автореферат диссертации по информатике, вычислительной технике и управлению, 05.13.15, диссертация на тему:Разработка и исследование программно-аппаратных вычислительных средств автоматизации прецизионных астрофизических экспериментов

На правах рукописи

Я ко нов Михаил Владимирович

РАЗРАБОТКА И ИССЛЕДОВАНИЕ ПРОГРАММНО-АППАРАТНЫХ ВЫЧИСЛИТЕЛЬНЫХ СРЕДСТВ АВТОМАТИЗАЦИИ ПРЕЦИЗИОННЫХ АСТРОФИЗИЧЕСКИХ ЭКСПЕРИМЕНТОВ

Снс11на"][>нос)Ь 05.13.15 - Вы числитель иые машины и системы

АВТОРЕФЕРАТ лиссерташш на сонскапнс ученой степени кандидата технических наук

Таганрог 2006

Рабата выпо лнена на кафедре вычислительной техники Таганрогского госулара венного радиотехнического университета

I 1зучный руководитель:

доктор технических наук, профессор Чернухии Юрий Викторович.

Официальные оппоненты:

доктор технических наук, профессор Витиска Николай Иванович

доктор технических паук, профессор Шутов Альберт Михайлович.

Ведущая организация:

Ставропольский государственный у m тер си ге г, г. Ставрополь,

'Зашита состоится « 16 » ноября 2006г. В 14 ч. 20 мин. на часе да ним диссертационного совета Д.212.259.02 при Таганрогском государственном радиотехническом университете по адресу: 347928. г. Tai анрог. пер. 1 Гекрасовскип, 44. аул. Д-406.

С диссертацией можно ознакомиться в библиотеке Таганрогского государственного радиотехнического университета.

Автореферат разослан jlO 2006г

Ученый секретарь диссертационном

совета Д 212.259.02

доктор технических наук, профессор

бенко JI.K.

ОБЩАЯ ХАРАКТЕРИСТИКА РАБОТЫ.

Актуальность темы:

Возрастающий интерес к изучению небесных объектов, необходимость получения все большего объема информации о процессах и явлениях, происходящих в глубинах Вселенной, и наличие соответствующих технологических возможностей, - привели к созданию все более крупных и совершенных оптических телескопов, оснащенных самой совершенной регистрирующей аппаратурой. Стоимость такого комплекса чрезвычайно велика, и каждый час работы его оценивается в десятки тысяч рублей. Естественно, что при таких затратах необходимо свести до минимума непроизводительные потери телескопного времени и долю некачественных экспериментальных результатов. Необходимость изучения все более слабых (по яркости) объектов требует применения длительных времен накопления сигнала, повышения точности ведения телеснопа вслед за изучаемым объектом, и непрерывного контроля за качеством изображения, построенного телескопом.

Эти задачи могут быть решены только на основе комплексной автоматизации подготовительных операций и самого процесса наблюдения.

Автоматизация крупных универсальных телескопов идет по пути создания систем автоматического наведения телескопа на звезду, разработки надежных систем ведения и согласования движения трубы телескопа и купола башни, конструирования систем сопровождения астрономического объекта и контроля фокусировки телескопа.

Колебания центра тяжести (барицентра) исследуемого астрономического объекта в фокальной плоскости телескопа, обусловлены флуктуацией атмосферы и спектром частот собственных колебаний монтировки телескопа, возникающих в процессе сопровождения объекта. Эти обстоятельства существенно снижают теоретическую разрешающую силу, что приводит к потерям в проницающей способности оптического телескопа, и, следовательно, не позволяет получить новые научные результаты.

Разработка автоматических систем стабилизации изображения небесных объектов в фокальной плоскости оптического телескопа является актуальной задачей современного астроприборостроения. В процессе астрономических наблюдений до сих пор, часто используются системы аналогового типа, содержащие только регистрирующие устройства (видеокамеры) и устройства отображения (мониторы). Данные системы имеют наименьший уровень автоматизации, и ответственность за принятие решения практически полностью возложена на астронома-наблюдателя. Несмотря на то, что в данный момент существуют достаточно эффективные методы анализа сигналов и изображений, их практическая реализация в виде аналоговых устройств весьма затруднительна из-за чрезвычайно высокой сложности, неоднородности параметров и проблем с оперативной настройкой данных узлов. Особенно остро встал вопрос о разработке систем стабилизации для повышения эффективности крупнейшего (диаметр главного зеркала б метров) в Европе Большого Телескопа Альт-азимутального (БТА) Специальной астрофизической обсерватории Российской академии наук (CAO РАН).

Цель работы;

- Основной целью является разработка программно-аппаратных вычислительных средств для создания автоматической системы стабилизации изображения (ССИ) исследуемого объекта на входной апертуре-'астрономической аппаратуры, и универсальной системы удаленного контроля основными Оптико-механическими узлами астрономической аппаратуры, используемой в прецизионном астрофизическом эксперименте. Предложенный

комплексный подход к задаче автоматизации астрофизических экспериментов повысит эффективность спектральных исследований на оптических телескопах. Для достижения поставленной цели решались следуют»« задач»:

- ■ ■ 1:-' Разработка и исследование алгоритмов, реализующих функциональность ССИ небесных объектов.

: 2. Разработка подхода к задаче автоматизации приборов, используемых в прецизионных астрофизических экспериментах, с тем, чтобы обеспечить создание надежной аппаратуры, наиболее полно удовлетворяющей требованиям современного астроприборостроения.

3. Разработка программ но-аппаратных вычислительных средств, на основе которых возможно создание ССИ в фокусе телескопа, и создание удаленной системы управления и контроля основных огггнко-механических узлов астроприбора в процессе прецизионных астрофизических экспериментов.

Для достижения поставленной цели в работе выполнены исследования:

1. Определение возможности фиксации изображения звезды на оптической оси системы с точностью 0.1 угловой секунды.

2. Разработка структуры системы сопровождения объекта телескопом с интегрированной в нее ССИ для оптического телескопа;

3. Определение путей развития и усовершенствования гидирующих (следящих) систем с использованием оптико-механического локального корректора (Ж) в фокусе телескопа, предназначенного для компенсации колебаний центра тяжести небесного объекта в процессе экспозиции.

Научная новизна:

Предложен новый подход к созданию системы удаленного контроля и установки основных оптико-механических узлов астроприбора с заданной точностью в процессе наблюдений. Разработана математическая модель, описывающая поведение изображения исследуемого объекта в фокусе телескопа, разработана и реализована программная модель, позволяющая оценить эффект от использования ССИ, на основе модели построены алгоритмы управления системы стабилизации, проведен цикл тестовых наблюдений, получен ряд экспериментальных результатов, которые коррелируют с расчетными данными.

Практическая значимость:

В работе проведен комплексный анализ чувствительности и точности методов гндирования оптического телескопа, в результате которого показано, что автоматический метод с применением ПЗС является наиболее эффективным, по точности гндирования, удобным в работе, а по световой чувствительности превосходит полуавтоматический в 2 * 3 раза. Применение ЛК стабилизации изображения в ССИ позволило освободить алгоритм гндирования телескопом от необходимости коррекции на высоких (для телескопа) частотах. Внедрение ССИ освобождает астронома-наблюдателя от непродуктивной работы, а приводы телескопа - от больших нагрузок, которые возникали ранее вследствие коррекции им на высоких частотах.

Исследования показали, что ССИ, разработанная с применением ЛК, интегрированная в автоматическую гцдирующую систему (АГС) исследуемого объекта, обеспечивает точное ведение за звездой в процессе длительных экспозиций (более часа).

Создана ССИ для эшелле спеюрополяриметра первичного фокуса БТА, испытания показали ее высокую эффективность. Система позволила существенно сократить непроизводительные потери наблюдательного времени. Показано, что эффективность астрономических наблюдений с применением ССИ на БТА повышается от 20% до 30%, в зависимости от качества изображения объекта.

Полученные научно-технические результаты способствуют созданию АГС повышенной точности и чувствительности, способствуют решению широкого круга задач по комплексной автоматизации астрофизических исследований. Результаты диссертационной , работы использованы при создании новых астрономических приборов. ,

Осиовиые наложения, выносимые да защиту:

Назащигу выносятся следующие положения и результаты:

• подход к созданию системы управления астрономическими приборами, основанный на разработке программно-аппаратных вычислительных средств, позволяющий повысить надежность системы путем применения распределенной архитектуры, сократить сроки ее создания, обеспечить возможность унификации; ■

• алгоритмы,'^обеспечивающие функционирование автоматической системы стабилизации изображения;

• программная модель, основанная на математической модели, позволяющая оценить эффективность применения ССИ в зависимости от входных параметров.

Апробация диссертационной работы:

Основные результаты работы докладывались на:

- Международной конференции «Компьютерные технологии в инженерной и управленческой деятельности», «КомТех-2002» (Таганрог, ТРТУ, 2002 г.);

- Международной научной конференции студентов и аспирантов (2004г. Екатеринбург, Уральский университет);

- Всероссийской научно-технической конференции с международным участием «Компьютерные технологии в инженерной и управленческой деятельности», «КомТех-2003» (Таганрог, ТРТУ, 2003 г.);

- Всероссийской астрономической конференции ВАК-2004 «Горизонты Вселенной» (МГУ, июнь 2004);

• . Всероссийской научно-технической конференции с международным участием «Компьютерные технологии в инженерной и управленческой деятельности», «КомТех-2005» СГаганрог, ТРТУ, 2005 г.); -

- Конференциях преподавателей и студентов Ставропольского государственного университета, 2005 и 2006г.;

- Заседаниях научно-технического совета CAO РАН;

- Конкурсах научных и научно-технических работ CAO РАН.

Публикации:

По теме диссертации опубликовано 12 печатных работ, из которых: 7 - тезисы Всероссийских конференций, 4 - тезисы Международных конференций, 1 статья.

Структура и объем диссертации:

Материал основной части диссертационной работы изложен на 191 странице машинописного текста. Диссертация состоит из введения, четырех глав, заключения и списка литературы из 71 наименований. Диссертация содержит 72 рисунка, 2 таблицы и 5 приложений.

Краткое содержание работы:

Во введении обоснована актуальность темы, сформулированы цель и задачи исследований, изложены научная новюна и практическая ценность работы.

В первой главе описываются свойства турбулентной атмосферы, которые приводят к неоднородности в распределении физических характеристик атмосферы, и в результате вызывают флуктуации волнового фронта. Рассматриваются основные компоненты астрофизического эксперимента и особенности таких экспериментов, применительно к телескопу БТА с диаметром объектива 6 метров. В качестве основных факторов, определяющих эффективность эксперимента, выделены качество изображения, а также воздействия на характеристики изображения со стороны земной атмосферы и системы сопровождения объекта телескопом. Охарактеризованы метода активной и адаптивной оптики. Перечислены проблемы, связанные с эксплуатацией оптико-механической системы БТА. Предложены пути решения задачи повышения эффективности спектроскопических экспериментов на БТА. Анализ прогрессивных систем стабилизации и управления изображением, построенным крупным астрономическим телескопом, показывает резервы повышения эффективности существующих инструментов. Анализ ситуации, сложившейся на БТА, и существующих на сегодня технологических и ресурсных возможностей, позволяет сделать вы иод. что повышение эффгл явности оптических телескопов (на примере БТА) является комплексной проблемой, связанной как с улучшением огггико-механических характеристик телескопа, так и с усовершенствованием спектроскопической аппаратуры, главным образом ее автоматизацией. Поэтому в рамках данной работы автор сосредоточился на двух направлениях: а) разработка и создание систем стабилизации изображения; б) разработка и создание средств управления астрофизическим экспериментом, с целью повышения эффективности наблюдений и ускорения процесса создания новых астрофизических приборов. Как было отмечено выше, для решения поставленных задач йсобходима разработка специализированных программно-аппаратных вычислительных средств. Отметим, что для проведения прецизионных астрофизических экспериментов на наземных оптических телескопах необходимо располагать адекватной численной мйделью поведения основных характеристик астрофизического эксперимента, универсальной системой удаленного управления астрономической спектральной аппаратурой, автоматической системой удержания центра изображения исследуемого объекта на входной апертуре астроприбора. Эта система не должна вносить кардинальные изменения в конструкцию телескопа.

Во второй главе предложен подход к задаче стабилизации изображения астрономического объекта, основанный на применении ллоскопараллельной коррекЦионной пластины в оптическом пучке и измерительной телевизионной ПЗС-камеры для детектирования смещения центра тяжести звезды от заданного центра Описана математическая модель автоматической системы стабилизации изображения, на основе расчетов, полученных при построении модели динамической системы и модели процессов, возникающих в оптико-механическом узле системы стабилизации. Разработана моделирующая среда, позволяющая оценить эффективность системы стабилизации при разных входных параметрах. Для расчетов ожидаемого эффекта от использования ОСИ исследуемого объекта была построена и реализована численная математическая модель. Модель работы ССИ можно описать следующим образом. Пусть р - качество изображения в

данную ночь, /(х.у.р)- двумерная функция профиля звездообразного объекта, - ширина щели, ^¡ы - ее высота и с(/)- функция изменения положения барицентра (центра тяжести) звездообразного объекта со временем относительно геометрического цента щели. Тогда, полный поток, прошедший через щель за время г будет выражаться в виде тройного интеграла: ■ ' •

2 2 т

/ / )/{х.у,р,с(!))сЫуЖ

Усредненный по времени экспозиции г наблюдаемый профиль объекта будет в этом случае выражаться как:

0

Далее примем случай идеально функционирующей СОИ, то есть, наличие системы, которая в каждой момент времени точно исправляет волновой фронт. В этом приближении положение центра звездообразного объекта не зависит от времени и совпадает с геометрическим центром щели. Тогда выражение для полного потока примет следующий вид:

2 2

/ \/{х.у,0)сЫу 2 2

Будем называть эффективностью ССИ следующее выражение:

г"" гыа1

Физически данная величина показывает процент полного потока от объекта, «возвращаемый» ССИ в щель. Показательной величиной в этом случае будет пропускание

щели, то есть доля полного потока от объекта, прошедшая через щель:

р

о>-—__ -

"'ян я в

В случае идеального функционирования системы величина не зависит от времени. Из вышеприведенных выражений следует соотношение между е, со и :

О)

В качестве входных параметров данной модели использовались:

1. измеренные в реальных наблюдениях смешения положения барицентра звезды относительно центра входной щели спектрографа;

2. качество изображения;

3. аналитическое приближение формы звездообразного профиля;

4. угловые размеры (ширина и высота) входной щели.

Ниже приведено подробное описание каждого из входных параметров:

I. Данные о сопровождении телескопом БТА исследуемого объекта, для типовых времен экспозиций порядка 30 - 40 минут, были получены экспериментальным путем. Эксперимент заключался в установке тестовой телевизионной камеры ПЗС с чересстрочной разверткой (25Гц) в первичном фокусе БТА, которая регистрирует смешение изображения центра тяжести объекта относительно заданного центра Затем, происходила оцифровка полученного сигнала фрейм-граббером, который был установлен в промышленную ЭВМ стандарта Compact PCI под ОС "Linux". На каждом новом полученном оцифрованном изображении вычисляется центр тяжести, и сравнивается с заданным центром. При проведении эксперимента для обработки изображения использовалась программа tvibtage, (применяемая в наблюдениях на БТА) со встроенным в нее модулем, для регистрации смешения центра тяжести. В таблице I приведен пример результатов такой регистрации.

Измеренная функция представляет собой таблицу значений момента времени (в секундах), отклонений по оси X и отклонений по оси Y, выраженных в угловых секундах.

Таблица 1

Регистрация смещения центра тяжести изображен« объекта относительно заданного центра

Time Xobj Yobj

0.177 0.949 -2.906

0.297 1.044 -2.878

0.350 1.118 -2.859

0.387 1.127 -2.845

0.417 1.128 -2.841

0.467 1.114 -2.814

0.497 1.080 -2.771

0.547 1.082 -2.772

0.627 1.067 -2.762

0.671 1.032 -2.770

0.707 1.016 -2.786

0.737 0.985 -2.782

Time - время от старта программы,

Xobj, Yobj - измеренное положение центра объекта (относительно цели)

В представленной математической модели, ориентации осей X и Y принимались параллельными осям симметрии прямоугольной входной щели спектрографа, то есть, по оси

X звезда движется поперек щели, по оси У - вдоль.

2. Качество изображения характеризует свойства атмосферы Земли 'при данных наблюдениях и обычно измеряется как полная ширина на половине интенсивности профиля звездообразного объекта.

3. В качестве аналитического приближения формы звездного профиля были взяты три часто используемые в астрономических измерениях функции: функции Пенни, Моффата и Гаусса. Математически .данные функции записываются как:

Функция Пенни:/{х,у)3

V *

„ I»' V')

/н>ЬтХ /н>ктУ

Функция Моффата: /{х, >») =-

/»ИтУ*

/

Функция Гаусса: /{х,у} = Ас ^ЪтУ )

А,/и>ИтХ, /и>Ьт¥,зх,1у,а - параметры соответствующих функций

Параметры /тИтХ и ./и>ЛтГ численно соответствуют заданному качеству изображения. Параметры а, я и ^у выбираются пользователем в ходе расчетов. Следует отметить, что эти значения слабо изменяются для реально наблюдаемых профилей. Типичным величинами, полученными из аппроксимации реальных профилей звездообразных объектов, являются 2.5, \0~JwhmX и 10-У^Л/иУ, соответственно. Параметр А - амплитуда функции, как следует из уравнений для е, ю и (»„,, может быть произвольным Положительным числом. Для удобства он был принят равным единице.

4. Реально используемые в наблюдениях значения ширины щели обычно составляют от десятых долей до 1-Й угловой секунды. Так как реально измеренные положения барицентра объекта всегда есть дискретная функция времени, интегралы для ^^ и /*(*,>>) можно записать в виде:

2 2

) Ц/(х>уА>{^))+Л*.уМ<>(/.>, -о

^ м- А

IX. "О /-1

_2.tr

V-!

-о

где /(х,>',/?,с(г,)) - «мгновенный» профиль объекта в момент времени^, N - количество измерений барицентра, а суммирование ведется по всем /е 1,2,3,...,^. Для интегрирования двумерной функции /(х,у, Дс(^))по х и ^применялся итерационный метод приближения к точному значению интеграла от функции суммой объемов прямоугольных параллелепипедов. Данный метод сходен по идее с методом прямоугольников для одномерного случая. Количество итераций в данном методе зависит от заданной необходимой точности, в частности, в реализованной модели она бралась равной 3. Следуя сказанному выше, выражение для примет следующий вид:

Г _ 2 ,.1 >.<

ЛМ

2Х. -о

где /{х/гу*.Д.с(*,)) значение функции /(х,у,р,с(>)) в момент времени ^ в точке (дс/,_>'А), являющейся центром симметрии прямоугольника со сторонами

^ ; х) ~ У* + • Значения дляЛяи Лу зависят от необходимой

точности двумерного численного интегрирования. В случае бесконечных пределов интегрирования для функции /{х.у.0) (см. выше) в качестве реальных пределов были взяты значения от -20- >9 до 20 • р по обеим координатам для функций Пенни и Моффата. Для функции Гаусса существует точное значение интеграла, равное:

/ 1

I МИтг ¿мЫлУ2), , /ч>ЬпХ- /нИтУ

.0: " 4.К2)

На основе представленной математической модели, была создана моделирующая среда, позволяющая оценить эффективность использования ССИ задавая входные параметры посредством графического пользовательского интерфейса.

В третьей главе описан предложенный автором подход к задаче автоматизации аппаратуры, используемой в прецизионном астрофизическом эксперименте, основанный на разработке специализированных программно-аппаратных вычислительных средствах. Описаны разработанные алгоритмы, используемые в вычислителе, на базе которого создан унифицированный вычислительный модуль (УВМ) управления компонентами астроприборов в процессе астрономических наблюдений. Рассмотрены разработанные на базе УВМ аппаратные средства, а также разработанные программные средства позволяющие создать распределенную, многозадачную систему удаленного компьютерного управления компонентами спектральной аппаратуры используемой в прецизионном астрофизическом эксперименте.

Основной целью проведения астрофизических экспериментов в любой обсерватории является получение максимально достоверной информации о разнообразных астрономических объектах. При этом астрономы используют различные методы и средства, зависящие от области и характера исследований. Всю совокупность таких методов и средств можно рассматривать как систему автоматизации прецизионных астрофизических экспериментов.

Одним из важнейших компонентов автоматизации астрофизических экспериментов, применительно к используемой на наземных оптических телескопах спектральной аппаратуре, является стабилизация изображения исследуемого объекта на входной аппертуре астрономической спектральной аппаратуры. Второй, не менее важной задачей является прецизионный контроль и установка основных оптико-механических узлов астроприбора с заданной точностью в процессе наблюдений.

Для решения указанных задач необходимы специальные программно-аппаратные вычислительные средства, на основе которых возможно создание автоматической системы стабилизации изображения исследуемого объекта на входе астрономического спектрографа и системы удаленного контроля его оптико-механическими узлами. Данная глава посвящена описанию основных идей, лежащих в основе построения подобных вычислительных средств, ориентированных на автоматизацию прецизионных астрофизических экспериментов, проводимых на оптических телескопах и, прежде всего, на крупнейшем в Европе российском Большом Телескопе Альт-азимутальном (БТА).

Ввиду того, что управление прецизионными астрофизическими экспериментами в настоящее время осуществляется, как правило, от ПЭВМ, для обеспечения удаленного контроля экспериментами, прежде всего, была предложена и реализована клиент-серверная архитектура. В состав программной поддержки системы управления при этом входят следующие разработанные вычислительные компоненты:

1. драйвер аппаратного вычислительного блока;

2. тестовый графический интерфейс;

3. драйвер конкретного астроприбора;

4. графический интерфейс управления астроприбором;

5. сетевой даемон;

6. сетевой сервер;

7. сетевой драйвер.

Граф-схема взаимодействия рассматриваемых вычислительных средств изображена на рис. 1. Драйвер осуществляет непосредственное управление элементами автоматизированной астрономической аппаратуры посредством аппаратного вычислительного блока (АВБ), а также обеспечивает прозрачный доступ программ к

АВБ. Непосредственную, удобную и наглядную работу с каналами и регистрами АВБ, что необходимо для отладки/тестирования аппаратуры, как самого АВБ, так и объектов управления, обеспечивает тестовая графическая панель.

Следует отметить, что использование графического интерфейса в задачах тестирования аппаратуры, а также при отладке программ-драйверов объектов управления, • существенно повышает эффективность функционирования и надежность системы управления астропр ибором.

Рис. 1, Граф-схема взаимодействия рассматриваемых вычислительных средств

Дня управления компонентами конкретного астроприбора разработан драйвер на примере спектрополяриметра главного фокуса шестиметрового телескопа Специальной астрофизической обсерватории РАН. Управления с клиентской ПЭВМ астрономической аппаратурой в процессе астрофизического эксперимента осуществляется посредством ' графического интерфейса Сетевой дасмон разработан для организации сетевого обмена параметрами между компонентами распределенных наблюдательных систем, а также для поддержки интеграции систем управления астрономической аппаратурой, используемой в астрофизическом'* эксперименте, в общую систему организации наблюдений на оптических телескопах. Посредством разработанного сетевого драйвера и сетевого сервера происходит управление автоматизированными элементами аппаратуры от клиентской ПЭВМ.

Для повышения надежности и обеспечения многозадачной аппаратной поддержки системы управления, предложена и реализована ее распределенная структура. Основой распределенной аппаратной поддержки системы управления служит унифицированный вычислительный модуль (УВМ) на базе микроконтроллера. УВМ инвариантен к любому типу микроконтроллера, используемого в качестве вычислителя. В данном случае применен 8-битовый микроконтроллер PIC (Programmsble Interface controller) фирмы Microchip 16F870/I-SP. АВБ состоит из набора УВМ необходимого для реализации системы управления конкретным астроприбором. Структурная схема АВБ приведена на рис. 2,

Рис. 2. Структура аппаратного вычислительного блока

Предложенный подход инвариантен относительно типа спектральной аппаратуры, используемой на оптических телескопах. Его основными достоинствами являются: модульность — при которой каждый исполнительный механизм обслуживает отдельный УВМ, поэтому выход из строя одного функционально законченного модуля не нарушает целостность системы;

универсальность - благодаря которой каждый модуль способен управлять любым типом нагрузки, используемой в качестве исполнительного устройства в автоматизированной астрономической аппаратуре (такие как шаговые двигатели, двигатели постоянного тока, лампы спектра сравнения, электромеханические затворы и.т.п.);

унификация - делающая все модули взаимозаменяемыми, независимо от исполнительного устройства.

Программно-аппаратная реализация, основанная на применении разработанных вычислительных средств, позволила в кратчайшие сроки создать ОСИ изображения исследуемого объекта на входе спектрополяриметра главного фокуса БТА, а также систему удаленного контроля и прецизионного позиционирования основных оптико-механнческих компонентов астроприбора в процессе астрофизического эксперимента. В четвертой главе приведены результаты изготовления, испытаний и эксплуатации программно-аппаратных комплексов, основные этапы разработки которых изложены в главах 2 и 3. Вначале рассмотрены применения разработок для 6-метрового телескопа БТА, затем обсуждаются технические решения, учитывающие специфику телескопов средних и малых диаметров. Показана эффективность реализации ССИ. Завершается глава оценкой перспектив использования результатов диссертации.

Для более детального исследования спектра частот колебаний телескопа БТА нами получены серии изображений звезды при отключенной ССИ. Пример эксперимента на временном интервале около 2500 секунд приводим ниже. По каждому «мгновенному» изображению определялось положение центра звезды. На рисунке 3(а, б) показано смещение

центра изображения звезды по двум координатам (измеренным в системе координат на светопрнемнике), относительно среднего положения, совпадающего с геометрическим центром щели. Пунктирными горизонтальными линиями на графиках показана ширина щелн. Видно, что в отсутствие ОСИ звезда проводит много времени вне щели.

г.о 1,8 »,о 0.90,0-01.9-1.0-1.5-2,0-

$00

1000

1500

2000

- Реальное положен к: венгр* имеет объект» по X ]

т 1

¡1.11 -

ТГ'19Щ1ШШВ193

Ё

2,0 1,8 1,0 0.9 0.0 •0.9 -1.0 -1.9 •2,0

900

1000 1900

ТиЦис)

2000

Рисунок 3(а) — Колебания центра тяжести изображения по X, без ССИ

900

1000 1500

Тшм(1ес)

2000

Рисунок 3(6) - Колебания центра тяжести изображения по У, без ССИ

Амплитуда колебаний центра звезды относительно среднего положения Превышает 1 угловую секунду, исследования показали, что в данном эксперименте среднеквадратичное отклонение составляет 0.43 угловой секунды. Это означает, что при спектроскопических

наблюдениях центр изображения звезды более 30% от времени экспозиции находится за пределами входной щели спектрографа.

Аналогичная серия изображений звезды получена при функционирующей ОСИ. По каждому кадру телевизионного сигнала камеры Определялось положение центра звезды, и смещение изображения относительно выбранного среднего положения компенсировалось наклоном пластины корректора. На рисунке 4(а,б) приведена запись остаточных колебаний центра изображения звезды.

2.0 1,9 1.0 0.5

200 400 «00

0,0-0.6 -1,0 -1,5

-г,о

юоо 1200 1400 1воо 1»оо гооо

2.0

т г ■ш як — вгр< ти «ли всп оо > Г"

г

_I

1

.....I..... ..... ---- .... ....

"Г

■Т I —

I

I I

■ 4—■ 4__

_и

1,5 1.0 0.5 0.0 •0.3 -1.0 •1,5

-г,о

200 «ос еоо аос юоо 1200 1400 1&00 1«оо 2000

Т1те(эес)

Рисунок 4 (а) - Колебания центра тяжести изображения по X, при работающей ССН

2,0 1,5

1,0 0,5

| 0,0

-0,5-1.0 ■ -1.5

-2,0

200 400 500 500 1000 1200 1400 1600 1900 3000

I 2.0

\ Реши ■Ч" ГОПЧЦНН» 0 Ч5И 11 ж ПТ1 № У |

I I

— -1- --

> )-

1 — — --- ...... 1 ~ ~ 1..... — --

-1..... —■ —- ........

11 III

*7Г"

| .....

I

1 1 1 ...... —

! Г

I—

! Г" 1 \

—¡— — — — 1 —

'" I " —1—

1.5 1.0 0.9 0,0 •0,5 -1.0 -1.5 •2.0

200 400 600 800 1000 1200 1400 1600 1900 2000

Ткм(яс)

Рисунок 4 (б) — Колебания центра тяжести изображения по У, при работающей ССИ

Среднеквадратичное отклонение центра звезды относительно среднего положения в этом режиме составляет 0.05 угловой секунды по обеим координатам.

На основе разработанных программно - аппаратных вычислительных комплексов, созданы, испытаны и эксплуатируются в научных экспериментах системы стабилизации

изображений (ССИ). Выявлены резервы ССИ, связанные с частотой дискретизации телевизионного сигнала используемой камеры.

Предложены перспективные оптические схемы, в основу работы которых положен принцип действия ССИ и метод сопровождения объекта, с использованием света, теряемого не на входе, а внутри спектрографа

Рассмотрены результаты испытания и внедрения программно - аппаратных вычислительных комплексов, составляющих базу новых систем управления экспериментом. В частности, разработана и внедрена в эксплуатацию система управления спектрографом среднего разрешения телескопа диаметром 1 метр, разработаны и внедрены блоки управления избранными узлами спектрографа высокого разрешения 6-метрового телескопа. Полученные результаты используются при проектировании оптоволоконного спектрографа 6-метрового телескопа „„

Основные выводы по результатам работы

1. Повышение эффективности астрономического телескопа является комплексной проблемой, связанной как с улучшением оптико-механических характеристик и системы управления телескопа, так и с усовершенствованием условий функционирования спектроскопической аппаратуры, , главным образом ее автоматизацией.

2. В рамках данной работы указанная проблема решалась в двух направлениях: а) разработке и создании систем стабилизации изображения; б) разработке и создании средств управления астрофизическим экспериментом.

3. Предложен подход к решению задачи стабилизации изображения астрономического объекта, основанный на управлении плоскопараллельной коррекционной пластиной в оптическом пучке, н контроля при помощи измерительной телевизионной ПЗС-камеры.

4. Разработана математическая модель автоматической системы стабилизации изображения и сопровождения объекта.

5. Разработана математическая модель потерь света на входе астрономического спектрографа Создана моделирующая среда, позволяющая оценить эффективность ССИ при разных входных параметрах.

6. Разработаны алгоритмы для создания программных вычислительных средств системы стабилизации изображения. На основе предложенных алгоритмов разработаны программные вычислительные средства системы стабилизации.

7. Создана и испытана автомагическая система стабилизации изображения исследуемого астрономического объекта в фокальной плоскости телескопа.

Предложен подход к задаче автоматизации спектроскопического эксперимента, который позволил в кратчайшие сроки разработать и создать удаленную компьютерную систему управления спектральной аппаратурой, удовлетворяющую современным требованиям прецизионного астрофизического эксперимента.

9. Разработаны алгоритмы, на основе которых созданы унифицированные вычислительные модули управления компонентами астроприборов в процессе астрономических наблюдений.

10. Разработаны аппаратные вычислительные средства на базе унифицированного модуля для реализации аппаратной поддержки предложенной системы управления.

11. Разработаны .^специализированные программные вычислительные средства, ориентированные на создание распределенной системы удаленного1 управления элементами спектральной аппаратуры, используемой " в астрофизическом эксперименте на оптических телескопах. - -

12. Исследование результатов применения ССИ показало ее высокую эффективность. В частности, выигрыш от применения ССИ на БТЛ составляет 20-30% по потоку излучения.

13. Предложены новые перспективные оптические схемы, в основу работы которых положен принцип действия ССИ и метод сопровождения объекта, с использованием света, теряемого не на входе, а внутри спектрографа.

Публикации по теме диссертационной работы:

1. Чернухин Ю.В., Якопов М.В. Компьютерное управление спектрографом ■ ■" азимутального телескопа //Сборник трудов Всероссийской научно-технической

конференции с международным участием «Компьютерные технологии в инженерной и управленческой деятельности», Таганрог Известия ТРТУ, 2003, №3 с. 144 - 145.

2. Чернухин Ю.В., Якопов М. В. Микроконтроллерное управление локальным корректором азимутального телескопа //Сборник трудов Всероссийской научно-технической конференции с международным участием «Микропроцессорные системы мониторинга диагностики и управление сложными техническими объектами организационно-техническими системами и комплексами», Таганрог: Известия ТРТУ, 2004, №2 с. 133-134.

3. Чернухин Ю.В., Якопов М.В., Шергин B.C. Программное моделирование управления системой стабилизации изображения на входной апертуре астрономического спектрографа //Сборник трудов Всероссийской научно-технической конференции с международным участием «Компьютерные и информационные технологии в науке, инженерии и управлении», Таганрог: Известия ТРТУ, 2006, №5 с. 28-29,

4. Панчук B E., Якопов М.В. Стабилизация изображения на входе астрономического спектрографа, //Сборник «Физико-математические науки в СГУ». Ставрополь, 2005, с. 39-41.

5. Панчук В.Е., Емельянов Э.В., Юшкин М.В., Якопов М.В. Проект эшелле спектрографа фокуса Кассегрена. //Сборник «Физика Космоса», Труды 33-й Международной

- студенческой научной конференции 2-6 февраля 2004г., Екатеринбург, Уральский университет, с.297.

6. Панчук В.Е., Алиев А Н., Емельянов Э.В., Юшкин М.В., Якопов М.В. К проблеме высокоточных определений лучевых скоростей звезд. Тезнсы докладов Всероссийской астрономической конференции ВАК-2004 «Горизонты Вселенной», МГУ, июнь 2004, с.62.

7. Якопов М.В. Математическая модель обнаружения полезного сигнала в автоматической гиднрующей системе астрономического объекта //Приложение к журналу «Научная мысль Кавказа», 2006, №2 с.138-142.

8. Кохова Л.М., Якопов М.В. О применении матриц ПЗС для регистрации быстрых процессов. //Сборник «Физико-математические науки в СГУ». Ставрополь, 2006, с.190 - 194.

9. Панчук В.Е., Якопов М.В., Емельянов Э.В. Сопровождение небесного объекта при высокоэффективных спектроскопических исследованиях. I. Щелевая спектроскопия. //Сборник «Физико-математические науки в СГУ». Ставрополь, 2006, с.194 - 195.

10. Панчук В.Е., Якопов М.В., Емельянов Э.В. Сопровождение небесного объекта при высокоэффективных спектроскопических исследованиях. II. Оптоволоконный спектрограф телескопа среднего диаметра. В сб. Физико-математические наукн в СГУ. Ставрополь, 2006, с.195 - 197.

11. Панчук В.Е., Якопов М.В., Емельянов Э.В. Сопровождение небесного объекта при высокоэффективных спектроскопических исследованиях. III. Оптоволоконный

спектрограф БТА, В сб. Физико-математические науки в СГУ. Ставрополь, 2006, с.197 -200.

12. Пендик Е.Ю., Емельянов Э.В., Якопов М.В. Математическая модель локального корректора. //Сборник «Физико-математические науки в СГУ». Ставрополь, 2006, с.256 - 257.

Личный вклад авторе:

.-,, В: работах, опубликованных в соавторстве, лично Якопову М.В. принадлежат результаты:*. -

В работе [I] - разработка подхода к задаче автоматизации спектральной аппаратуры используемой в астрофизическом эксперименте.

В работе [2] • разработка вычислительных средств для реализации системы управления локальным корректором.

В работе [3] разработаны программно-аппаратные вычислительные средства на основе программного моделирования.

В работе [4] - обзор методов стабилизации изображения на входе астрономического спектрографа.

В работе [5] предложена система стабилизации изображения в проекте эшелле спектрографа. В работе [б] - обоснование применения систем стабилизации для высокоточных определений лучевых скоростей.

В работе [7] разработана математическая модель обнаружения полезного сигнала для гидирующнх (следящих) систем.

В работе [8] - обоснование применения матриц ПЗС в качестве датчика регистрации смещения в автоматических системах стабилизации изображения.

В работах [9, 10, 11] - предложены новые способы отбора света для системы стабилизации изображения астрономического объекта при спектроскопических исследованиях. В работе [12] разработана модель процессов, происходящих в исполнительном узле системы стабилизации.

Тип.ТРТУ Заказ №2<*9тир#0£?экз.

1. КОМПЛЕКСНЫЙ ПОДХОД К ЗАДАЧЕ АВТОМАТИЗАЦИИ АСТРОФИЗИЧЕСКИХ ЭКСПЕРИМЕНТОВ.

1.1. Технология получения астрономических результатов.

1.2. Формирование астрономических изображений телескопом.

1.2.1. Оптические свойства турбулентной атмосферы.

1.3. Автоматические системы управления изображением астрономического объекта

1.3.1. Адаптивная оптика.

1.3.2. Роль астронома-наблюдателя.

1.3.3. Принципы адаптивной оптики.

1.3.4. Реализация адаптивной оптики.

1.3.5. Метод искусственной звезды.

1.3.6. Активная оптика. щ 1.4. Проблемы проведения современных астрофизических экспериментов на БТА

1.4.1. Проблема стабилизации изображения объекта.

1.4.2. История разработки сопровождающих систем.

1.4.3. Спектроскопические эксперименты.

ВЫВОДЫ.

2. АВТОМАТИЧЕСКАЯ СИСТЕМА СТАБИЛИЗАЦИИ ИЗОБРАЖЕНИЯ ЗВЕЗДЫ НА ВХОДНОЙ АПЕРТУРЕ АСТРОНОМИЧЕСКОГО СПЕКТРОГРАФА.

2.1. Задача сопровождения астрономического объекта наземным оптическим телескопом.

2.2. Моделирование динамической управляющей системы.

2.2.1. Преобразования Лапласа применительно к оптическим системам.

2.2.2. Математическое описание цифровых систем.

2.2.3. Отрицательная обратная связь.

2.2.4. Модель управляющей системы.

2.2.5. Модель системы регистрации.

2.2.6. Модель цепи обратной связи.

Ь 2.3. Модели процессов, возникающих в оптико-механическом узле локального корректора.

2.3.1. Физические явления в плоско-параллельной пластине.

2.3.2. Проецирование изображения на плоскость ПЗС камеры.

2.3.3. Совмещение систем координат локального корректора и ПЗС камеры.

2.3.4. Расчет оптико-механического узла локального корректора.

2.4. Математическая модель ССИ.

2.5. Математическая модель ожидаемого эффекта от использования системы

I стабилизации.

2.5.1.Формулирование задачи.

2.5.2. Входные параметры.

2.5.3. Численная реализация.

2.6. Моделирующая среда.

2.6.1. Графический интерфейс пользователя.

2.7. Вычислительные алгоритмы, разработанные при проектировании ССИ.

2.7.1. Общий алгоритм функционирования ССИ.

2.7.2. Алгоритм управления локальным корректором.

2.7.3. Алгоритм взаимодействия с АСУ телескопа.

2.7.4. Алгоритм определения уровня и дисперсии фона.

2.7.5. Алгоритм выделения объекта.

2.7.6. Алгоритм критерия выбора объекта.

2.7.7. Алгоритм определения центра объекта.

2.7.8. Алгоритм рассогласования положения.

2.7.9. Алгоритм пересчета координат для коррекции телескопа.

2.5.10. Цифровой фильтр.

2.8. Программные вычислительные средства, разработанные при создании автоматической системы стабилизации изображения.

2.8.1. Программа localguide.

ВЫВОДЫ

3. РАЗРАБОТКА УДАЛЕННОЙ СИСТЕМЫ УПРАВЛЕНИЯ СПЕКТРАЛЬНОЙ АППАРАТУРОЙ, ПРИМЕНЯЕМОЙ В АСТРОФИЗИЧЕСКОМ ЭКСПЕРИМЕНТЕ

3.1. Автоматизация астрофизического эксперимента.

3.2. Интерфейс управления вычислительным модулем.

3.3. Разработка алгоритмов управления исполнительными устройствами в системе автоматизации астрономических приборов.

3.3.1. Алгоритм управления шаговым двигателем.

3.3.2. Алгоритм управления электродвигателями постоянного тока.

3.4. Программная реализация подхода к автоматизации астрономической аппаратуры.

3.4.1. Драйвер аппаратного блока управления компонентами астроприбора.

3.4.2. Тестовый графический интерфейс.

3.4.3. Драйвер астроприбора.

3.4.4. Графический клиент интерфейс.

3.4.5 Сетевой даемон "netpard" - организатор обмена между клиентом и сервером 134 3.4.6. Принцип работы сетевого даемона.

ВЫВОДЫ:.

4. ПРИМЕНЕНИЕ ПРОГРАММНО-АППАРАТНЫХ КОМПЛЕКСОВ НА НАЗЕМНЫХ ОПТИЧЕСКИХ ТЕЛЕСКОПАХ.

4.1. Системы стабилизации изображений.

4.1.1. Система стабилизации изображений в фокусе Нэсмита.

4.1.2. Система стабилизации изображений в первичном фокусе.

4.1.3. Оценка эффективности систем стабилизации изображений.

Оценка эффективности ССИ.

4.2. Системы управления экспериментом.

4.2.1. Спектрографы 1-метрового телескопа.

Спектрограф среднего разрешения.

4.3. Перспективные схемы.

4.3.1. Сопровождение объекта телескопом малого диаметра.

4.3.2. Сопровождение объекта телескопом среднего диаметра.

4.3.3. Сопровождение объекта телескопом большого диаметра.

ВЫВОДЫ.

Актуальность темы. Возрастающий интерес к изучению небесных объектов, необходимость получения все большего объема информации о процессах и явлениях, происходящих в глубинах Вселенной, и наличие соответствующих технологических возможностей привели к созданию все более крупных и совершенных оптических телескопов, оснащенных самой совершенной регистрирующей аппаратурой. Стоимость такого комплекса чрезвычайно велика, и каждый час его работы оценивается в десятки тысяч рублей. Естественно, что при таких затратах необходимо свести к минимуму непроизводительные потери телескопного времени и долю некачественных экспериментальных результатов. Необходимость изучения все более слабых (по яркости) объектов требует применения длительных времен накопления сигнала, повышения точности ведения телескопа вслед за изучаемым объектом, и непрерывного контроля за качеством изображения, построенного телескопом.

Эти задачи могут быть решены только на основе комплексной автоматизации подготовительных операций и самого процесса наблюдений.

Автоматизация крупных универсальных телескопов идет по пути создания систем автоматического наведения телескопа на звезду, разработки надежных систем ведения и согласования движения трубы телескопа и купола башни, конструирования систем сопровождения астрономического объекта и контроля фокусировки телескопа.

Колебания центра тяжести (барицентра) исследуемого астрономического объекта в фокальной плоскости телескопа, обусловлены флуктуацией атмосферы и спектром частот собственных колебаний монтировки телескопа, возникающих в процессе сопровождения объекта. Эти обстоятельства существенно снижают теоретическую разрешающую силу, что приводит к потерям в проницающей способности оптического телескопа, и, следовательно, не позволяет получить новые научные результаты.

Разработка автоматических систем стабилизации изображения небесных объектов в фокальной плоскости оптического телескопа является актуальной задачей современного астроприборостроения. В процессе астрономических наблюдений до сих пор, часто используются системы аналогового типа, содержащие только регистрирующие устройства (видеокамеры) и устройства отображения (мониторы). Данные системы имеют наименьший уровень автоматизации, и ответственность за принятие решения практически полностью возложена на астронома-наблюдателя. Несмотря на то, что в данный момент существуют достаточно эффективные методы анализа сигналов и изображений, их практическая реализация в виде аналоговых устройств весьма затруднительна из-за чрезвычайно высокой сложности, неоднородности параметров и проблем с оперативной настройкой данных узлов. Особенно остро стоит вопрос о разработке систем стабилизации для повышения эффективности крупнейшего (диаметр главного зеркала 6 метров) в Европе Большого Телескопа Альт-азимутального (БТА) Специальной астрофизической обсерватории Российской академии наук (САО РАН).

Направление исследований. В практике отечественного телескопостроения не было достаточного опыта применения систем стабилизации изображения на входной апертуре астрономического прибора. В связи с этим основными направлениями диссертационной работы являлись разработка и исследование методов, основанных на применении программно-аппаратных вычислительных средств для создания автоматической системы стабилизации изображения (ССИ) исследуемого объекта на входной апертуре астрономической аппаратуры, теоретическое и экспериментальное обеспечение разработок системы стабилизации для спектрополяриметра первичного фокуса (ПФ) БТА, создание универсальной системы удаленного контроля за основными оптико-механическими узлами астрономической аппаратуры, используемой в прецизионных астрофизических экспериментах.

Целью работы является разработка программно-аппаратных вычислительных средств для создания автоматической системы стабилизации изображения исследуемого объекта на входной апертуре астрономической аппаратуры, и универсальной системы удаленного контроля основными оптико-механическими узлами астрономической аппаратуры, используемой в прецизионном астрофизическом эксперименте. Предложенный комплексный подход к задаче автоматизации астрофизических экспериментов повысит эффективность спектральных исследований на оптических телескопах.

Для достижения поставленной цели решались следующие задачи:

1. Разработка и исследование алгоритмов, реализующих функциональность ССИ небесных объектов.

2. Разработка подхода к задаче автоматизации приборов, используемых в прецизионных астрофизических экспериментах, с тем, чтобы обеспечить создание надежной аппаратуры, наиболее полно удовлетворяющей требованиям современного астроприборостроения.

3. Разработка программно-аппаратных вычислительных средств, на основе которых возможно создание ССИ в фокусе телескопа, и создание системы удаленного контроля и управления основными оптико-механическими узлами астроприбора в процессе прецизионных астрофизических экспериментов.

Для достижения поставленной цели в работе выполнены исследования:

1. Определение возможности фиксации изображения звезды на оптической оси системы с точностью 0.1 угловой секунды.

2. Разработка структуры системы сопровождения объекта телескопом с интегрированной в неё ССИ для оптического телескопа.

3. Определение путей развития и усовершенствования гидирующих (следящих) систем с использованием в фокусе телескопа оптикомеханического локального корректора (Ж), который предназначен для компенсации колебаний центра тяжести небесного объекта в процессе экспозиции.

Научная новизна. Предложен новый подход к созданию системы удаленного контроля и установки основных оптико-механических узлов астроприбора с заданной точностью в процессе наблюдений. Разработана математическая модель, описывающая поведение изображения исследуемого объекта в фокусе телескопа, разработана и реализована программная модель, позволяющая оценить эффект от использования ССИ, на основе модели построены алгоритмы управления системы стабилизации, проведен цикл тестовых наблюдений, получен ряд экспериментальных результатов, которые коррелируют с расчетными данными.

Практическая ценность работы. В работе проведен комплексный анализ чувствительности и точности методов гидирования оптического телескопа, в результате которого показано, что автоматический метод с применением ПЗС является наиболее эффективным по точности гидирования, удобным в работе, а по световой чувствительности превосходит полуавтоматический в 2 - 3 раза. Применение Ж в ССИ позволило освободить алгоритм гидирования телескопом от необходимости коррекции на высоких (для телескопа) частотах. Внедрение ССИ освобождает астронома-наблюдателя от непродуктивной работы, а приводы телескопа - от больших нагрузок, которые возникали ранее вследствие коррекции им на высоких частотах.

Исследования показали, что ССИ, разработанная с применением Ж, интегрированная в автоматическую гидирующую систему (АГС) исследуемого объекта, обеспечивает точное ведение за звездой в процессе длительных экспозиций (более часа).

Создана ССИ для эшелле спектрополяриметра первичного фокуса БТА, испытания показали ее высокую эффективность. Система позволила существенно сократить непроизводительные потери наблюдательного времени. Показано, что эффективность астрономических наблюдений с применением ССИ на БТА повышается от 20% до 30%, в зависимости от качества изображения объекта.

Полученные научно-технические результаты способствуют созданию АГС повышенной точности и чувствительности, способствуют решению широкого круга задач по комплексной автоматизации астрофизических исследований. Результаты диссертационной работы использованы при создании новых астрономических приборов.

Основные положения, выносимые на защиту На защиту выносятся следующие положения и результаты:

• подход к созданию системы управления астрономическими приборами, основанный на разработке программно-аппаратных вычислительных средств, позволяющий повысить надежность системы путем применения распределенной архитектуры, сократить сроки ее создания, обеспечить возможность унификации;

• алгоритмы, обеспечивающие функционирование автоматической системы стабилизации изображения;

• программная модель, основанная на математической модели, позволяющая оценить эффективность применения ССИ в зависимости от входных параметров.

Апробация работьь Основные результаты работы докладывались на:

- Международной конференции «Компьютерные технологии в инженерной и управленческой деятельности», «КомТех-2002» (Таганрог, ТРТУ, 2002 г.);

- Международной научной конференции студентов и аспирантов (2004г. Екатеринбург, Уральский университет);

- Всероссийской научно-технической конференции с международным участием «Компьютерные технологии в инженерной и управленческой деятельности», «КомТех-2003» (Таганрог, ТРТУ, 2003 г.);

- Всероссийской астрономической конференции ВАК-2004 «Горизонты Вселенной» (МГУ, июнь 2004);

- Всероссийской научно-технической конференции с международным участием «Компьютерные технологии в инженерной и управленческой деятельности», «КомТех-2005» (Таганрог, ТРТУ, 2005 г.);

- Конференциях преподавателей и студентов Ставропольского государственного университета, 2005 и 2006г.;

- Заседаниях научно-технического совета САО РАН;

- Конкурсах научных и научно-технических работ САО РАН.

Публикации. По теме диссертации опубликовано 12 печатных работ, в которых отражены основные результаты диссертации.

1. Чернухин Ю.В., Якопов М.В. Компьютерное управление спектрографом азимутального телескопа //Сборник трудов Всероссийской научно-технической конференции с международным участием «Компьютерные технологии в инженерной и управленческой деятельности», Таганрог: Известия ТРТУ, 2003, №3 с. 144 - 145.

2. Чернухин Ю.В., Якопов М. В. Микроконтроллерное управление локальным корректором азимутального телескопа //Сборник трудов Всероссийской научно-технической конференции с международным участием «Микропроцессорные системы мониторинга, диагностики и управления сложными техническими объектами, организационно-техническими системами и комплексами», Таганрог: Известия ТРТУ, 2004, №2 с. 133 - 134.

3. Чернухин Ю.В., Якопов М.В., Шергин B.C. Программное моделирование управления системой стабилизации изображения на входной апертуре астрономического спектрографа //Сборник трудов Всероссийской научно-технической конференции с международным участием «Компьютерные и информационные технологии в науке, инженерии и управлении», Таганрог: Известия ТРТУ, 2006, №5 с. 2829.

4. Панчук В.Е., Якопов М.В. Стабилизация изображения на входе астрономического спектрографа, //Сборник «Физико-математические науки в СГУ». Ставрополь, 2005, с. 39-41.

5. Панчук В.Е., Емельянов Э.В., Юшкин М.В., Якопов М.В. Проект эшелле спектрографа фокуса Кассегрена. //Сборник «Физика Космоса», Труды 33-й Международной студенческой научной конференции 2-6 февраля 2004г., Екатеринбург, Уральский университет, с.297.

6. Панчук В.Е., Алиев А.Н., Емельянов Э.В., Юшкин М.В., Якопов М.В. К проблеме высокоточных определений лучевых скоростей звезд. Тезисы докладов Всероссийской астрономической конференции ВАК-2004 «Горизонты Вселенной», МГУ, июнь 2004, с.62.

7. Якопов М.В. Математическая модель обнаружения полезного сигнала в автоматической гидирующей системе астрономического объекта //Приложение к журналу «Научная мысль Кавказа», 2006, №2 с. 13 8142.

8. Кохова JI.M., Якопов М.В. О применении матриц ПЗС для регистрации быстрых процессов. //Сборник «Физико-математические науки в СГУ». Ставрополь, 2006, с. 190 - 194.

9. Панчук В.Е., Якопов М.В., Емельянов Э.В. Сопровождение небесного объекта при высокоэффективных спектроскопических исследованиях.

I. Щелевая спектроскопия. //Сборник «Физико-математические науки в СГУ». Ставрополь, 2006, с. 194 - 195.

Ю.Панчук В.Е., Якопов М.В., Емельянов Э.В. Сопровождение небесного объекта при высокоэффективных спектроскопических исследованиях.

II. Оптоволоконный спектрограф телескопа среднего диаметра. В сб. Физико-математические науки в СГУ. Ставрополь, 2006, с.195 - 197.

11.Панчук В.Е., Якопов М.В., Емельянов Э.В. Сопровождение небесного объекта при высокоэффективных спектроскопических исследованиях.

III. Оптоволоконный спектрограф БТА. В сб. Физико-математические науки в СГУ. Ставрополь, 2006, с. 197 - 200.

12.Пендик Е.Ю., Емельянов Э.В., Якопов М.В. Математическая модель локального корректора. //Сборник «Физико-математические науки в СГУ». Ставрополь, 2006, с.256 - 257.

Структура и объем работы. Материал основной части диссертационной работы изложен на 190 страницах машинописного текста. Диссертация состоит из введения, четырех глав, заключения и списка литературы из 71 наименований. Диссертация содержит 72 рисунка, 2 таблицы и 5 приложений на 37 страницах.

ВЫВОДЫ

1. На основе разработанных программно-аппаратных вычислительных комплексов (см. главу 2) созданы, испытаны и эксплуатируются в научных экспериментах системы стабилизации изображений (ССИ).

2. Исследование результатов применения ССИ показало их высокую эффективность. В частности, выигрыш от применения ССИ на БТА составляет 20-30% по потоку излучения.

3. Выявлены резервы ССИ, связанные с частотой дискретизации телевизионного сигнала используемой камеры.

4. Предложены перспективные оптические схемы, в основу работы которых положен принцип действия ССИ и метод сопровождения объекта с использованием света, теряемого не на входе, а внутри спектрографа.

5. Рассмотрены результаты испытания и внедрения программно-аппаратных вычислительных комплексов (см. главу 3), составляющих базу новых систем управления экспериментом.

ЗАКЛЮЧЕНИЕ

1 В заключение приведем основные результаты диссертационной работы:

1. В рамках данной работы автор сосредоточился на двух основополагающих направлениях связанных с повышением эффективности действующих оптических телескопов, на примере БТА: а) разработка и создание систем стабилизации изображения; б) разработка и создание средств управления астрофизическим экспериментом, с целью создания новых астрофизических приборов.

2. Разработана математическая модель автоматической системы стабилизации изображения на основе расчетов, полученных при построении модели динамической системы и модели процессов, возникающих в оптико-механическом узле системы стабилизации, локальном корректоре. Данная модель позволяет оценить эффективность функционирования системы.

3. Разработана математическая модель ожидаемого эффекта от применения системы стабилизации в астрофизическом эксперименте на оптическом телескопе. На её основе создана моделирующая среда, позволяющая оценить эффективность системы при разных входных параметрах.

4. Разработаны алгоритмы для создания программных вычислительных средств системы стабилизации изображения. На основе предложенных алгоритмов разработаны программные вычислительные средства системы стабилизации.

5. Разработана автоматическая система стабилизации изображения исследуемого астрономического объекта в фокальной плоскости телескопа.

6. Предложен способ интегрирования ССИ в автоматическую систему сопровождения объекта телескопом, что освобождает систему гидирования посредством АСУ телескопа от необходимости

1 корректировать его на высоких частотах и облегчает построение алгоритмов АСУ, позволяя существенно снизить износ механических узлов телескопа (наиболее значимый вклад ССИ в процесс гидирования происходит при больших ветровых нагрузках на трубу телескопа, 5-10 м/с).

7. Предложен подход к задаче автоматизации спектроскопического эксперимента, который позволил в кратчайшие сроки разработать и создать удаленную компьютерную систему управления спектральной аппаратурой, в полной мере удовлетворяющую современным требованиям прецизионного астрофизического эксперимента.

8. Разработаны алгоритмы, на основе которых созданы унифицированные вычислительные модули управления компонентами астроприборов в процессе астрономических наблюдений.

9. Разработаны вычислительные средства на базе унифицированного модуля для реализации аппаратной поддержки предложенной системы управления.

Ю.Разработаны специализированные программные вычислительные средства, ориентированные на создание распределенной системы удаленного управления элементами спектральной аппаратуры, используемой в астрофизическом эксперименте на оптических телескопах.

11.На основе разработанных программно-аппаратных вычислительных комплексов созданы, испытаны и в настоящее время эксплуатируются системы стабилизации изображения в научных астрофизических экспериментах.

12.Исследование результатов применения ССИ показало их высокую эффективность. В частности, выигрыш от применения ССИ на БТА составляет 20-30% по потоку излучения.

13.Предложены перспективные оптические схемы, в основу работы которых положен принцип действия ССИ и метод сопровождения объекта с использованием света, теряемого не на входе, а внутри спектрографа. Щ

1. Афанасьев B.JI. TIP-TILT система гидирования. http://www.sao.ru/hq/lsfvo/mouser/manual/node40.html (1997).

2. Михельсон Н. Н., 1976: Оптические телескопы. Теория и конструкция. М.: Наука, 1976.

3. Плужник Е.А. Новые методы в астрономии высокого разрешения. -Дисс. канд. физ.-мат. наук, Нижний Архыз, 1998, 203с.

4. Michelson А.А. On the application of interference methods to astronomical measurements. Astrophys. J., 1920, 51, p. 257-262.

5. Michelson A.A., Pease F.G. Measurement of the diameter of Alpha Orionis with the interferometer. Astrophys. J., 1921, 53, p. 249-259.

6. Babcock H.W. The possibility of compensation astronomical seeing. Publ. Astron. Soc. Pasif., 1953, 65, p. 229-236.

7. Jennison R.C. A phase sensitive interferometer technique for the measurement of the Fourier transform of spatial brightness distributions of small angular extent. Mon. Not. R. Astr. Soc., 1958,118, p. 276-284.

8. Чернов JI.А. Распространение волн в среде со случайными неоднородностями. -М.: Изд-во АН СССР, 1958.

9. Татарский В.И. Теория флуктуационных явлений при распространении волн в турбулентной атмосфере. М.: Изд-во АН СССР, 1959.

10. Ю.Марешель А., Франсон М. Структура оптического изображения. М.: Мир, 1964, 295 с.

11. П.Рытов С.М., Кравцов Ю.А., Татарский В.И. Введение в статистическую астрофизику: Часть 2. Случайные поля. М.: Наука, 1978,464с.

12. Roddier F. The effects of atmospheric turbulence in optical astronomy. In: Progress in optic (E. Wolf, ed.), 1981, v. 19, p. 283-376.

13. Bates R.H.T. A stochastic image restoration procedure. Opt. Comm., 1976, 19, p. 240-244.

14. Гудмен Дж. Статистическая оптика. М.: Мир, 1988, 528 с.

15. Колмогоров А.Н. Локальная структура турбулентности в несжимаемой жидкости при очень больших числах Рейнольдса. ДАН СССР, 1941, 30, с. 229-303.

16. Ziad A., Borgnino J., Martin F., Agabi A. Experimental estimation of the spartial-coherence outer scale from a wavefront statistical analysis. Astron.

17. Astrophys,, 1994,282, p. 1021-1033.

18. Coulman C.E., Vernin J., Coquegniot Y., Caccia J.L. Outer scale of turbulence appropriate to modeling refractive-index structure profiles. Appl. Opt, 1998, 27, p. 155-161.

19. Colavita M.M, Shao M, Staelin D.M. Atmospheric phase measurements with the Mark III stellar interferometer. Appl. Opt, 1987, 26, p. 106-4112.

20. Татарский В.И. Распространение волн в турбулентной атмосфере. М:1. Наука, 1967, 548с.

21. Обухов A.M. Структура температурного поля в турбулентном потоке. -Изв. АН СССР, 1949, Сер. Географ. Геофиз, 13, с. 58-69.

22. Roddier F. The effects of atmospheric turbulence in optical astronomy. In: Progress in optics (E. Wolf, ed.), 1981, v. 19, p. 283-376.

23. Hufnagel R.E. Variations of Atmospheric Turbulence. In: Digest of Technical Papers, Topical Meeting on Optical Propagation through

24. Щ Turbulence, Boulder, 1974, WA1/1-WA1/4.

25. Дудинов B.H. Проблема повышения углового разрешения при астрономических наблюдениях. Дисс. док. физ.-мат. наук, Киев, 1986, 343с.

26. Балега И.И., Балега Ю.Ю., Васюк В.А., Орлов В.Г. Телевизионная система с пространственно-временной регистрацией фотонов. I. Изучение ведения телескопа Астрофизические исследования (Изв. Спец. Астрофиз. Обсерв.), 1990, 29, с. 67-71.

27. Балега Ю.Ю., Ерохин В.Н., Плахотниченко B.JL, Изучение свойств изображений в 6-м телескопе по следам звезд Новая техника в астрономии. Л.: Наука, 1979, 6, с. 108-114.

28. Иванов А.А., Панчук В.Е., Шергин B.C. Спектральный комплекс фокуса Несмита БТА. Локальный корректор положения звезды Препринт С АО, № 155, 2001.

29. Балега И.И., Верещагина Р.Г., Маркелов С.В., Небелицкий В.Б., Сомов

30. H.Н., Сомова Т.А., Спиридонова О.И., Фоменко А.Ф., Фоменко Л.П., Чепурных Г.С. Телевизионный многоканальный спектрофотометр 6-метрового телескопа АН СССР. Астрофизические исследования (Изв. Спец. Астрофиз. Обсерв. АН СССР), 1979, т.11, с.248-255.

31. Драбек С.В., Копылов И.М., Сомов Н.Н., Сомова Т.А. Двухпроцессорный аппаратурно-программный комплекс сканер БТА.

32. Новые возможности и описание работы. Астрофизические исследования (Изв. Спец. Астрофиз. Обсерв. АН СССР)., 1986, т.22, с.64-72.

33. ЗЗ.Иоаннисиани Б.К. Телескоп с диаметром зеркала 6 метров. I. Исходные данные. Астрофизические исследования (Изв. Спец. Астрофиз. Обсерв. АН СССР). 1971, т.З, с.3-19.

34. Математические методы управления несколькими динамическими процессами. -М.: изд. МГУ, 1990, 196с.

35. Цифровые системы управления точными механизмами. Под ред. Сабинина Ю.А. Л.: Наука, 1967, 201 с.

36. Математические методы моделирования и системного анализа в условиях неполной информации. Сб. научных трудов АН УССР, ин-т кибернетики им. В.М. Глушкова. Науч. совет АН УССР по пробл. «Кибернетика». Киев: ИК, 1991, 79с.

37. Математические модели и вычислительные методы. Сб. трудов факультета вычисл. математики и кибернетики МГУ, под. ред. Тихонова А.Н., Самарского А.А., изд-во МГУ, 1987, 269с.

38. Пендик Е.Ю., Емельянов Э.В., Якопов М.В. Математическая модель локального корректора. //Сборник «Физико-математические науки в СГУ». Ставрополь, 2006, с.256 257.

39. Лаврус B.C. Практика измерений в телевизионной технике. М.: Солон, Наука и техника, 1996, 192с.

40. Лобанов В.Д., Соловьев Е.В., Уваров Н.Е., Хитрово Н.Г. Управление чувствительностью камер на ФПЗС. Техника кино и телевидения. №9. 1988, с12-16.

41. Дворкович А.В. и др. Цифровая обработка телевизионных и компьютерных изображений. Под ред. Зубарева Ю.Б., Дворковича В.П. М.: Международный центр научной и технической информации, 1997,212с.

42. Арзуманян Э.П. Способ измерения координат объектов по к телевизионному изображению. Патент РФ 2189701,20.09.2002.

43. Якопов М.В. Математическая модель обнаружения полезного сигнала в автоматической гидирующей системе астрономического объекта //Приложение к журналу «Научная мысль Кавказа», 2006, №2 с. 13 8142.

44. Кохова JI.M., Якопов М.В. О применении матриц ПЗС для регистрации быстрых процессов. //Сборник «Физико-математические науки в СГУ». Ставрополь, 2006, с. 190 194.

45. Бесекерский В. А., Изранцев В.В., Системы автоматического управления с микроЭВМ. М.: Наука, 1987, 320с.

46. Сташин В.В., Урусов А.В., Мологонцева О.Ф. Проектирование цифровых устройств на однокристальных микроконтроллерах. М.: Энергоатомиздат, 1990, 223с.49.3аец Н. Радиолюбительские конструкции на PIC микроконтроллерах. Изд. СОЛОН-Пресс, 2005, т.2,192с.

47. Яценков B.C. Микроконтроллеры Microchip. Изд. Горячая линия-Телеком, 2004,280с.

48. Монин Д.Н., Панчук В.Е. Спектрограф среднего разрешения фокуса Нэсмита 6-м телескопа. Письма в Астрономический журнал, 2002, т.28, с.940-946.

49. Панчук В.Е. Спектральный комплекс фокуса Нэсмита 6-м телескопа. VII. Основной звездный спектрограф. Препринт САО РАН, 2001, No. 154, с.1-18.

50. Панчук В.Е., Клочкова В.Г., Найденов И.Д. Спектральный комплекс фокуса Нэсмита 6-метрового телескопа БТА. I. Эшелле-спектрограф с большим диаметром коллимированного пучка. Препринт САО РАН, 1999, No.135, с.1-18.

51. Панчук В.Е., Клочкова В.Г., Найденов И.Д., Витриченко Э.А., Викульев Н.А., Романенко В.П. Спектральный комплекс фокуса Нэсмита 6-метрового телескопа БТА. IV. Светосильный эшелле-спектрограф РЫСЬ. Препринт САО РАН, 1999, No.139, с.1-15.

52. Панчук В.Е., Якопов М.В. Стабилизация изображения на входе астрономического спектрографа. //Сборник «Физико-математические науки в СГУ». Ставрополь, 2005, с. 39-41.

53. Панчук В.Е., Юшкин М.В., Найденов И.Д. Спектральный комплекс фокуса Нэсмита 6-м телескопа БТА. XI. Повышение эффективности эшелле-спектрографов фокуса Нэсмит-2. Препринт САО РАН, 2003, No.179, с.1-20.

54. Панчук В.Е. Спектральный комплекс фокуса Нэсмита 6-м телескопа. V. Метод дважды скрещенной дисперсии. 2000. Препринт САО, No. 144, с.1-19.

55. Панчук В.Е., Алиев А.Н. К задаче доплеровского поиска экзопланет. Препринт САО РАН. 2004, No.204, с. 1-12.

56. Panchuk V.E, Najdenov J.D, Klochkova V.G, Ivanchik A.V, Yermakov S.V, Murzin V.A. High resolution spectroscopy of faint objects at the 6m telescope. Bulletin! Special Astrophys. Observatory RAS, 1998. v.44, p. 127131.

57. Панчук B.E, Клочкова В.Г, Юшкин M.B, Романенко В.П., Найденов И.Д, Ермаков С.В. Эшелле-спектрополяриметр первичного фокуса БТА. Препринт САО РАН, 2001, No.159, с. 1-23.

58. Diego F. Stellar image profiles from linear detectors and the throughput of astronomical instruments. PASP, 1985, v.91, p. 1209-1214.

59. Panchuk V.E. 6m telescope spectroscopy: statistics of techniques and programmes. Bulletin Special Astrophys. Observatory RAS. 1998, v.44, p.65-70.

60. Романенко В.П. Система управления 1-метрового телескопа САО РАН результаты модернизации и опыт эксплуатации. Препринт САО РАН, 1999, No. 136Т.

61. Панчук В.Е, Алиев А.Н, Емельянов Э.В, Юшкин М.В., Якопов М.В. К проблеме высокоточных определений лучевых скоростей звезд. Тезисы докладов Всероссийской астрономической конференции ВАК-2004 «Горизонты Вселенной», МГУ, июнь 2004, с.62.

62. Панчук В.Е, Емельянов Э.В, Юшкин М.В, Якопов М.В. Проект эшелле-спектрографа фокуса Кассегрена. В сб. «Физика Космоса», труды 33-й международной студенческой научной конференции, 2-6 февраля 2004г, Екатеринбург, Изд-во Урал. Ун-та, 2004, с.297.

63. Якопов Г.В, Якопов М.В. Система управления спектрографом умеренного разрешения "UAGS". Научно-технический отчет САО №300,2005,21с.

64. Панчук В.Е, Якопов М.В, Емельянов Э.В, Сопровождение небесного объекта при высокоэффективных спектроскопических исследованиях. I. Щелевая спектроскопия, В сб. «Физико-математические науки»,

65. Материалы конференции Ставропольского государственного университета, Ставрополь, 2006, с. 194-195.

66. Панчук В.Е., Якопов М.В., Емельянов Э.В. Сопровождение небесного объекта при высокоэффективных спектроскопических исследованиях.

67. I. Оптоволоконный спектрограф БТА., В сб. «Физико-математические ' науки», Материалы конференции Ставропольского государственногоуниверситета, Ставрополь, 2006, с. 197-200.

68. Afanasiev V.L., Vlasjuk V.V., Dodonov S.N., Sil'chenko O.K. Multi Pupil Fiber Spectrometer of the 6-meter telescope. Препринт CAO АН СССР, 1990, No.54, p.1-11.

69. Панчук B.E. Концепция оптоволоконного спектрографа высокого г разрешения 6-м телескопа БТА.http://savoy.sao.ru/Proiects/FibSpBTA/FibSpBTA.files/frame/htm

70. СПИСОК УСЛОВНЫХ СОКРАЩЕНИЙ

71. АВБ Аппаратный вычислительный блок БТА - Большой Телескоп Азимутальный Ж - локальный корректор ПЗС - Прибор с зарядовой связью ПП - плоскопараллельная пластина ПФ - Первичный фокус

72. САО РАН (САО) Специальная астрофизическая обсерватория Российской Академии наук

73. СПФ Стакан первичного фокуса

74. ССИ Система стабилизации изображения1. СК система координат

75. УВМ Унифицированный вычислительный модуль UDP (ППД) - Протокол пользовательских датаграмм