Астронет > 4. Многощелевой вариант спектрографа SCORPIO

по текстам по ключевым словам в глоссарии по сайтам перевод по каталогу

<< 3. Программный пакет SED | Оглавление | 5. Классификация объектов в ... >>

4. Многощелевой вариант спектрографа SCORPIO

В конце 2000 года на 6-метровом телескопе САО РАН вступил в строй многофункциональный редуктор светосилы SCORPIO (Spectral Camera with Optical Reducer for Photometrical and Interferometrical Observations), предназначенный для получения прямых снимков, работе в режимах сканирующего эталона Фабри-Перо и длиннощелевого спектрографа. Уже первые наблюдения показали высокую эффективность данного прибора нового поколения, в 4-6 раз превосходящую эффективность аппаратуры главного фокуса БТА, используемой в настоящее время.

Для задач фотометрической классификации объектов в глубоких полях, в частности для поиска далеких квазаров и первичных галактик фотометрическими методами, был рассчитан и изготовлен набор среднеполосных светофильтров для многорежимного спектрографа SCORPIO, в настоящее время включающий 18 фильтров с центральными длинами волн от 3700 до 9700 и полуширинами от 100 до 200 (рис. 4.2). Помимо данного набора имеются широкополосные фильтры Джонсоновской системы B, V и Крон-Кузиновской системы R, I (рис. 4.1) и узкополосные фильтры для наблюдения галактик в районе линии $H\alpha$ со сканирующим интерферометром Фабри-Перо. На сегодняшний день набор фильтров SCORPIO по полноте охвата оптического диапазона и качеству фильтров не уступает лучшим мировым аналогам.

Рис. 4.1. Система широкополосных фильтров SCORPIO.

$\includegraphics[width=17cm,height=10cm,angle=0]{SCORP_BVRI.ps}$

Рис. 4.2. Комбинированная система фильтров, предназначенная для поиска объектов с большими красными смещениями.

$\includegraphics[width=17cm,height=10cm,angle=0]{SCORP_filters.ps}$

Летом 2002-го года В.Л.Афанасьевым был создан многощелевой блок для спектрографа SCORPIO. С его помощью стало возможным одновременное получение до 16 спектров объектов до в поле $6'\times 4'$ . Главным отличием от существующего мультиобъектного оптоволоконного спектрографа (MOFS) является существенно большая общая квантовая эффективность системы - до 35% в случае SCORPIO против 7%-8% в случае MOFS. К недостаткам мультищелевого варианта SCORPIO следует отнести малое количество объектов (до 16) по сравнению с MOFS (до 100) и меньшую свободу в допустимых конфигурациях объектов, объясняемую тем, что щели перемещаются только по одной координате - вдоль дисперсии. В настоящий момент задействованы только 13 щелей из 16, что связано с форматом используемого CCD-детектора ( $1024\times 1024$ 24-мкм пикселей). Общий вид многощелевого блока показан на рисунке 4.3.

Рис. 4.3. Общий вид многощелевого блока.

$\includegraphics[width=17cm,angle=0]{multislit.ps}$

Введение в эксплуатацию многощелевого блока играет первостепенную роль в экспериментальной проверке эффективности методики фотометрической классификации объектов, описанной в предыдущих главах.

При разработке методики подготовки и проведения наблюдений в многощелевом варианте учитывался опыт прошлых лет по работе с многощелевым спектрографом MSFS [42].

Многощелевой блок спектрографа SCORPIO представляет собой набор из 16 щелей, управляемых системой электромагнитов. Ход щелей вдоль дисперсии составляет величину около 20 мм, средняя высота щелей - 2 мм (24''), средняя ширина - 0.115 мм (1.3''), средний промежуток между соседними щелями - 0.5 мм.

В настоящее время для задач массовой спектроскопии слабых объектов существует 3 прозрачные дифракционные решетки - 150 штр/мм и 2 решетки 300 штр/мм с концентрацией блеска в разных участках спектра. Для решетки 150 штр/мм дисперсия составляет $\sim14 \mbox{\AA}/px$ , для решеток 300 штр/мм $\sim7 \mbox{\AA}/px$ при наблюдениях с CCD-приемником TK1024.

Понятие методики проведения наблюдений включает в себя два основных этапа:

первоначальную подготовку программы наблюдений - подготовку нескольких вариантов расстановки щелей и рекомендаций по наведению телескопа ( $\alpha_{center}, \delta_{center},$ P.A.);
расчет коррекций положения щелей непосредственно во время наблюдений после наведения телескопа по рекомендованным координатам.

В настоящее время физическая расстановка щелей осуществляется за несколько итераций в автоматическом режиме с помощью программ, написанных С.Н.Додоновым и А.В.Моисеевым. Полный цикл расстановки выполняется за 10-15 минут.

4.1. Алгоритм расстановки щелей

Задача оптимальной расстановки щелей математически чрезвычайно сложна из-за особенностей ограничения на параметры многощелевого блока. Литература по данной проблеме полностью отсутствует, все программные реализации являются коммерческими закрытыми продуктами, что вынудило автора разработать собственный алгоритм расстановки щелей.

При расстановке щелей необходимо уделять внимание следующим моментам:

1)
3)
2)

С учетом описанных требований, расстановка была формализована в виде минимизации функционала:

$\begin{displaymath} \EuScript{F}(\alpha_{c},\delta_{c},P.A.)=(N_{slits}-N_{used})^8(\sum_{i}\EuScript{F}_{x_i}^2 + \sum_{i}\EuScript{F}_{y_i}^2), \end{displaymath}$

(4.1)

где $N_{slits}$ - общее число щелей, $N_{used}$ - число щелей, использованных в расстановке, суммы берутся по расставленным объектам,

$\begin{displaymath} \EuScript{F}_{x_i}=\left\{\begin{array}{c}% \min{\vert x_{ob... ...}-x_{slit_i}\vert}\le\frac{w_{slit_i}}{4} \end{array}\right ., \end{displaymath}$

(4.2)

$\begin{displaymath} \EuScript{F}_{y_i}=\left\{\begin{array}{c}% \vert y_{obj_i}-... ...i}-y_{slit_i}\vert\le\frac{h_{slit_i}}{2} \end{array}\right ., \end{displaymath}$

(4.3)

$w_{slit_i}$ и $h_{slit_i}$ - ширины и высоты щелей соответственно, расстояния $\vert x_{obj_i}-x_{slit_i}\vert$ вычисляются в проекции на направление вдоль щелей, $\vert y_{obj_i}-y_{slit_i}\vert$ - вдоль дисперсии. Вид данного функционала определен эмпирическим путем, исходя из соображений о симметрии значений $\EuScript{F}_{x_i}$ и $\EuScript{F}_{y_i}$ относительно центров щелей по высоте и нулевых положений вдоль дисперсии.

Многочисленные эксперименты на модельных и реальных списках объектов подтвердили возможность использования данного формализованного подхода для расстановки щелей и его эффективность.

Алгоритм реализован в виде функции в среде IDL, которая используется в программах подготовки к наблюдениям.

4.2. Методика подготовки и проведения наблюдений

Предварительная подготовка к наблюдениям состоит из следующих этапов:

Расчет вариантов расстановок щелей по списку интересующих объектов.
По любому имеющемуся прямому снимку с телескопа, на котором предстоит проводить наблюдения, производится астрометрия с целью определения уравнения пластинки. В настоящий момент астрометрические процедуры полностью автоматизированы, используются каталог USNO A2.0 либо вторичный астрометрический стандарт, построенный для поля Q2203+29 по снимку с 2.6-метрового телескопа БАО.
Уравнения пластинки оборачиваются для расчета положения центра многощелевой маски, координат щелей и трех опорных звезд, которые в процессе наблюдений будут использоваться для контроля точности наведения телескопа и установки позиционного угла.
Формируется печатная версия карты для наблюдений, на которую нанесены щели и опорные звезды. Пример представлен на рисунке 4.4.
Формируется файл с расчетными положениями щелей.
Дается рекомендация гидирующих звезд (они находятся за пределами области расположения щелей).

Рис. 4.4. Пример карты наблюдаемой области с расстановкой щелей, используемой в процессе наблюдений.

$\mu$

В процессе проведения наблюдений:

производится наведение телескопа по рекомендуемым координатам;
производится предварительная расстановка щелей;
осуществляется получение прямого снимка области;
по прямому снимку производится автоматическая астрометрическая калибровка и рассчитываются коррекции положений щелей;
производится коррекция расстановки щелей, согласно рассчитанным значениям;
осуществляется повторное получение прямого снимка для контроля правильности расстановки;
если щели расставлены с допустимыми ошибками, начинаются наблюдения;
через каждые 2-3 спектральных экспозиции осуществляется получение контрольного прямого снимка.

<< 3. Программный пакет SED | Оглавление | 5. Классификация объектов в ... >>

Публикации с ключевыми словами: галактика - Спектр - квазары - Сейфертовская галактика
Публикации со словами: галактика - Спектр - квазары - Сейфертовская галактика

См. также:

Три галактики в Драконе

Солнце и пропавшие цвета

В рукавах NGC 1097

Близкая спиральная галактика NGC 4945

Квазар в ранней Вселенной

Комета Леонарда и галактика Кит

Пылевые волокна в NGC 1947

Все публикации на ту же тему >>

Обсудить эту публикацию

Версия для печати

Астрометрия - Астрономические инструменты - Астрономическое образование - Астрофизика - История астрономии - Космонавтика, исследование космоса - Любительская астрономия - Планеты и Солнечная система - Солнце