Документ взят из кэша поисковой машины. Адрес оригинального документа : http://www.sao.ru/precise/Laboratory/Dis_akn/node83.html
Дата изменения: Thu Jul 8 15:31:51 1999
Дата индексирования: Tue Oct 2 02:36:53 2012
Кодировка: koi8-r
Поисковые слова: внешние планеты

   
Проведение наблюдений. Методика наблюдений

Весь исходный наблюдательный материал обзора был получен в период с марта 1994 по июнь 1996 года на 0.6-м телескопе Burrel Schmidt обсерватории NOAO (США). Главное зеркало телескопа изготовлено из пирекса, а корректирующая пластина из стекла UBK7. Стандартная ошибка волнового фронта в комбинации сферическое зеркало и корректор составляет 0.098 $\lambda$. Рабочий диапазон оптики 3500-11000 Å. Предобъективные призмы вращаются по позиционному углу, что позволяет получать спектры любой ориентации. Имеется набор из пяти призм, характеристики которых приведены в Schoening (1992b).

Список наблюдательных сетов обзора приведен в таблице 4.1. Часть наблюдательного времени на телескопе Burrel Schmidt была получена по заявкам на сезоны 1994-1996 года, а часть (примерно 1/3) была выкуплена участниками проекта (университет Wesleyan и университет Brigham Young) из времени университета Case. Погодные условия сезона 1994 года были плохими и авторы были вынуждены повторить все наблюдения этих сетов в другие сезоны. Самыми качественными являются наблюдения последнего сета сезона 1996 года, в течение которого было получен наблюдательный материал (как прямые так и спектральные снимки) более чем для половины полей полосы обзора.

   

Table 4.1: Список наблюдательных сетов обзора

#	Дата сета, год	Дата	Тип наблюдений
(1)	(2)	(3)	(4)
1	1994 18-22 марта	18-21	Спектральные снимки
		22	Прямые снимки
2	1994 12-16 апреля	12-15	Спектральные снимки
		16	Прямые снимки
3	1994 20-22 апреля	20-22	Прямые снимки
4	1995 17-23 апреля	17-20	Прямые + калибровочные снимки
		21-23	Спектральные снимки
5	1995 28 апреля - 2 мая	28-1	Спектральные снимки
		1-2	Прямые снимки
6	1995 14 мая	14	Калибровочные снимкиa
7	1996 11-17 марта	11-14	Прямые снимки
		15-17	Спектральные снимки
8	1996 26-30 марта	26-30	Прямые снимки
9	1996 7-23 мая	7-13	Прямые снимки
		14-22	Спектральные снимки
		23	Прямые снимки
a -- используется ПЗС T1KA. Во всех остальных случаях S2KA

Почти все прямые и все спектральные наблюдения были проведены с использованием ПЗС S2KA, имеющей следующие характеристики: квадратный размер пиксела 21$\times$21 мкм (2.07 $^{\prime \prime }$$\times$2.07 $^{\prime \prime }$ для телескопа Burrel Schmidt), размер 2048$\times$2048 пикселов (поле зрения 70$^\prime$$\times$70$^\prime$ для телескопа Burrel Schmidt), спектральный диапазон чувствительности 2400-9600 Å, шум считывания (RON) 3 электрона, набор GAINs от 5 до 0.6 (оптимальное значение -- 2.5), ограничение по переполнению на элемент 32767 ADU, время считывания около 3 минут для всего изображения, спектральную чувствительность $\sim$ 25% в районе 5000 Å.

Часть наблюдений для получения калибровочных изображений была проведена с использованием ПЗС T1KA, имеющей следующие характеристики: квадратный размер пиксела 24$\times$24 мкм (2.32 $^{\prime \prime }$$\times$2.32 $^{\prime \prime }$ для телескопа Burrel Schmidt), размер 1024$\times$1024 пикселов (поле зрения 39.5$^\prime$$\times$39.5$^\prime$ для телескопа Burrel Schmidt), спектральный диапазон чувствительности 2600-9400 Å, шум считывания (RON) 3.5 электрона, набор GAINs от 9 до 1.7 (оптимальное значение -- 4.5), ограничение по переполнению на элемент 32767 ADU, время считывания около 45 секунд для всего изображения, спектральную чувствительность $\sim$ 60% в районе 5000 Å.

Поле зрения матрицы S2KA определило размер и количество полей обзора, покрывающих полосу $\alpha_{1950}$=8^h30$^m\div$17^h: центры полей отстоят друг от друга на 5^m по $\alpha$. Таким образом, каждый час по $\alpha$ разделяется на 12 стандартных полей, края которых слегка перекрываются, и с центрами, взятыми на эпоху B1950.0: 00^m, 05^m, 10^m, 15^m, 20^m, 25^m, 30^m, 35^m, 40^m, 45^m, 50^m, 55^m. Таким образом, вся полоса обзора состоит из 102 полей. На рис. 4.2, в качестве примера взаимного расположения полей обзора, показаны положения всех объектов до B=20.0^m из четырех полей обзора. На рисунке видны границы соседних полей и отсутствие зазоров между ними.

  

Figure: Положения всех объектов до B=20.0^m из четырех полей обзора в районе площадки SA 57. На рисунке, по скачкам в распределении объектов на краях, видны границы соседних полей и отсутствие зазоров между ними.

При разработке методики наблюдений авторы исходили из особенностей методики обзора. Можно выделить следующие особенности методики наблюдений:

• Использование прямых снимков для поиска положений спектров требует снимков с примерно совпадающим центром. Центры полей определялись на телескопе с использованием карт Паломарского обзора неба. Авторы были вынуждены прибегнуть к данной методике из-за отсутствия возможности точного наведения телескопа;
• Необходим учет разницы во временах накоплений для прямых снимков в разных фильтрах для получения примерно одинакового фотометрического предела. Нами были выбраны стандартные фотометрические фильтры B и V системы Джонсона, так как показатель цвета (B-V) известен для большого количества звезд и галактик. Авторы старались придерживаться коэффициента 1.5 (относительно фильтра V) во временах экспозиций при получении прямых снимков в фильтре B;
• Согласование пределов для комбинированного прямого и для комбинированного спектрального снимков -- относительные времена экспозиций были выбраны экспериментально. Обычно используемый коэффициент 1:2 для суммарных времен получения прямого и спектрального снимков;
• Использование вторичных фотометрических стандартов привело к упрощению методики наблюдений прямых изображений -- фотометрические стандарты в двух фильтрах B и V не наблюдались каждую ночь;

При всех типах наблюдений, в начале и в конце каждой ночи, снимались 10 изображений bias. Для построения плоского поля, при заходе солнца снимались по 5 изображений сумеречного неба в каждом фильтре, с экспозициями обратно пропорциональными яркости неба (увеличивающимися по времени). При наблюдениях прямых изображений снимались два таких ряда -- для фильтров B и V раздельно. Наведение на центр поля осуществлялось в два этапа: грубо, с использованием меридианных кругов телескопа и точно, с использованием ПЗС изображения поля, полученного с малой экспозицией, и телевизионного гида телескопа. Перед началом экспозиции, в поле телевизионного гида, находилась яркая звезда, выставляемая в центр поля. По этой звезде, в автоматическом режиме, производилось гидирование во время экспозиции, с использованием гидирующей системы телескопа, имеющей ПЗС-камеру.

При наблюдениях спектральных изображений для каждого поля мы старались получить 4 изображения по 720, 750 или 900 секунд экспозиции каждое (времена экспозиций изменялись из-за более точного определения методики наблюдений и вследствии технических работ по оптимизации параметров системы фотометр+ПЗС-камера телескопа, проводимых в NOAO). Призма была всегда ориентирована так, что спектры на снимке расположены вдоль оси склонений, чтобы уменьшить влияние гидирования на спектральное разрешение.

При наблюдениях калибровочных изображений считывалась только центральная часть матрицы размером 512$\times$512 пикселов, что уменьшало время считывания до $\sim$ 10 секунд. Телескоп, в начале ночи, был выставлен точно по $\delta$, и производилось только грубое перенаведение по $\alpha$. Для каждого поля делалась одна экспозиция в фильтре B (90 секунд) и одна экспозиция в фильтре V (60 секунд). В эти ночи снимались фотометрические стандарты. В качестве фотометрических стандартов использовались звезды из работы Landolt (1992) в стандартных площадках SA 105 и SA 107. Площадки снимались с использованием полного размера ПЗС для увеличения полного количества стандартов, попадающих в поле. Для получения большого диапазона изменения воздушной массы M(z), что облегчает последующий расчет экстинкционных коэффициентов, использовалась следующая методика наблюдения стандартов (для обоих фильтров): (1) Экспозиция в начале ночи при значениях M(z)$\sim$2; (2) Экспозиция примерно через полчаса при значениях M(z)=1.5-1.8; (3) Экспозиция примерно через час при значениях M(z)=1.3-1.5; (4) Экспозиция примерно через час при значениях M(z)$\sim$1; (5) Экспозиция примерно через 2-3 часа при значениях M(z)=1.5-2 (эта экспозиция делается для проверки устойчивости прозрачности в течение ночи).