: доктор технических наук, профессор

Шутов Альберт Михайлович

Ведущая организация: Ростовский государственный

университет

Защита состоится «22» декабря 2006 г, в 14 часов 40 минут на заседании регионального диссертационного совета ДМ 212.256.05 при Ставропольском государственном университете по адресу: 355009, г. Ставрополь, ул. Пушкина 1.

С диссертацией можно ознакомиться в библиотеке Ставропольского государственного университета.

доктор технических наук, профессор Федоренко Владимир Васильевич

Автореферат разослан «16» ноября 2006г.

Ученый секретарь диссертационного совета кандидат фиэ.-мат. наук, доцент

I. Общая характеристика работы

Актуальность научной задачи

В эпоху строительства больших телескопов интерес к проблеме аппаратурного оснащения телескопов малых (менее 0.3м) и умеренных-(0,3 -4-1.0 м) диаметров может показаться несовременным. Однако даже поверхностная оценка возможностей современных инструментов указанных диаметров свидетельствует о неослабевающем внимании к их аппаратурному оснащению. Эффективность этих инструментов возрастает по мерю того, как часть инструментов малого диаметра переходит в категорию моиопрограммиых (т.е. выполняющих одну научную задачу). В задаче практической подготовки молодых астрономов малые телескопы играют первостепенную роль. Технологический разрыв, который наблюдается в нашей стране между оснащением профессиональных и учебных телескопов, серьезно сказывается на уровне подготовки астрономов и физиков в университетах.

Малые телескопы не развиваются независимо от больших, т.к. прогресс в использовании малых телескопов обязан прогрессу в технике регистрации сигнала, а также появлению новых оптических методов.

Внедрение матриц приборов с зарядовой связью (ПЗС) с низким шумом считывания может повлиять как на конструкции спектральных Приборов малых телескопов, так и на конструкции собственно телескопов. Низкий шум считывания означает, что в ряде задач изображения, полученные одновременно на идентичных приборах, можно суммировать: Применение высокоэффективных покрытий на малых телесколах может распространиться и на основную оптику, что эквивалентно уве^ личению площади зеркала на 10-30%. Внедрение матриц ПЗС с быстрым считыванием расширит возможности фотометрии и спектроскопии быстропеременных объектов. Развитие микрооптики может оказать влияние на конструкции спектральной и фотометрической аппаратуры телескопов с малым масштабом изображения.

Важное значение при создании телескопов-роботов имеет внедрение новых высокоточных датчиков координат, развитие программного и сетевого обеспечения.

Существует значительное количество задач, в которых более эффективно (и экономически выгодно) использовать телескоп умеренного диаметра, нежели большого.

Мобильность малых телескопов позволяет использовать их в многозадачном режиме (за одну наблюдательную ночь можно выполнить несколько различных научных программ), дает возможность вести

непрерывный мониторинг интересного объекта, быстро реагировать на 1«дкие явления, такие как вспышки рештеповских источников и сверхновых звезд,

В связи с низким, по сравнению с большими телескопами, отношением сип i ал/шум, приходится тщательно подходить к выбору методов обработки данных, полученных на малых телескопах. Поэтому, создание способов получения надежных наблюдательных данных при помощи малых телескопов является актуальной задачей.

Перспективы наземной оптической астрономии в России определяются отсутствием районов с предельно высокими астроклнматическими характеристиками (качество изображений, большое количество ясных ночей, низкое количество осажденной веды в атмосфере), подверженности европейской части действию атлантических циклонов, недоступностью южного неба (со склонениями ниже -2Ь°), lio предельной протяженностью но 1чх>графической долготе. С этой точки зрения одним из наиболее эффективных решений является система телескопов умеренных диаметров, распределенная по долготе и (по возможности), привязанная к университетским центрам. Возможности создания и функционирования такой системы необходимо рассмот]>еть сначала на этане математических моделей.

Тенденции развития современного образования, как открытого информационного комплекса, требуют создания программных средств, доступных для использования и развития. Комплекс программ, составленных для управления телескопом и расчета параметр« спектрографа, может- оказаться полезным для решения аналогичных задач па других телескопах малых диаметров. Реализация подобных моделей при помощи соименных математических программных комплексов может способствовать большей наглядности и эффективности процесса обучения.

Цели и задачи исследования

Целью работы является повышение эффективности астрономических наблюдений на телескопах малых размеров. Общая научная за^ дача — моделирование основных элементов процесса регистрации астрономических спектров и разработка спектроскопической аппаратуры для телескопов малых и умеренных размеров.

В п{юцессе выполнения диссертационной работы были поставлены и решены следующие задачи:

1. Анализ тенденций развития аппаратурного оснащения телескопов

малых и умеренных диаметров, для выбора адекватной модели.

2. Построение математической модели телескопа умеренного днамет-

1,а- «*

3. Построение математической модели спектрального прибора.

4. Построение математической модели многоканальной системы регистрации изображения и обработки спектра.

5. Экспериментальная проверка избранных математических моделей и их отдельных элементов.

6. Разработка новых технических решений по результатам математического и физического моделирования,

Мстодыисследосадий

Решение ноставлеганлх задач основывается па математическом аппарате геометрической и волновой оптики, меха1шки, использовании численных методов и методов математического моделирования, а также на инстру ментальных средствах моделирования сложных систем.

Достоверность

Достоверность результатов, полученных в работе, обеспечивается использованием современного математического аппарата и инструментальных средств, в частности, пакета ЗаЬаЬ 2.7, для описания модели и расчета характеристик спектрографов, и подтверждается согласованностью модельных данных с результатами экспериментов.

Научная новизна

Новыми являются:

• метод сопровождения астрофизического объекта для случая низких потерь на входе спектрографа, предложенный на основе математической модели;

• методы модельных и экспериментальных исследований телескопа умеренного диаметра, спектральной аппаратуры и светопрнсмни-ков;

• схема оптоволоконного спектрографа, разработанного для телескопов малых и умеренных размеров на основе математической модели.

Научная и практическая значимость работы

Практическая значимость работы состоит в доступности предложенных математических моделей и технических решений. Отсутствие уникальных элементов в конструкциях предложенных приборов допускает их тиражирование или адаптацию. Разработанная математическая модель может быть использована при моделировании нового прибора, что позволяет изучить его поведение при различных внешних условиях, не прибегая к дорогостоящим лабораторным испытаниям.

Предложенная математическая модель обеспечивает создание эффективной спектральной аппаратуры для телескопов малых и уме]>ен-

пых размеров. Предлагаемый программный комплекс является средством «¡едварительиого моделирования спектроскопической аппаратуры, позволяющим добиться ее максимальной информативности при заданных параметрах прибора.

Методические разработки диссертационной работы могут использоваться в процессе обучения при подготовке студентов по специальностям «Астрофизика» и «Оптика и спектроскопия». Методическое пособие «Применение микроконтроллеров Siemens 0515с» используется при обучении студентов Таганрогского государственного радиотехнического университета во время прохождения ими учебной практики в CAO

РАН.

Программы моделирования спектрографа высоких порядков дифракции использованы в ОАО РАН при проектировании и отладке опто-волокошюго спектрографа телескопа умеренного диаметра. Комплекс программ управления периферийными устройствами микроконтроллера используется па верхней научной площадке CAO РАН при работе автоматической метеостанции.

Основные положения, выносимые на защиту

1. Математическая модель системы «телескоп — спектрограф — све-топриемник — система обработки», разработанная для спектроско- , пии па малых телескопах.

2. Результаты математического моделирования и оптико-механической реконструкции 43-см телескопа Ставропольского государственного университета.

3. Результаты моделирования спектрографа для телескопа умерешго-1-0 диаметра.

4. Результаты исследования спектрографа и многоканального с вето-приемника.

Апробация и публикация результатов

Результаты исследований опубликованы а 18 работах (11 - в материалах региональных конференций, 1 - препринт, 1 - в трудах международной конфе^нции, 2 - в тезисах Всероссийских симпозиумов, 3 - в трудах Всероссийских конференций) н докладывались на;

• научно-методических конференциях Ставропольского государственного университета (2003-2006 гг.);

• международной студенческой научной конференщш «Физика космоса» (Екатеринбург, 2004 г.);

• Всероссийских научных конференциях студентов-физиков (ВНКСФ-2004, Красноярск; ВНКСФ-2005, Екатеринбург);

• Всероссийской астрономической конференции В А К-2004 (Москва).

Личный вклад автора Автору принадлежат:

• математическое моделирование и изготовление системы управления телескопа СГУ, результаты испытаний системы, работы [8,12,

14];

• разработка модели, определение основных параметров и расчет схемы оптоволоконного спектрографа, высоких порядков дифракции, работы (2,3,5,7,9-11,15);

® исследование температурной и позиционной стабильности спектрографа НЭС, работа [16];

• разработка перспективных систем сопровождения астрономических объектов, работы [13,17,18].

В работах [1,4,6] вклад автора равноценен с соавторами. -

Работа состоит из Введения, четырех глав, Заключения и Приложений; всего 187 страниц (основной текст составляет 168 страниц), 41 рисунок, 3 таблицы. Список литературы включает 175 наименований.

II. Содержание работы

Во введении обоснована актуальность и новизна темы исследования, сформулированы основные цели и задачи работы, показана ее значимость, кратко изложена структура работы.

В первой главе, имеющей обзорный характер, рассмотрена стратегия развития астрофизической аппаратуры телескопов малых и умеренных размеров; основные виды и особенности спектральной и фотометрической аппаратуры; типы светопршш мающих устройств к их особенности.

Малые телескопы способны выполнять задачи, недоступные большим: это и широкополосные фотометрические обзоры неба, и обнаружение потенциально опасных для Земли тел Солнечной системы, это и продолжительные наблюдения переменных объектов.

Телескопы малых размеров проще поддаются автоматизация. При включении полностью автоматических телескопов (телескопов-роботов) в единую сеть, становится возможным выполнять программы длительного мониторинга интересных объектов, передавая объект телескопам, рассредоточенным по долготе. В этом случае участие человека в таких наблюдениях заключается в выборе объекта и обработке полученных

данных, без необходимости присутствовать в непосредственной близости от телескопа.

Современные светопрнни мающие устройства, а также методы обработки изображений, позволяют использовать малые телескопы для решения многих научных задач.

Во второй главе предпринята попытка построения модели астрофизического эксперимента и выделены ее составные части: модели осветителя, телескопа, спектрографа, системы регистрации данных и системы обработки данных.

Влияние земной атмосферы на качество изображения объекта различно для телескопов малых, умеренных и больших размеров. Это влияние можно оценить на основе статистики турбулентности Колмогорова с использованием полиномов Цернике для описания оптических аберраций.

Если диаметр телескопа значительно превышает 3.8 )*о, где го ~ 5..20 см - средний размер атмосферных неоднородностей, то изображение объекта будет размыто (т.н. турбулентный диск звезды). Размер изображения будет значительно превышать диаметр изображения, искаженного только дифракционными эффектами. Однако, при уменьшении времени экспозиции до Ту — 0.31го/У, где V - средняя скорость ветра, возможно восстановление изображения методами спекл-интерферометрии. Для телескопов малых диаметров (менее 0.3 м) вл№ янне атмос4«ры сведется к колебанию изображения с частотой порядка 1/тЬ- Уменьшение времени экспозиции для них позволило бы получить качественные изображения, однако, даже при максимально допустимой чувствительности светоприемлика большая часть астрономических объектов при этом останется недоступной для исследования. Для телескопов промежуточных (умеренных) диаметров эти оба явления (размывание и колебание сочетаются). Угловой диаметр турбулентного диска

звезды можно вычислить по формуле в =

Оптика телескопа вызывает различные аберрации, которые можно исправить при помощи специальных компенсационных схем (Ричи-Кретьена, Шмидта, Максутова, Кассегреиа). Значительным оказывается воздействие механики телескопа па результирующее изображение. Это воздействие проявляется через колебания изображения, отражающие спектр собственных частот движущихся элементов конструкции телескопа. Амплитуда таких колебаний может даже превосходить диаметр турбулентного диска звезды при наилучшей видимости. Амплитуду колебаний, вызванных неравномерностью движения телескопа, мож-

но рассчитать по формуле Да = 15.041/1', где v - рабочая частота тактового двигателя системы сопровождения. Значительная компенсация таких колебаний возможна при использовании малоннерционпых систем стабилизации положения изображения. Например, наклоняемая перед фокальной плоскостью телескопа плоскопараллельная пластинка способна корректировать небольшие отклонения изображения от начального положения; микролинза, перемещаемая вдоль оптической оси в предфокальной части, способна корректировать дефокусировку изображения. Математическая модель такой системы показывает возможности ее самовозбуждения. Поэтому возникает необходимость введения коэффициента обратной связи, к < 1.

Классический спектрограф скрещенной дисперсии состоит из следующих элементов: входная щель (или выходной торец оптического волокна); объектив коллиматора; дифракционная решетка высоких порядков дифракции (эшелле); элемент скрещенной дисперсии (призма или дифракционная решетка низких порядков дифракции); камерный объектив; светоприемник. Регистрируемый светоприемкиком спектр есть произведение оптической передаточной функции спектрографа Л (с), где v - частота, на входной спектр Ф(^): Ф'(1/) = Ф(ь>)Л(1/), Для получения надежных наблюдательных данных необходимо, чтобы частотно-контрастная характеристика спектрографа |Л(у)| была наиболее гладкой в данном спектральном диапазоне. Аппаратная функция спектрографа a(t) = JF"1 (y4(f)), где () - операция обратного преобразования Фурье, зависит не только от параметров его элементов, по и от их взаимного расположения. Скрещивание дисперсий решетки эшелле н призмы приводит к двумерному распределению спектра на выходе эшелле-спектрографа, т.е. воздействие элемента скрещенной дисперсии (призмы) приводит к пространственному разделению спектральных порядков дифракционной решетки. Распределение интенсивности / в кадре эшелле-спектра описывается выражением:

^'f-OJIl

г

I(x, y) = £D* — lf

*сат

X

(i)

х h

Ки

Daine — у

Allu

где Е — геометрический фактор прибора; О - диаметр коллиматора; х,у - координаты точки на светоприемиике; Ртт - фокусное расстоя-

кие камеры; Д| — угол падения света на эшелле; в — угол блеска эшелле; ^Ыие 1 Лгс(( - граничные длины волн рабочего спектрального диапазона; я(А) - интенсивность входного сигнала; II - закон распределения энергии между главными максимумами в спектре эшелле; Н - расположение побочных максимумов в спектре; /¡//з - относительная величина побочных максимумов; е - угол между выходной плоскостью призмы и направлением на точку (0,0).

Особенности регистрации астрономических спектров заключаются в том, что интенсивность излучения осветителя может изменяться на несколько порядков (в зависимости от класса объекта и его удаленней сти). Это приводит к необходимости долговременного накапливания сигнала на светоприемнике (время экспозиции варьируется от нескольких минут, до нескольких часов). Кроме того, воздействие земной атмосферы и механики телескопа на изображение объекта приводит к необходимости компенсировать положение последнего до входной части спектрографа (для уменьшения погрешности эксперимента).

Помимо вышеперечисленных источников ошибок, при регистрации астрономических спектров приходится сталкиваться и с такой проблемой, как изменение позиционных свойств спектрографа под воздействием изменяющихся внешних условий (температура, влажность, давление). Величину этих ошибок можно определить, исходя из основных уравнений для параметров компонент спектрографа. Так, при изменении температуры дифракционной решетки, возникает сдвиг спектральных линий на величину е£х = —.Га,т--ЙГ, где Р^т - фокусное рас-

асазр

стояние камеры спектрографа; £ — коэффициент линейного теплового расширения решетки; т - номер спектрального порядка; Л - длина волны излучения; а - постоянная решетки; ¡3 - угол дифракции. Изменение температуры призмы приведет к смещению спектральных порядков

поперек основной дисперсии на величину <1у = — где .А/ - ко-

эффициент температурного изменения показателя преломления стекла призмы; Л - длина основания призмы; п - показатель преломления стекла призмы; Ь - высота призмы. Изменение температуры коллиматора и камеры вызывает расфокусировку пучка излучения на величину (для

приборов рефлекторного типа) йг = —КС—=-дТ, где К - геометрический коэффициент; V — диаметр зеркала; Й - средняя толщина зеркала; Р - фокусное расстояние. Кроме того, к расфокусировке приводит изменение расстояний между основными элементами спектрографа за счет температурного расширения корпуса прибора. Изменение показа-

теля преломления воздуха при изменении его температуры, влажности и давления также приводит к дефокусировке. Наиболее существенными эффектами являются сдвиги спектра по оси х и дефокусировка, приводящие к уменьшению эффективного разрешения системы. Однако, благодаря различным знакам погрешностей, возникающих при изменении температуры отдельных элементов, возможно подобрать их параметры так, чтобы минимизировать общую ошибку. Наиболее стабильным решением является создание оптоволоконного спектрографа, расположенного в термоеггатичиом помещении.

Информативность участка спектра от А1 до Аз можно рассчитать по формуле Шеннона:

7(2) Л,

Факторами, ограничивающими информативность спектрального прибора, являются ширина спектральной липни АЛ (увеличенная различными эффектами: естественным, допплеронским и тепловым уширения-ми; побочной дифракцией; разъюстнровкой оптики), а также отношение сигнал/шум спектра Б/И (оно связано с чувствительностью прибора и стабильности входного сигнала во времени и пространстве). Для получения наиболее информативного спектра необходимо решить классические спектральные задачи: восстановить информацию, используя знания об аппаратной функции прибора, и (или) найти наиболее оптимальные условия работы прибора, т.е. необходимо применение методов математического моделирования как на стадии разработки прибора, так и на стадии обработки спектральной информации.

Чувствительность спектрального прибора определяется пропусканием оптики и характеристиками светоприемника. В современных спектральных приборах в качестве светоприемников наиболее распространены матрицы приборов с зарядовой связью (ПЗС). Шумы ПЗС матрицы можно разделить на тепловые ос \/Т и статистические <тз ос где Т ~ абсолютная температура; п ~ уровень накопленного заряда. ПЗС матрица является нелинейным прибором, осуществляющим пространственную и амплитудную дискретизацию падающего на него излучения. Сигнал, накопленный элементом ПЗС с координатами (г, у) можно представить в виде:

м

где 5(Л) - спектральная чувствительность данного элемента; /'(Л) -интенсивность попавшего в данную ячейку излучения; N - шум данной ячейки.

Перечисленные характеристики составляют математическую модель системы «телескоп - спектрограф - светонриемник», позволяющую рассчитать основные характеристики этой системы и ее поведение при изменяющихся внешних условиях.

В третьей главе описана процедура обработки спектроскопических изображений, полученных в ходе астрофизического эксперимента: фильтрация, извлечение спектральных векторов, градуировка спектра, Рассчитываются ошибки, возникающие на каждом этане обработки спектра, позволяющие завершить модель «телескоп - спектрограф - * светопрнемних - система обработки».

При обработке спектральной информации статистическими методами определены максимальные величины ошибок, вносимых на каждом, этапе, в случае неточной настройки алгоритмов обработки. Эти ошибки приводят к значительному снижению эффективного разрешения спектрального прибора.

Перспективными являются следующие методы спектроскопии;

• Спектроскопия с модуляцией сигнала заключается в применении дополнительных устройств (интерферометр Фабри-Перо, абсорбционная газовая ячейка), модулирующих спектр своей аппаратной функцией. Например, метод дважды скрещенной дисперсии с использованием интерферометра Фабри-Перо, позволяет повысить точность определения лучевых скоростей до величины 10 м/с, что может стать основой еще одного метода поиска внесолпечных планетных систем.

• Матричная спектроскопия использует специальные кодирующие матрицы на входе системы. Кодирование может осуществляться, например, при помощи матриц Адамара. Получегашй сигнал декодируется затем при помощи ЭВМ. Такие методы позволяют решить проблему применения одно канального светоприемника или приемника с небольшим числом каналов при улучшении характеристик спектра (относительно режима поэлементной регистрации).

• Кросо-корреляционные методы позволяют получать интегральные т

характеристики спектра (обобщенные сдвиг, глубину и ширину ли-ннй), причем даже для очень зашумлениых сигналов (вплоть до Й/И—0.3). Кроме того, к росс-корреляционные методы можно использовать в спектрографах высоких порядков дифракции, применяемых без элемента скрещенной дисперсии. Такой метод позволяет экономить собранный телескопом свет, т.е. позволяет измерять характеристики более слабых объектов.

Использование данных методов в спектроскопии на телескопах малых и умеренных размеров способствует расширению круга научных задач, решаемых при помощи приборов такого класса.

В четвертой главе рассмотрена проблема выбора элементов спектрографа для малого телескопа, а также приведены результаты экспериментальной проверки некоторых математических моделей.

При спектроскопических исследованиях на телескопах малых размеров перед наблюдателем встают такие проблемы, как недостаток света и ограничение на массу подвесного прибора.

В качестве научных светонрнешшков на больших телескопах используются ПЗС матрицы, охлаждаемые жидким азотом. При наблюдениях на малых телескопах возможность использования таких сложных и дорогостоящих светоприемпиков затруднительна. Поэтому приходится выбирать более ле^ий и компактный свегоприемник, т.е. оснащенный более простым устройством охлаждения и, вместе с тем, не снижающий основных характеристик спектрального прибора.

Нами исследована промышленная ПЗС-»идеокамера па предмет использования в качестве основного светопрнемннка. Результаты испытания показали, что приборы такого класса, обладающие слишком низкой разрядностью АЦП (8 разрядов) и высоким уровнем шумов, характеризуются малой величиной линейного рабочего диапазона и отсутствием накопительного режима работы. На рис. 1 приведена одна из экспериментальных кривых чувствительности выбранной ПЗС матрицы. На рисунке видны переходы между ¡«жимами работы (от 5 до 7 ед. и от 25 до 27 ед.). Кроме того, отчетливо заметен участок гистерезиса (от 25 до 30 ед.). Получена связь между освещенностью одного элемента камеры (Я) и видимой звездной величиной астрономического объекта при использовании камеры в качестве светоприем инк» для 43-см телескопа (го„ ¡) и его гида диаметром 140 мм (пг,,^,^): тиныиц = -2.5Е + 5.14, гПч^к - -2.516 Е + 5.40. Уменьшение апертуры оптического телескопа еще не сопровождается пропорциональным уменьшением его проницающей способности (чего нельзя сказать об у г-

Рисунок 1 - Зависимость выходного сигнала тестируемой ПЗС матрицы (II) от интенсивности падающего на нее света (Е)

ловом разрешении).

Оценена зависимость чувствительности спектрального прибора от разрядности а! 1а логово-цифрового преобразователя (АЦП) и шума считывания используемой в качестве светопрнемпика матрицы ПЗС. Показано, что в качестве светоприемника, пригодного для спектроскопических работ, могут применяться малошумящне матрицы с разрядностью АЦП от 10 до 14.

На примере спектрографа НЭС БТА экспериментально проверена температурная зависимость позиционных характеристик спектрографа. Эксперимент заключался в регистрации значительного количества эталонных спектров (около 500) при разных температурах воздуха и режимах работы телескопа. В различных частях корпуса спектрографа было установлено семь температурных датчиков, показания которых снимались каждые 15 минут. Выло регистрировано запаздывание сдвига спектра относительно изменения температур. Рис. 2 иллюстрирует корреляцию скоростей изменения температур в различных частях спектрографа и скорости изменения общего спектрального сдвига. Сделан вывод, что наибольший вклад в позиционную нестабильность спектрографа вносит входная (предщелевая) часть. Дрейф спектра, связанный с внутренними процессами в криостате, содержащем ПЗС матрицу, на порядок ниже. Результаты измерений позволили улучшить позицион-

Серил 1

Серия в

Серии э

Рисуиок 2 - Коэффициенты корреляции скоростей изменения температур и сдвигов спектра

иую стабильность спектрографа путем конструктивных измерений.

Применительно к 43-см телескопу СГУ перечислены оптимальные задачи. Рассмотрены варианты использования телескопа в учебной деятельности. Учитывая условия эксплуатации прибора, сделан вывод о приоритете спектроскопических задач и задач дифференциальной широкополосной фотометрии. Разработана автоматическая система (АСУ) управления телескопом на основе микроконтроллер пой техники (см. рис. 3). Данная АСУ позволит расширить круг задач, решаемых при помощи телескопа, при работе как в полуавтоматическом, так и в автоматическом режимах. Помимо функций управления телескопом, АСУ способна осуществлять регистрацию метеорологических данных и их храпение в случае автономной работы. Часть разработанных алгоритмов использована при разработке автоматической метеостанции верхней научной площадки ОАО РАН.

Вследствие ограничений на вес и габариты аппаратуры <|юкуса Кас-сегрена, а также в целях увеличения позиционной стабильности показаний спектрографа, оптимальным решением для 43-см телескопа СГУ является оптоволоконный спектрограф. Разработаны алгоритмы для расчета параметров спектрографа. Предщелевая часть спектрографа (см. рис. 4) содержит капал калибровки (К) и канал подсмотри. Канал калибровки включает оптику, заполняющую апертуру спектрогра-

Рисунок 3 - Разработанная автоматическая система управления телескопом

фа точно так, как это делает телескоп — лампы непрерывного и линейчатого спектра освещают входной торец оптоволокна (5), закрепленного в узле (4), используя плоскопараллельную пластинку подсмотра (1). Канал подсмотра использует часть света, отраженного пластинкой (1), ПЗС камеру (2) и турель интерференционных светофильтров (3). Схема подсмотра через прозрачную пластинку выбрана из-за того, что при хороших изображениях, для работы системы автоматического сопровождения объекта в отраженном свете на окружающей оптоволокно области не окажется света от периферийных зон изображения турбулентного диска звезды. Спектрограф, расположенный в термостабиль-иом объеме, содержит узел крепления оптического волокна С электромеханическим затвором (€), зеркальный коллиматор (7), решетку высоких порядков дифракции (эшелле) (8), призму (9), объектив-рефлектор (10) и матрицу ПЗС (И). По характеристикам спектрографа рассчитано рас? положение спектральных порядков в кадре ПЗС матрицы (см. рис. 5). По разработанной схеме создана действующая модель спектрографа.

Исследованы возможности применения интерферометра Фабри-Перо (ИФП) па подвесном спектрографе для телескопов классаО.б-hl м. Несмотря на то, что для использования ИФП приходится сужать аппаратную функцию спектрографа до величины порядка 0.6 свободного спектрального диапазона ИФП, что приводит к потере потенциального качества спектрографа, открывается возможность работы прибора с принципиально ббльшим разрешением, недостижимом в классической

Рисунок 4 - Схема оптоволоконного спектрографа

схеме дифракционного спектрографа.

Исследована автоматическая система стабилизации положения изображения на входе спектрографа, применяемая на БТА. Основным элементом системы является плоскопараллельная пластинка. Светоприем-иик канала подсмотра щели определяет координаты центра тяжести изображения, в случае их отклонения от заданной величины рассчитываются компенсирующие углы наклона пластинки относительно двух ортогональных осей. Пластинка поворачивается при помощи шаговых двигателей. Исследования системы стабилизации показали схожесть результатов с модельными. Предложены перспективные решения — системы внутренней стабилизации, повышающие эффективность астрофизического прибора и обладающие более простой технологической реализацией, чем существующие. Для работы канала подсмотра эффективно использовать свет, попадающий в нулевой порядок дифракции, либо же свет, отраженный от входной грани призмы узла скрещенной дисперсии. Разработан алгоритм быстрого определения положения изображения астрономического объекта при помощи матричного фотодиодного детектора 2x2 элемента. Координаты центра тяжести изображения

где х - одна

можно рассчитать по формуле х = Я • cos«, -=-.-,

у + Ъь)

из координат; R - средний радиус изображения; Sa и Зь - суммарные интенсивности для левого и правого столбцов матрицы (для измерения абсциссы) или верхней и нижней строк (для измерения ординаты). Использование таких детекторов с системой стабилизации позволит корректировать более высокочастотные колебания изображений, исправляя

X, ш

Рисунок 5 - Расположение спектральных порядков в кадре ПЗС матрицы оптоволоконного спектрографа. Жирным прямоугольником обозначены границы кадра

эффехт атмосферного дрожания изображения для телескопа небольшого диаметра. Простота устройства детектора позволит работать системе стабилизации в полностью автономном режиме, без необходимости ее подключения к ЭВМ. Для коррекции дефокусировки изображения можно применять микролиизу, перемещаемую перед фокальной плоскостью оптического прибора. При изменении полуширины изображения за счет дефокусировки на ДД, для компенсации дефокусировки необходимо сместить микролиизу на расстояние х — — где О/Р -относительное отверстие прибора.

В заключении обобщаются результаты данной работы и оцениваются перспективы использования телескопов малых и умеренных диаметров в астрофизических исследованиях и учебном процессе.

В приложении приведены: исходные тексты программного обеспечения автоматической системы управления телескопом, немодные тексты программ для расчета параметров спектрографов.

III. Основные результаты и выводы

1. Перспективным приемом использования телесколов малых и умеренных размеров является оснащение их широкополосными питометрами, либо оптоволоконными спектрографами, с последующим объединением телескопов в сеть.

2. Построена математическая модель телескопа умеренного размера, учитывающая свойства атмосферы и системы управления.

3. Построена математическая модель спектрографа, позволяющая учесть не только параметры результирующего спектра, по и степень позиционной стабильности прибора в зависимости от изменяющихся внешних условий.

4. Построена математическая модель системы регистрации и обработки спектра, позволяющая определить максимальную погрешность, вносимую в полученные результаты.

5. Экспериментально проверены следующие элементы модели:

• Модель системы регистрации изображения (ПЗС-светоприемиик). Исследовано влияние разрядности АЦП ПЗС-матрицы, ее шумов, чувствительности и максимального времени накопления сигнала на точность получаемых данных.

• Исследована температурная зависимость позиционных характеристик спектрографа. Результаты измерения хорошо согласуются с модельными оценками.

• Модель телескопа умеренного диаметра. Сделан вывод о приоритете спектроскопических наблюдений перод ([ютомстриче-скими (в городских условиях).

• Модель системы автоматической стабилизации положения изображения астрономического объекта. Испытания показали высокую эффективность применения таких систем для уменьшения амплитуды колебаний изображения, возникающих За счет неравномерности работы двигателей системы управления и других воздействий на механику телескопа. Кроме того, такие системы способны компенсировать низкочастотные колебания изображения, вызванные турбулентностью земной атмосферы.

6. Разработана схема и действующая модель оптоволоконного спектрографа для телескопов малых и умеренных размеров. Разработаны альтернативные системы сопровождения и стабилизации положения изображения, ие приводящие к уменьшению проницаю-

щей силы спектрального прибора. Предложен эффективный метод определения центра тяжести изображения объекта, позволяющий повысить скорость датирования системы стабилизации.

IV. Список работ, опубликованных по теме диссертации

Основные работы:

1. Паичук В.Е., Емельянов Э.В., Клочхова В.Г., Романенко В.П. Аппаратура телескопов малых и умеренных размеров// Препринт CAO РАН,- Н. Архыз, 2004. - № 195. - 26 С.

2. Емельянов Э.В. Применение доступных ПЗС камер для регистрации астрономических изображений// Обозрение прикладной и промышленной математики; Пятый Всероссийский симпозиум но прикладной и промышленной математике. — М., 2004. — Т. 11. Выи. 4. — С. 796797.

3. Емельянов Э.В., Панчук В.Е. Оптоволоконный спектрограф для малых и средних телескопов// Всероссийская научная конференция студентов-физиков. — Красноярск, 2004. — Вып. 10. — С. 757-758.

4. Панчук В.Е., Емельянов Э.В., Юшкии М.В., Якопов М.В. Проект эшелле спектрографа фокуса Кассегрена// Труды 33-й Международной студенческой научной конференции «Физика Космоса». — Екатеринбург, 2004. — С. 297.

5. Емельянов Э.В., Паичук В,Е., Юшкии М.В. Математические методы обработки эшельиых спектров// Обозрение прикладной и промышленной математики: Пятый Всероссийский симпозиум по прикладной и промышленной математике. — М., 2004. — Т. 11, Вып. 2. — С. 335336.

6. Панчук В,Б., Алиев А.Н., Емельянов Э.В., ГОшкик М.В.,ЯкоиовМ.В. К проблеме высокоточных определений лучевых скоростей// Тезисы докладов па Всероссийской астрономической конференции ВАК-2004 -»Горизонты Вселенной». — М., 2004. — Вып. 75. — С. 62.

7. Емельянов Э.В. Определение шума считывания н квантовой эффективности ПЗС матрицы// Всероссийская научная конференция студентов-физиков. — Екатеринбург, 2005. — Вып. 11. — О. 383-384.

Материалы региональных конференций:

8. Драбек C.B., Емельянов Э.В. АСУ телескопа С ГУ// Физико-математические науки в СГУ; Материалы 48-й научно-методической конференции преподавателей и студентов «Университетская наука — региону*. — Ставрополь: Изд-во СГУ, 2Q03. — С. 120-121.

9. Емельянов Э.В., Панчук В.Е., Юшкин М.В. Математические методы обработки эшелыгых спектров// Физико-математические науки в СГУ: Материалы 49-й научно-методической конференции преподавателей и студентов «Университетская наука — региону*. — Огав|>ополь: Изд-во СГУ, 2004. - С. 54-55.

10. Алиев А.Н., Емельянов Э.В., Панчук В.Е., Юшкин М.В. К оптимизации определения доплеровскнх смещений в спектрах звезд// Физико-математические науки в СГУ: Материалы 49-й научно-методической конференции преподавателей и студентов «Университетская наука — региону*. — Ставрополь: Изд-во СГУ, 2004. — С. 7173.

11. Панчук В.Е., Емельянов Э.В., Ермаков C.B. Оптоволоконное сочетание телескопа и спектрографа// Физико-математические науки в СГУ: Материалы 50-Й юбилейной научно-методической конференции п!>еподавателей и студентов «Университетская наука — региону*. — Ставрополь: Иэд-во СГУ, 2005. — С. 37-39.

12. Емельянов Э.В. Применение микроконтроллера Siemens С515с дня автоматизации телескопа СГУ// Физико-математические науки в СГУ: Материалы 50-й юбилейной научно-методической конференции преподавателей и студентов «Университетская наука — региону». — Ставрополь: Изд-во СГУ, 2005. — С. 102-103.

13. Панчук В.Е., Якопов М.В, Емельянов Э.В. Сопровождайте небесного объекта при высокоэффективных спектроскопических исследованиях. I. Щелевая спектроскопия// Физико-математические науки в СГУ: Материалы 51-й научно-методической конференции преподавателей и студентов «Университетская наука — региону». — Ставрополь: Изд-во СГУ, 2006. - С. 194-195.

14. Емельянов Э.В., Пецдик Е.Ю. Влияние системы сонро1ЮИ(де1ШЯ телескопа на результат астрофизического наблюдения// Физико-математические науки в СГУ: Материалы 51-й научно-методической конференции преподавателей и студентов «Университетская наука — региону». — Ставрополь: Изд-во СГУ, 2006. — С. 259-200.

15. Панчук В.Е,, Плохотниченко В,Л„ Емельянов Э.В., Любсцкая З.В., Кохоиа Л.М., Якопов М.В. О применении матриц ПЗС для регистр»-ции быстрых процессов// Физико-математические науки в СГУ: Материалы 51-Й научно-методической конфе^кции преподавателей и студентов «Униве[)ситетская наука — региону». — Ставрополь: Иэд-во СГУ, 2006. - С. 130-194.

16. Панчук В.Е., Юшкин М.В., Емельянов Э.В., Кохова Л.М., Алиев А.Н. К проблеме позиционной стабильности спектрографа// Физико-математические науки в СГУ: Материалы 51-й научно-методической конференции преподавателей и студентов «Университетская наука — региону». — Ставрополь: Изд-во СГУ, 2006. — С. 216218.

17. Панчук В.Е., Якопов М.В, Емельянов Э.В. Сопровождение небесного о&ьекта при высокоэффективных спектроскопических исследованиях. И. Оптоволокош!Ь1й спектрограф телескопа среднего диаметра// Физн ко-м атематн ческне науки в СГУ: Материалы 51-й научно-методической конференции преподавателей и студентов »Университетская наука — региону». — Ставрополь: Изд-во СГУ, 2006. — С. 195197.

18. Панчук В.Е., Якопов М.В, Емельянов Э.В. Сопровождение небесного объекта при высокоэффективных, спекцюскопнческах исследованиях. III. Оптоволоконный спектрограф БТА// Физико-математические науки в СГУ: Материалы 51-й научно-методической конс!>ереиции преподавателей и студентов «Университетская наука — региону». — Ставрополь: Изд-во СГУ, 2006. — С. 197-200.

Подписано в печать 31.10.2006 Формат 60е*й4 1/16 Усллеч.л. 1,28 Уч.-изд. л. 1,00

Бумага офсетная Тираж 100 экз. Заказ 334

Отпечатано в Издательско-поли графическом комплексе Ставропольского государственного университета. 355009, Ставрополь, ул. Пушкина, 1.

Список используемых терминов и сокращений

Введение

1. Общая характеристика работы

1.1. Актуальность научной задачи.

1.2. Цели и задачи исследования.

1.3. Методы исследований.

1.4. Достоверность.

1.5. Научная новизна.

1.6. Научная и практическая значимость работы.

1.7. Основные положения, выносимые на защиту.

1.8. Апробация результатов.

1.9. Личный вклад автора

2. Содержание работы.

1 Тенденции развития аппаратурного оснащения телескопов малых и умеренных размеров

1.1. Проблема размера оборудования.

1.1.1. Тенденции развития малого оборудования.

1.2. Многоканальные светоприемники.

1.3. Аппаратура малых телескопов.

1.3.1. Фотоэлектрические системы.

1.3.2. Спектрографы.

1.3.3. Интерференционные спектрометры.

1.4. Автоматические телескопы.

1.5. Выводы.

2 Модель спектроскопического эксперимента

2.1. Составные элементы модели спектроскопического эксперимента на телескопах малых и умеренных размеров.

2.2. Особенности аппаратной функции осветителя.

2.3. Аппаратная функция оптики и механики телескопа.

2.3.1. Оптические аберрации телескопа

2.3.2. Влияние системы управления и автогидирования.

2.4. Аппаратная функция эшелле-спектрографа.

2.4.1. Аппаратная функция призмы.

2.4.2. Аппаратная функция дифракционной решетки

2.4.3. Результирующая аппаратная функция спектрографа

2.5. Влияние светоприемников на информативность спектрального прибора.

2.5.1. Информативность спектрального прибора телескопов малых и умеренных размеров.

2.5.2. Чувствительность спектральных приборов.

2.5.3. Математическая модель светоприемника.

2.6. Выводы.

3 Системы цифровой обработки данных

3.1. Обработка изображений

3.1.1. Стандартная процедура получения векторов данных

3.1.2. Кросс-корреляционные методы.

3.2. Обработка спектральных векторов.

3.2.1. Определение эквивалентной ширины линии

3.2.2. Определение сдвигов линий на спектрограммах.

3.2.3. Другие операции со спектрами.

3.3. Математический аппарат спектральных систем с кодированием сигнала.

3.3.1. Матричная спектроскопия.

3.3.2. Эшелле-спектроскопия с модуляцией сигнала.

3.4. Аппаратная функция системы обработки данных.

3.5. Выводы.

4 Экспериментальная проверка математических моделей 112 4.1. Разработка спектрографов для телескопов малых и умеренных размеров.

4.1.1. Обоснование.

4.1.2. Основные требования.

4.1.3. Бюджет света

4.1.4. Проблема спектрального разрешения.

4.1.5. Экспериментальная проверка модели температурной нестабильности спектрографа.

4.2. Моделирование спектрографа 43-см телескопа Ставропольского

Государственного Университета.

4.2.1. Результаты испытаний телескопа

4.2.2. Испытание многоэлементных светоприемников.

4.2.3. Возможные варианты использования телескопа.

4.2.4. Расчет схемы оптоволоконного спектрографа

4.2.5. Возможные области применения прибора.

4.3. Проблема увеличения спектрального разрешения универсального эшелле-спектрографа фокуса Кассегрена 1-м телескопа

4.4. Автоматическое сопровождение объекта.

4.4.1. Исследование автоматической системы сопровождения БТА

4.4.2. Предлагаемые схемы стабилизации изображения

4.5. Выводы.

1. Общая характеристика работы

В эпоху строительства больших телескопов интерес к проблеме аппаратурного оснащения телескопов малых (менее 0.3 м) и умеренных (0.3-4-1.0 м) диаметров может показаться несовременным. Однако даже поверхностная оценка возможностей современных инструментов указанных диаметров свидетельствует о неослабевающем внимании к их аппаратурному оснащению. Эффективность этих инструментов возрастает по мере того, как часть инструментов малого диаметра переходит в категорию монопрограммных. В задаче практической подготовки молодых астрономов малые телескопы играют первостепенную роль. Технологический разрыв, который наблюдается в нашей стране между оснащением профессиональных и учебных телескопов, серьезно сказывается на уровне подготовки астрономов и физиков в университетах.

Малые телескопы не развиваются независимо от больших, т.к. прогресс в использовании малых телескопов обязан прогрессу в технике регистрации сигнала, а также появлению принципиально новых оптических методов. Понятно, что большинство новых технологий появилось сначала на больших телескопах, хотя есть и многочисленные исключения. Телескопы, полвека назад считавшиеся большими, сегодня рассматриваются как инструменты умеренного диаметра.

Внедрение матриц приборов с зарядовой связью (ПЗС) с низким шумом считывания может повлиять как на конструкции спектральных приборов малых телескопов, так и на конструкции собственно телескопов. Низкий шум считывания означает, что в ряде задач изображения, полученные одновременно на идентичных приборах, можно суммировать. Представим, например, многозеркальный телескоп с оптоволоконной передачей из прямых фокусов каждого зеркала в общий спектрограф. Относительные отверстия этих зеркал могут быть высокими, что: а) облегчит относительную настройку зеркал и позиционирование звезды на оптические волокна, б) обеспечит условие меньшей деградации апертуры в оптоволокне, в) сделает телескоп компактным (длина может оказаться меньше диаметра).

Применение высокоэффективных покрытий на малых телескопах может распространиться и на основную оптику, что эквивалентно увеличению площади зеркала на 10-30 %.

Внедрение матриц ПЗС с быстрым считыванием расширит возможности фотометрии и спектроскопии быстропеременных объектов. Развитие микро7 оптики может оказать влияние на конструкции спектральной и фотометрической аппаратуры телескопов с малым масштабом изображения.

Важное значение при создании телескопов-роботов имеет внедрение новых высокоточных датчиков координат, развитие программного и сетевого обеспечения.

4.5. Выводы

1. Испытана полуавтоматическая система управления 43см телескопом. На основе результатов испытаний предложена более универсальная автоматическая система управления.

2. Исследованы характеристики многоэлементного цифрового светоприемника. Предложено использовать в канале сопровождения ПЗС-видеокамеру промышленного класса, а в качестве основного светоприемника — малошумящую 10-разрядную ПЗС матрицу с Пельтье-охлаждением.

3. Исследована температурная и позиционная стабильность спектрографа НЭС БТА. Согласно результатам исследования, наилучшие позиционные характеристики может иметь только термостатированный оптоволоконный прибор.

4. Разработана схема оптоволоконного спектрографа телескопа малого диаметра, на основе которой построена действующая модель прибора.

5. Исследована существующая система стабилизации изображения на входе спектрографа. На основе исследований предложены альтернативные варианты, позволяющие повысить проницающую силу спектрографа.

ЗАКЛЮЧЕНИЕ

Благодаря меньшей стоимости и большей мобильности, телескопы малых и умеренных размеров позволяют решать ряд задач, не доступных в силу тех или иных причин крупным телескопам. Будущее телескопов малых и умеренных диаметров — монопрограммные телескопы, выполняющие единственную актуальную задачу, наиболее оптимальную для конкретного телескопа.

Одним из таких телескопов является 43-см телескоп астрофизической обсерватории Ставропольского Государственного Университета. Учитывая расположение телескопа в центре города Ставрополя, однозначно сделан вывод о приоритете учебных спектроскопических исследований над фотометрическими. С другой стороны, расположение телескопа позволяет использовать его в целях популяризации науки (проведение экскурсий, публикация фотоснимков небесных объектов). Из-за ограничения массы подвесных приборов, данный телескоп должен быть оснащен оптоволоконным спектрографом. Оптоволоконное сочетание телескопа и спектрографа позволит значительно повысить позиционную стабильность спектрографа. Автоматическая система управления телескопом позволит телескопу работать в полуавтоматическом режиме, используя автоматическую коррекцию положения объекта во время наблюдений.

Сделан анализ возможности использования в качестве научного (измерительного) светоприемника ПЗС-видеокамеры потребительского класса. Результаты показали, что детектор такого типа возможно использовать только в системах сопровождения астрофизического объекта.

Рассмотрена проблема выбора элементов спектрографа для малого телескопа, способного быть компактным, стабильным, обладать возможностью модернизации и требовать наименьших трудовых и финансовых затрат. Приведена схема и основные характеристики разработанного для 43-см телескопа оптоволоконного спектрографа, и исследован его макет. Предложен метод использования ИФП в схеме разрабатываемого универсального спектрографа фокуса Кассегрена 1-м телескопа.

Указаны погрешности, возникающие при сопровождении объекта. Выполнено исследование систем сопровождения объектов на телескопе БТА; предложены перспективные решения внутреннего гидирования, приводящие

152 к большей пропускающей способности астрофизического прибора и учитывающие специфику сочетания спектрального прибора с телескопом малого диаметра.

Описана стандартная процедура обработки спектроскопических изображений, отдельно рассмотрены кросс-корреляционные методы измерения допплеровских сдвигов, позволяющих получать научно значимые результаты при очень низких уровнях сигнал/шум. Приведены методы, применяемые для извлечения научной информации из спектральных порядков. Рассмотрены перспективные методы спектроскопии с предварительным кодированием сигнала (как на входе, так и на выходе системы), позволяющие повысить эффективность научного исследования.

Построена модель астрофизического эксперимента на телескопах малых и умеренных размеров и ее составные части. Показано, что различие между моделями для телескопов малых размеров и телескопов умеренных размеров определяется характеристиками земной атмосферы. Рассмотрены факторы, определяющие устойчивость параметров спектрографа во времени. Приведены результаты экспериментов по тепловой нестабильности спектрографа НЭС, показавшие, что при оптимальном размещении компонентов спектрографа, наибольший вклад в нестабильность спектра вносит светоприемник. Рассмотрена связь информативности спектрального прибора с характеристиками спектрографа и светоприемника.

Полученная математическая модель позволяет точно рассчитывать параметры спектральной и фотометрической аппаратуры для телескопов малых и умеренных размеров, благодаря чему возможно значительно экономить средства на разработку макетов этой аппаратуры. Разработанный согласно этой модели оптоволоконный спектрограф 43-см телескопа позволит расширить круг задач, решаемый с помощью телескопа обсерватории Ставропольского Государственного Университета.

Перспективы развития телескопов малых и умеренных размеров

Влияние технологии. Внедрение матриц ПЗС с низким шумом считывания может повлиять как на конструкции спектральных приборов малых телескопов, так и на конструкции собственно телескопов. Низкий шум считывания означает, что в ряде задач изображения, полученные одновременно на идентичных приборах, можно суммировать.

Применение высокоэффективных покрытий на малых телескопах может распространиться и на основную оптику, что эквивалентно увеличению площади зеркала на 10 -г 30%. Внедрение матриц ПЗС с быстрым считыванием расширит возможности фотометрии и спектроскопии быстропеременных объектов. Развитие микрооптики может оказать влияние на конструкции спектральной и фотометрической аппаратуры телескопов с малым масштабом изображения. Важное значение при создании телескопов-роботов имеет внедрение новых высокоточных датчиков координат, развитие программного и сетевого обеспечения.

Методы наблюдений. Укажем некоторые методы, представляющиеся достаточно перспективными.

• «Тотальная» фотометрия. Обнаружение новых или редко повторяющихся астрономических явлений.

• Скоростная широкополосная фотометрия. Например, исследование спектра нерадиальных звездных пульсаций в сети WET как способ проверки и совершенствования теории внутреннего строения звезд.

• Фотометрия «быстрого реагирования» — развитие системы телескопов, реагирующих на редкие астрономические явления.

• Инфракрасные телескопы-роботы.

• Среднеполосные фотометрические обзоры. Необходимость продолжения таких обзоров сохраняется, хотя бы из-за существования переменных звезд.

• Спектрополяриметрия с низким и средним разрешением. Низкое разрешение необходимо для разделения составляющих поляризации, формирующихся в межзвездной среде и в околозвездных оболочках. Спектрополяриметрия со средним разрешением является единственным средством, позволяющим на малом телескопе «заглянуть» под дифракционный предел.

• Измерение лучевых скоростей. Темп накопления информации здесь значительно более низкий, чем в современной астрометрии. Более того, лучевые скорости переменных звезд следует определять многократно. Дальнейшее совершенствование методов акселерометрии сделает телескопы метрового класса основными рабочими инструментами в задаче накопления статистики по параметрам внесолнечных планетных систем.

В задачах с требованиями к точности определения лучевых скоростей порядка десятков м/с, продуктивной может оказаться концепция МТТ (Multitelescope telescope), т.е. один спектрограф, соединенный оптическими волокнами с несколькими зеркалами, сопровождающими объект на общей монтировке.

Эффекты урбанизации. Хорошо известно, что рост как площади городов, так и их освещенности, привел к прекращению фотометрических программ на близко расположенных обсерваториях. Щелевая (или оптоволоконная) спектроскопия является одной из немногих возможных задач, выполнимых в черте города. С другой стороны, обсерватории, расположенные вблизи крупных городов, находятся в лучших условиях по привлечению высококвалифицированных инженеров и молодежи, т.е. могут стать центрами разработки новых астрофизических методов, в т.ч. и для телескопов, расположенных в удаленных местах с хорошим астроклиматом.

Изменение характера труда. На протяжении жизни современного астронома количество литературы, публикуемой по любому из направлений, проэволюционировало от досконально известного до необозримого. Однако такой рост объясняется не повышением производительности труда каждого спектроскописта, а увеличением числа работающих телескопов и астрономов. Рост числа публикаций означает, что доля времени, затрачиваемого астрономом на изучение литературы, должна возрастать. Такой рост возможен только за счет сокращения времени на подготовку аппаратуры, выполнение наблюдений, последующую обработку и анализ.

Развитие технологии увеличило информативность наблюдений в целом на два-четыре порядка, но не сократило трудозатраты на «сервисные функции», сохранившиеся за наблюдателем. На малых телескопах количество новой информации, которое астроном может получить за ночь наблюдений, еще сильнее контрастирует с тем объемом информации, которую можно за это время изучить по публикациям.

Режим удаленных наблюдений, как и наблюдения на телескопах-роботах, пока являются экзотическими исключениями, к которым можно стремиться, и сегодня удаленные наблюдения не определяют характер труда большинства астрономов. На больших зарубежных телескопах выход из положения найден — наблюдения выполняются небольшим числом профессионалов, для которых этот вид деятельности официально признан основным. На малых телескопах такой вариант, чаще всего, неосуществим, и здесь можно указать два способа сокращения технологических трудозатрат астронома-наблюдателя — не наблюдать лично, доверяя этот процесс коллегам, или совершенствовать технику наблюдений, уделяя основное внимание повышению эффективности аппаратуры.

Благодарности

Автор признателен преподавателям и сотрудникам физико-математического факультета Ставропольского государственного университета проф. Па-далке В.В., проф. Каплану Л.Г., инж. Пендику Е.Ю., а также сотрудникам Специальной астрофизической обсерватории РАН ст.н.с. Бычкову В.Д., вед. инж. Драбеку С.В., инж. Викульеву Н.А. за помощь, оказанную при выполнении работ по восстановлению и модернизации телескопа СГУ.

Автор признателен научному руководителю работы, зав.лаб. астроспек-троскопии САО РАН д.ф.-м.н. Клочковой В.Г. и ст.н.с. Юшкину М.В. за полезные консультации и возможность выполнить часть исследования на оборудовании лаборатории астроспектроскопии САО РАН, а также проф. Пан-чуку В.Е. за возможность выполнить экспериментальные работы на оборудовании базовой кафедры оптики и спектроскопии СГУ при САО РАН.

1. Adrianzyk G., Baietto G.C., Berger J.P., et al. Spectroscopic observation of stars and planetary nebulae with a multichannel analogue detector system.// Astron. & Astrophys.- 1978. vol. 63. - 279-283.

2. Appenzeller I. Polarimetric Observations of Spiral Galaxies.// Publ. of Astr. Soc. of Pacific. 1967. - vol. 79, № 471. - 600.

3. Asano A. MOS sensors continue to improve their image.// Advanced Imaging. — 1989. — 42-44.

4. Bagnuolo W.G., Furenlid I.K., Gies D.R., Barry D.J. The multi-telescope telescope — A coast-effective approach to fiber-fed spectroscopy.// Publ. of Astr. Soc. of Pacific. — 1990.- vol. 102. 604-611.

5. Baranne A., Duchesne M. Le Spectrographe coude «ECHEL.E.C. 152».// In «Auxiliary Instrumentation for Large Telescopes», Proc. ESO/CERN Conf. Eds. S. Lautsen, A. Reiz.- 1972. 241.

6. Baranne A., Mayor M., Poncet J.L. CORAVEL — a new tool for radial velocity measures.// Vistas in Astronomy. 1979. - vol. 23. — 279-316.

7. Baranne A., Queloz D., Mayor M. et al. ELODIE: a spectrograph for accurate radial velocity measurements.// Astron. Astrophys. Suppl. — 1996. — vol. 119. — 373-390.

8. Barry D.J, Bagnuolo W.G. Jr., Riddle R.L. An Improved, «Newtonian» Version of the Ebert-Fastie Spectrograph.// Publ. of Astr. Soc. of Pacific. 2002. - vol. 114, issue 792.- 198-206.

9. Baudrand J., Bohm T. MUSICOS — a fiber-fed spectrograph for multi-site observations.// Annu. Rev. Astron. Astrophys. 1992. - vol. 259. - 711-719.

10. Beavers WI., Eitter J.J., Carr P.H., Cook B.C. Radial velocity measurements in the F corona.// Astrophys. J. 1980. - vol. 238. - 349-356.

11. Beavers W.I., Eitter J.J. Fick Observatory radial-velocity spectrometer.// Publ. of Astr. Soc. of Pacific. 1977. - vol. 89. - 733-738.

12. Beavers W.I., Eitter J.J. Fick Observatory Spectrum Scanners.// In «Instrumentation and research programmes for small telescopes»; ed. by J.B. Hearnshaw and P.L. Cottrell, IAU 118th Symp. Proc. 1986. - 75.

13. Beland R. Propagation through Atmospheric Optical Turbulence.// Atmospheric Propagation of Radiation, ed. Fredrick Smith. — 1993. — 159-224.

14. Benz W., Mayor M. A new method for determining the rotation of late spectral type stars.// Astron. & Astrophys. 1981. - vol. 93. - 235-240.

15. Bergstrahl J.T. Planetary Nebulae: Prime-Focus or Coude?// Publ. of Astr. Soc. of Pacific.- 1970. vol. 82, X» 487 - 666.

16. Boksenberg A., Burgess D.E. Television-type photon-counting systems.// Proc. Symp. on Television Type Sensors; eds.: J.W. Glaspey & G.A.H. Walker. — University of Columbia, Vancouver, 1973. 21.

17. Born M., Wolf E. Principles of Optics. — Pergamon, Oxford. — 1964. — 767 p.

18. Boyce P.B., White N.M., Albrecht R., Slettebak A. The Coude Spectrum Scanner at the Lowell Observatory.// Publ. of Astr. Soc. of Pacific. 1973. - vol. 85, № 503. - 91.

19. Boyd L.J., Genet R.M., Hall D.S. APT's — Automatic photoelectric telescopes.// Sky & Telesc. 1985. - vol. 70. - 16-19.

20. Boyle W.S., Smith G.E. Charged Coupled Semiconductor Devices.// Bell System Technical Journal. 1970. - vol. 49. - 587-593.

21. Breger M. Observational polarimetry programs for small telescopes.// In «Instrumentation and research programmes for small telescopes», ed. by J.B. Hearnshaw and P.L.Cottrell, IAU 118th Symp. Proc. 1986. - 149-155.

22. Breysacher J. The «Echelec» — A New Spectrograph for ESO.// ESO Messenger. 1976.vol. 5 — 3.

23. Da Costa G.C., Freeman K.C., Kalnajs A.J. et al. Accurate radial velocities using cross-correlation techniques and TV detectors. I — The velocity dispersion of NGC 6397 // Astron. J. 1977. - vol. 82. - 810-817.

24. Decker J.A., Harwit M. Experimental Operation of a Hadamard Spectrometer.// Applied Optics. 1969. - vol. 8, № 12. - 2552-2554.

25. Decker J.A., Harwit M. Sequential encoding with microslit spectrometers.// Applied Optics. 1968. - vol. 7, № 11. - 2205.

26. Denby В., Dalglish R., Meadows V., Taylor K.N.R. FAGS a Fast Astronomical Grating Spectrometer.// In «Instrumentation and research programmes for small telescopes», ed. by J.B. Hearnshaw and P.L. Cottrell, IAU 118th Symp. Proc. - 1986. - 439.

27. Edelson R.A. and Krolik J.H. The discrete correlation function: A new method for analyzing unevenly sampled variability data.// ESA SP-281, June 1988. — vol. 2. 387390.

28. Edvin R.P. A new spectrograph with a Reticon detector for small telescopes.// The Observatory. 1989. - vol. 109, JV° 1092. - 173.

29. Epstein L. All-Reflecting Shmidt Camera.// Publ. of Astr. Soc. of Pacific. 1967. -vol. 79, X» 467. 132.

30. Erskine D.J. An Externally Dispersed Interferometer Prototype for Sencitive Radial Velocimetry: Theory and Demonstration on Sunlight.// Publ. of Astr. Soc of Pacific. 2003. - vol. 115. - 255-269.

31. ESO Messenger. 1976. - vol. 7 - 10.

32. ESO Messenger. 1979. - vol. 17 - 29.

33. Fabricant D., Cheimets P., Caldwell N., Geary J. The FAST Spectrograph for the Tilhnghast Telescope.// Publ. of Astr. Soc. of Pacific. 1998. - vol. 110. - 79-85.

34. Fehrenbach Ch. Recherches sur la mesure des vitesses radiales au prisme objectif I: La mdthode d'absorption.// Ann. d'Astrophys. — 1947. — vol. 10. — 257.

35. Fellgett P. A note on the solution and synthesis by inspection of a.c. briges // These de l'Universite de Cambridge. — 1951.

36. Fellgett P. Concerning photographic grain, signal-to-noice ratio, and information.// Opt. Acta 1953. - vol. 2, JV° 9. - 112.

37. Fletcher J.M., Harris H.C, McClure R. A photoelectric radial-velocity spectrometer of the 1.2-m telescope of the Dominion Astrophysical Observatory.// Publ. of Astr. Soc. of Pacific. 1982. - vol. 94. - 1017-1028.

38. Frandsen S., Douglas N., Butcher H. An astronomical seismometer.// Annu. Rev. Astron. Astrophys. 1993. - vol. 279. - 310-321.

39. Fraser G.W., Pearson J.F., Lees J.E. Dark noice in microchannel plate X-ray detectors.// Nuc. Instr & Meth. in Physics Research Sect. A. 1987. - vol. 254. - 447-462.

40. Fried D.L. Limiting Resolution Looking Down Through the Atmosphere.// J. of the Opt. Soc. of America. 1966. - vol. 56. - 1380.

41. Fried D.L., Mevers C.E. Evaluation of r0 for Propagation Down Through the Atmosphere.// Applied Optics. 1974. - vol. 13. - 2620-2622.

42. Fried D.L. Optical Resolution Through a Randomly Inhomogeneous Medium for very Long and Very Short Exposures.// J. of the Opt. Soc. of America. — 1966. — vol. 56. — 1372.

43. Fried D.L. Statistics of a Geometric Representation of Wavefront Distorsion.// J. of the Opt. Soc. of America. 1965. - vol. 55. - 1427.

44. Furenlid I. A combined telescope and spectrograph of high efficiency.// Publ. of Astr. Soc. of Pacific. 1984. - vol. 96. - 325-328.

45. Furenlid I., Cardona 0. A CCD spectrograph with optical fiber feed.// Publ. of Astr. Soc. of Pacific. 1988. - vol. 100. - 1001-1007.

46. Geake J.E., Wilcock W.L. An astronomical photoelectric spectrometer.// Mon. Not. of Royal Astron. Soc. 1956. - vol. 116 - 561.

47. Geake J.E., Wilcock W.L. A photoelectric stellar spectrophotometer, using a Fabry-Perot etalon.// Mon. Not. of Royal Astron. Soc. 1957. - vol. 117. - 380.

48. Gehrels T. CCD scanning with a small telescope.// In «Instrumentation and research programmes for small telescopes», ed. by J.B. Hearnshaw and P.L. Cottrell, IAU 118th Symp. Proc. 1986. - 285.

49. Gieseking F. Measuring Radial Velocities vith an Objective Prism.// Sky к Telesc. — 1979. vol. 57. - 142.

50. Gray D.F. Measurement of line profile.// In «Instrumentation and research programmes for small telescopes», ed. by J.B. Hearnshaw and P.L. Cottrell, IAU 118th Symp. Proc. — 1986. 401-411.

51. Gray D.F. Methods and Technique for Separating Line Broadening Mechanism.// In «High Resolution Spectrometry». Proc. of the 4-th Colloq. on Astrophys. Ed. by M. Hack. Osservatorio Astronomico di Trieste. — 268.

52. Griffin R.F. A Photoelectric Radial-Velocity spectrometer.// Astrophys. J. — 1967. — vol. 148 465.

53. Griffin R.F. Photoelectric Radial Velocities of four K-stars.// Mon. Not. of Royal Astron. Soc. 1969. - vol. 145 - 163.

54. Hart J., van Harmelen J., Hovey G. et al. The Telescope System of the MACHO Program.// Publ. of Astr. Soc. of Pacific. 1996. - vol. 108. - 220.

55. Harwit M. Spectrometric imager.// Applied Optics. 1971. - vol. 10, JV° 6. - 1415-1421.

56. Hiltner W.A., Code A.D. Compensation for seeing in stellar photoelectric spectrometry.// J. of the Opt. Soc. of America. 1950. - vol. 4. - 149.

57. Hiltner W.A., Schild R. A Rotatable Telescope for Polarization Studies.// Sky к Telesc. 1965. - vol. 30. - 144.

58. Hoag A.A., Schroeder D.J. «Nonobjective» Grating Spectroscopy.// Publ. of Astr. Soc. of Pacific. 1970. - vol. 82. - 1141.

59. Honeycutt R.K., Adams B.R., Swearingen D.J., Kopp W.R. Devices for observatory automation.// Publ. of Astr. Soc. of Pacific. 1994. - vol. 106. - 670-674.

60. Hough P.V.C. Machine Analisys of Bubble Chamber Pictures.// International Conference of High Energy Accelerators and Instruments, CERN. — 1959.

61. Ibbett R.N., Aspinall D., Grainger J.F. Real-time multiplexing of disper&edd spactra in any wavelength region.// Applied Optics. — 1968. — vol. 4, JV° 6. — 1089.

62. Imbert M., Prevot L. First Observations with CORAVEL at La-Silla.// ESO Messenger.- 1981. vol. 25 - 6.

63. Ipson S.S. et al. Visions and image sensors. — CRC Press LLC. — 1999. — ch.64.

64. Isobe S., Shinohara N., Agata H. A 75-cm Alt-Az Telescope with Short Time Focus Exchanging System.// In «Instrumentation and research programmes for small telescopes», ed. by J.B. Hearnshaw and P.L. Cottrell, IAU 118th Symp. Proc. — 1986. — 93.

65. Jacquinot P., Dufour C. Condition optique d'emploi des cellules photo-electriques dans les spectrographes et les interferometrfes.// J. Rech. Cent. Nat. Rech. Sci., Labs Bellevue (Paris). 1948. - vol. 6.-91.

66. Jacquinot P. The luminosity of spectrometers with prisms, gratings or Fabry Perot etalons.// J. of the Opt. Soc. of America. — 1954. — vol. 44. — 761.

67. Janesik J.R., Eliott Т., Collins S. et al. Scientific charge-coupled devices.// Optical Engeneering. 1987. - vol. 26, No.8. - 692-714.

68. Kawabata K.S., Okasaki A., Akitava H. et al. A New Spectropolarimeter at the Dodaira Observatory.// Publ. of Astr. Soc. of Pacific. 1999. - vol. 111. - 898-908.

69. Kleinman S.J., Nather R.E., Phillips T. The WET Standard Photometer.// Publ. of Astr. Soc. of Pacific. 1996. - vol. 108. - 356.

70. La Sala J., Kurtz M.J. A fast, reliable spectral rectification technique.// Publ. of Astr. Soc. of Pacific. 1985. - vol. 97. - 605-608.

71. Lemaitre G. Optical design with the Schmidt Concept — Groundbased Development- The Space Schmidt Project for the 1990S.// in «Astronomy with Schmidt-type Telescopes», Proc. of the IAU Coll. 1983 - vol. 78. - 533.

72. Lemaitre G. Un Spectrographe a Reseau Aspherique pour Telescope f/4.// In «Instrumentation for Astronomy with Large Optical Telescopes», Proc. of the IAU Coll.- 1982. vol. 67. - 137.

73. Liller W. Concave gratings for astronomical spectrographs and spectrometers.// Applied Optics. 1963. - vol. 2. - 187-192.

74. Mandel H. High Resolution Spectroscopy with a Fiber-Linked Echelle-Spectrographs.// in «The Impact of Very High S/N Spectroscopy on Stellar Physics; eds.: G. Caurel de Strobel and. M. Spite. 1988. - 9.

75. Margon В., Ford H.C, Katz J.I. et al. The bizzare spectrum of SS 433.// Astrophys. J.- 1979. vol. 230. - 41-45.

76. McDavid D.A. A Microcomputer Controlled CCD Ha Spectrometer.// In «Instrumentation and research programmes for small telescopes»; eds.: J.B. Hearnshaw and P.L. Cottrell. IAU 118th Symp. Proc. 1986. - 457.

77. McMillan R S., Moore Т., Perry M.L., Smith P.H. Radial velocity observations of the sun at night.// Astrophys. J. 1993. - vol. 403 - 801-809.

78. McNall J.F., Michalski D.E, Miedaner T.L.An Image-Tube Scanner for the Wisconsin Echelle Spectrograph // Publ. of Astr. Soc. of Pacific. 1972. - vol. 84, JV° 497. - 145.

79. Mertz L. Comment on Interferometric Spectral Analyzers // Journal de Physique et le Radium. 1958. - vol. 19, № 3 - 233.

80. Ming Hing Tai, Briotta D.A., Jr., Kamath N.S., Harwit M. Practical multi-spectrum Hadamard transform spectrometer.// Applied Optics. — 1975. — vol. 14 2533-2536.

81. Munari U., Lattanzi M.G. Flexures of conventional Cassegrain-fed spectrographs // Publ. of Astr. Soc. of Pacific. 1992. - vol. 104. - 121-126.

82. Namioka T. Theory of concave gratings. III.Seya-Namioka monochromator.// J. of the Opt. Soc. of America. 1959. - vol. 49. - 951.

83. Nemiroff R.J , Rafert B. Toward a Contonuous Record of the Sky.// Publ. of Astr. Soc. of Pacific. 1999. - vol. 111. - 886-897.

84. Nielsen R.F. A New Generation UVBY H/? Photometer.// Nordic Astronomy Meeting in Oslo 1983 - 141.

85. Nissen P.E. What Does the Helium Abundance in Young Stars Tell Us About the Universe?// ESO Messenger. 1977. - vol. 9 - 12.

86. Noll R.J. Zernike polinomials and atmospheric turbulence.// J. of the Opt. Soc. of America. 1976. - vol. 66. - 207.

87. Оке J.B. A Multi-Channel Photoelectric Spectrometer.// Publ. of Astr. Soc. of Pacific. — 1969. vol. 81, № 478. - 11.

88. Pickering E C. Relative Motion of the Stars in the Line of Sight.// Astr. Nachr. — 1896.- vol. 142. 105.

89. Queloz D. Echelle Spectroscopy with a CCD at Low Signal-To-Noice Ratio.// in «New Developments in Array Technology and Applications»; eds.: A.G.D. Davis Philip, K.A. Janes, A.R. Upgren. 1995. - 221.

90. Rakos K.D., Weiss W.W., Muller S. et al. Vulcan — A low-resolution spectrophotometer for measuring the integrated colours of galaxies.// Publ. of Astr. Soc. of Pacific. — 1990. vol. 102. 674-681.

91. Report of the 8th UN/ESA workshop, A/AC. 105/723, May 1999, pp. 26 35.

92. Richardson E.H., Brealey G.A. A Small Off-Axis Spectrograph.// J. of Royal Astron. Soc. of Canada. 1973. - vol. 67. - 165.

93. Richardson E.H. The Spectrographs of the Dominion Astrophisycal Observatory.// J. of Royal Astron. Soc. of Canada. 1968. - vol. 62. - 313.

94. Roddier F. The effects of atmospheric turbulence in optical astronomy.// Progress in optics. 1981. - vol. 19. - 281-386.

95. Rodgers A.W., Roberts R., Rudge P.T., Stapinski T. A Multichannel Spectrometer.// Publ. of Astr. Soc. of Pacific. 1973 - vol. 85. - 268.

96. Schroeder D.J., Anderson C.M. The echelle spectrograph for astronomical use.// Publ. of Astr. Soc. of Pacific. 1971. - vol. 83, № 494. - 438.

97. Schroeder D.J. Design Considerations for Astronomical Echelle Spectrographs.// Publ. of Astr. Soc. of Pacific. 1970. - vol. 82. - 1253.

98. Serkowski K. A Polarimetric Method of Measuring Radial Velocities.// Publ. of Astr. Soc. of Pacific. 1972. - vol. 84. - 649.

99. Serkowski K., Mathewson D.S., Ford V. Wavelength dependence of interstellar polarisation and ratio of total to selective extinction.// Astrophys. J. — 1975. — vol. 196. — 261-290.

100. Serkowski K. Possibilities of Improving the Accuracy of Stellar Radial Velocities.// In «High Resolution Spectrometry» (Proc. of the 4-th Colloq. on Astrophys. held in Trieste), ed. by M.Hack. 1978. - 245.

101. Shectman S.A. A two-dimensional photon counter.// Proc. SPIE. — 1984. — vol. 445. — 128.

102. Shectman S.A., Hiltner W.A. A photon-counting multichannel spectrometer.// Publ. of Astr. Soc. of Pacific. 1976. - vol. 88. - 960-965.

103. Siegmund O.H.W., Jelinsky P., Jelinsky S. et al. High resolution cross delay line detectors for the GALEX mission.// Proc SPIE. 1999. - vol. 3765, - 429-440.

104. Sloane N.J.A., Fine Т., Phillips P.G., Harwit M. Codes for multiplex spectrometry.// Applied Optics. 1969. - vol. 8, № 10. - 2103.

105. Struve О. A New Slit Spectrograph for Diffuse Galactic Nebulae.// Astrophys. J. 1937.- vol. 86. 613.

106. Struve O., Van Biesbroeck G., Elvey C.T. The 150-foot Nebular Spectrograph of the McDonald Observatory.// Astrophys. J. 1938. - vol. 87. - 559.

107. Tonry J., Davis M. A survey of galaxy redshifts. I. Data reduction techniques.// Astron. J.- 1979. vol. 84, № 10. - 1511-1525.

108. Treffers R. A single etalon Fabry-Perot spectrometer for observations of nebulae at visible and infrared wavelengths.// Publ. of Astr. Soc. of Pacific. 1981. - vol. 93. - 247-252.

109. Vaughan A.H., Jr. Astronomical Fabry-Perot Interference Spectroscopy.// Annu. Rev. Astron. Astrophys. 1967. - vol. 5. - 139.

110. Walraven Th., Walraven J.H. A new photo-electric method of classification of luminosity and spectral type for O- and B-type stars.// Bull. Astron. Inst. Netherlands. — 1960. — vol. 15 67.

111. Warner B. The research potential of small telescopes.// In «Instrumentation and research programmes for small telescopes», ed. by J.B. Hearnshaw and P.L. Cottrell, IAU 118th Symp. Proc. 1986. - 3-15.

112. Weiss W.W, Jenker H., Wood H.J. A statistical approach for the determination of relative Zeeman snd Doppler shifts in spectrograms.// Astron. к Astrophys. — 1978. — vol. 63.- 247-257.

113. Wilson O.C. The New Cassegrain Spectrograph for the Mount Wilson 60-inch Telescope.// Publ. of Astr. Soc. of Pacific. 1956. - vol. 68, JV° 403. - 346.

114. Wilson R.W., Jenkins C.R. Adaptive optics for astronomy: theoretical perfomance and limitations.// Mon. Not. of Royal Astron. Soc. 1996. - vol. 278. - 39-61.

115. Wolf В., Mandel H., Stahl O. et al. High-resolution spectroscopy at the ESO 50-cm telescope: spectroscopic monitoring of galactic luminous blue variables.// ESO Messenger.- 1993. vol. 74. - 19-23.

116. Wood H.J. High-Dispersion Infrared Image-Tube Spectroscopy with a Small Telescope.// Publ. of Astr. Soc. of Pacific. 1968. - vol. 80, № 477. - 647.

117. Афанасьев В.JI. Структура и эволюция активных галактик: Дисс. . д-ра ф.-м. н. — Бюракан, 1990.

118. Балега И.И., Верещагина Р.Г., Маркелов С.В. и др.//Астрофиз. исслед. (Изв. САО).- 1979. т. 11.-248.

119. Борисенко А.Н., Маркелов С.В., Рядченко В.П. Применение ПЗС систем в фотометрических и спектральных исследованиях.// Препринт САО РАН. — 1991. — N° 76.

120. Вишневский Г.И., Булгаков А.Г., Выдревич М.Г. и др Приборы с зарядовой связью.// Электронная промышленность. — 1992. — т. 2. — 37.

121. Гудмен Дж. Статистическая оптика./ Пер. с англ. под ред. Г.В. Скроцкого — М.: Мир, 1988. 528 с.

122. Джоунс Р., Уайкс К. Голографическая и спекл-интерферометрия./ Пер. с англ. под ред. Скроцкого Г.В. М.: Мир. - 1986. - 328 с.

123. Дорошенко В.Т., Сергеев С.Г., Меркулова Н.И. и др. ПЗС матрицы в астрофизическом исследовании.// «Астрофизика». — Ереван, май 2005. — т. 48, вып. 2. — 191.

124. Емельянов Э.В. Определение шума считывания и квантовой эффективности ПЗС матрицы.// Всероссийская Научная Конференция Студентов-Физиков и молодых ученых. 2005. - вып. И. - 383.

125. Емельянов Э.В., Панчук В.Е. Оптоволоконный спектрограф для малых и средних телескопов.// Всероссийская Научная Конференция Студентов-Физиков и молодых ученых. 2004. - вып. 10. - 757.

126. Емельянов Э.В., Панчук В.Е., Юшкин М.В Математические методы обработки эшельных спектров.// Физико-математические науки в СГУ. Материалы 49-й научно-методической конференции преподавателей и студентов «Университетская наука — региону». — 2004. — 54.

127. Емельянов Э.В. Применение доступных ПЗС камер для регистрации астрономических изображений.// Обозрение прикладной и промышленной математики. Пятый Всероссийский симпозиум по прикладной и промышленной математике. — 2004. — т. И, вып. 4. 796.

128. Есипов В.Ф. Спектрограф с фотоконтактным устройством для наблюдения туманностей.// В сб. «Новая техника в астрономии». — 1963. — вып.1. — 165.

129. Есипов В.Ф. Фотографирование звезд, используя электронный телескоп.// Астроном. Журнал. 1960. - т. 37. - 588.

130. Жаров В.Е. Сферическая астрономия. — М., Наука. — 2002.

131. Жиглинский А.Г., Кучинский В.В. Реальный интерферометр Фабри-Перо. — JI.: Машиностроение. — 1983.

132. Зайдель А.Н. Основы спектрального анализа. — М., Наука. — 1965.

133. Зайдель А.Н., Островская Г.В., Островский Ю.И. Техника и практика спектроскопии. М.: Наука - 1972.

134. Токовинин А.А. Звездные интерферометры.// М.: Наука, 1988. — 160 с.

135. Иванов А.А , Панчук В.Е., Шергин B.C. Спектральный комплекс фокуса Нэсми-та 6-м телескопа БТА. VIII. Локальный корректор положения звезды.//Препринт САО РАН. 2001. - № 155. - 19с.

136. Калиненков Н.Д., Харитонов А.В. Фотоэлектрический спектрофотометр с вогнутой решеткой.// Труды АФИ АН КазССР. 1976. - т. 8. - 128.

137. Клочкова В.Г., Панчук В.Е , Романенко В.П. Звездные спектрополяриметры.// Препринт САО РАН. 2001. - № 156. - 21с.

138. Колмогоров А.Н. Избранные труды. Математика и механика. — М.: Наука, 1985.

139. Комаров Н.С., Позигун Н.С. Распределение энергии звезд в инфракрасном диапазоне./ / Астроном. Журнал. — 1968. — т. 45. — 133.

140. Кононович Э.В., Мороз В И. Общий курс астрономии. — М., Наука. — 2001.

141. Копылов И.М. 1200-миллиметровый рефлектор Крымской Астрофизической Обсерватории.// Изв. Крымск. Астрофиз. Обсерв. — 1954. — т. 11 — 44.

142. Копылов И.М., Стешенко Н.В. Звездный спектрограф с эшелле.// Изв. Крымск. Астрофиз. Обсерв. 1965. - т. 33 - 308.

143. Линник В.П. Бесщелевой звездный спектрограф с гидированием и реперами спектра.// В сб. «Новая техника в астрономии». — 1963. — вып. 1. — 176.

144. Мельников О.А., Купревич Н.Ф. Новое определение нуль-пункта спектрофотомет-рических градиентов и температур звезд фотоэлектрическим способом.// Астроном. Журнал. 1956. - т. 33. - 845.

145. Монтенбрук О., Пфлегер Т. Астрономия на персональном компьютере. — СПб., Питер. 2002.

146. Оптические телескопы будущего./ Под ред. Ф. Пачини и др. Пер. с англ. под ред. П.В. Щеглова. М.: Мир, 1981. - 432 с.

147. Панчук В.Е., Алиев А Н., Клочкова В.Г., Юшкин М.В. Методы определения лучевых скоростей звезд.// Препринт САО РАН. 2003 - Я» 192. - 38с.

148. Панчук В.Е., Емельянов Э.В., Юшкин М В., Якопов М.В. Проект эшелле спектрографа фокуса Кассегрена.//Труды 33-й международной студенческой научной конференции «Физика Космоса», Екатеринбург. — 2004. — С. 297.

149. Панчук В.Е. Спектральный комплекс фокуса Нэсмита 6-м телескопа БТА. V. Меюд дважды скрещенной дисперсии.// Препринт САО РАН. — 2000. — JV® 144. — 19с.

150. Пендик Е.Ю., Емельянов Э.В., Якопов М.В. К математическому моделированию локального корректора.// Обозрение прикладной и промышленной математики. Седьмой Всероссийский симпозиум по прикладной и промышленной математике. 2006. — т. 13, вып. 4.

151. Пикельнер С.Б.// Изв. Крымск. Астрофиз. Обсерв. — 1954. — т. 11. — 8.

152. Рядченко В.П. Разработка ПЗС-систем и их применение в фотометрических и спектральных исследованиях на 6-м телескопе: Дисс. канд. ф.-м. н. — Нижний Архыз., 1992.

153. Светосильные спектральные приборы./ под ред. К.И. Тарасова. — М.: Наука. — 1988.

154. Сергиенко А.Б. Цифровая обработка сигналов. — СПб.: Питер. — 2004.

155. Скоков И.В. и др Проектирование дифракционных спектрографов. — М.: Машиностроение. — 1991.

156. Тарасов К.И. Спектральные приборы. — М., Машиностроение. — 1968.

157. Ульянов С.С. Что такое спеклы?// Соросовский образовательный журнал. — 1999. т. 5. - 112-116.

158. Франсон М. Оптика спеклов./ Пер. с англ. под ред. Островского Ю.И. — М. Мир. — 1980. 172 с.

159. Харитонов А.В., Клочкова В.Г. Спектрофотометрия звезд в Плеядах. I. Наблюдения 19 звезд ранних классов.// Известия САО РАН. — 1972. — т. 3. — 91.

160. Хвостиков И.А. Теория рассеяния света и ее применение к вопросам прозрачности атмосферы и туманов.// Успехи физических наук. — 1940. — т XXIV, вып 2. — 165-227.

161. Шергин B.C., Максимова В.М. Алгоритм работы управляющего вычислительного комплекса БТА. — п. Нижний Архыз. — 2000. — 50с.

162. Щеглов П.В. Опыт фотографирования туманностей, используя электронный телескоп./ / Астроном. Журнал. — 1960. — т. 37 — 586.

163. Щеглов П.В. Электронная телескопия. — М.: Физматгиз, 1963.

164. Щеглов П.В. Эталон Фабри-Перо с усилителем изображения для наблюдения слабых эмиссионных объектов.// В сб. «Новая техника в астрономии». — 1963. — вып. 1 — 156.