Характеристики на CCD приемниците. CCD изображения. Астроклимат

1. Характеристики на CCD приемниците.CCD изображения. Астроклимат (допълнение)

2. В резултат от осветяването на CCD матрицата на изхода на АЦП се получава сигнал X(x,y) = B(x,y) + D(x,y) + F(x,y)×I(x,y)

3. Крива на блясъка на звездата FU Dra в R филтърпреди (ляво) и след (дясно) корекция за плоско поле.

4. Fringes - fringe pattern се причинява от интерференцията при многократното отражение на светлината вътре в CCD чипа. При "дебелите" CCD чипове не се наблюдават fringes поради силното поглъщане в CCD чипа. По този начин вероятността за отражение от задната плоскост на чипа и интерференция с падащата светлина намалява дори и за червените и ИЧ-те лъчи, които имат най-голям пробег преди да създадат двойка електрон-дупка. При изтънените CCD чипове свободния пробег на червените и особенно на ИЧ-те лъчи (λ>7000 Å)е достатъчен за многократно отражение и поява на fringe pattern.De-fringing - коригирани за bias и плоско полекадри се привеждат към един и същи фон на небето чрез умножение или делене с константа и се усредняват медианно; полученият кадър се мащабира исе изважда: 1) Fr(x,y) = <ki × Fi(x,y)>, i=1,..,N>>12) Fi,0(x,y) = Fi(x,y) – k × Fr(x,y) , i=1,..,N>>1

5. Влияние на земната атмосфера върху астрономическите наблюдения. Фотометрични системи. Определяне фона на небето Влияние на земната атмосфера върху астрономическите наблюдения: 1) разширяване, трептене и мигане на звездните изображения, брой наблюдателни нощи; 2) поглъщане и разсейване на лъчението в земната атмосфера; 3) фон на нощното небе; 4) светлинно замърсяване; 1) Разширяване, трептене и мигане на звездните изображения; Наблюдателна нощ – нощ, през която облачната покривка, влагата и вятъра позволяват астрономически наблюдения.

6. I – 1.2" V – 0.8"V – 0.65" I – 0.34"

7. 2) Поглъщане и разсейване на лъчението в земната атмосфера:Три спектрални ивици на прозрачност – видима, инфра-червена (по-точно отделни ИЧ ивици) и радио.- поглъщане от молекулярен и атомарен кислород и азот (λ<2000 Å);- поглъщане от озона в УВ диапазона (λ<3000 Å);- оптически прозорец – 3000-7000 Å; селективно молекулярно (релеевско) разсейване и селективно и неутрално разсейване от аерозоли;- поглъщане от водни пари в ИЧ диапазона – съществуват ивици на прозрачност;- прозрачност в радиодиапазонаλ =1см – 10м, за λ>10м – отражение от йоносферата.

8. 3)Фон на нощното небе:- безлунното нощно небе излъчва в зенита 22 V звездна величина от квадратна секунда:- атмосферна компонента: слабо излъчване на горната атмосфера, полярнисияния, естествена и изкуствена светлина, разсеяна от аерозоли;- извънатмосферна компонента: разсеяна слънчева светлина (зодиакална светлина), разсеяна звездна светлина от междузведния прах;- излъчването на атмосферата, свързано с разсейването от прахови частици, расте с дължината на вълната: преобладаване в ИЧ област => нужни са специални техники за наблюдение (напр. осцилиращо вторично огледало).- телурични спектрални линии – влияние при спектрални наблюдения;4) Светлинно замърсяване:W. Baade разделя ядрото на М31 по време на затъмнението на Los Angeles през Втората световна война. Сега тази обсерватория е "изгубила" небето си поради светлинното замърсяване от Los Angeles – фона на нощното небе е достигнал 19 V звездна величина от квадратна секунда.Влияние върху спектралните наблюдения.Светлинно замърсяване на НАО Рожен.

9. За намаляване на влиянието на земната атмосфера:- инсталиране на телескопи на балони и самолети – за наблюдение в УВ, рентгеновия и гама диапазони;- космически обсерватории – за наблюдение в УВ, рентгеновия и гама диапазони, както и за повишаване раделителната и проникваща способноств оптическия и ИЧ диапазони.

10. Техническо обслужване на космическия телескоп Hubble

11. Макет на JWST

12. Макет на огледалото на JWST

13. Сравнение между главните огледала на HST и JWST

14. Орбита на JWST

15. Фотометрични системи:Набор от спектрални участъци, характеризиращи се определни криви на реакция, т.е. ивици на пропускане на светофилтрите с взета предвид спектрална чувствителност на приемника. Ивиците на пропускане на светофилтрите се характеризират с ефективна дължина на вълната, λ0, и с полуширина на половина интензивност при λ0, Δλ.- широкоивични Δλ>300Å: Johnson UBVRI + JHKλ0/Δλ 3640/440, 4415/960, 5505/830, 7000/2100, 8800/2200 + 12500/3000, 16200/2000, 22000/6000 Å- средноивични 100-300Å: Stromgren uvbyλ0/Δλ 3500/300, 4110/190, 4670/180, 5470/230 Å - тесноивични Δλ<100ÅСредно и тесноивичните системи се използват за някои специфични изследвания.Инструментална фотометрична система: дефинира се от системата светофилтри+приемники за всяка комбинация е уникална => налага се трансформация към стандартната система с помощта на стандартни звезди.Стандартните звезди са част от фотометричната система.

16. Johnson-Cousins UBVRIфотометрична система.

17. Сравнение между Johnson и Cousins RI филтри

18. SDSS ugrizфотометрична система: линията 5577Å [OI] на нощното небе не попада във ивиците на пропускане на филтрите и iфилтъра на включва OH ивиците около 9000Å.

19. Астрономически филтри

20. Тесноивични филтри Hα – 6563Å, Hβ – 4861Å, [OIII] - 5007Å, [SII] - 6724Å

21. Определяне фона на небето:1) глобален фонSKY(x,y) = I0 + f(x,y) + f²(x,y) + f³(x,y) – общ видSKY(x,y) = I0 + I1×x + I2×y – линеен моделSKY(x,y) = I0

22. Влияние на точността на фона на небето върху повърхностната фотометрия на площни обекти:плътна линия – sky= 765.7 ADUточки – sky= 765.7+10 ADUпунктир – sky= 765.7-10 ADUгрешка на фона 11.6 ADUпрофил: {px,ADU(px)}

23. а) хистограма на изображението и апроксимация с Гаусиан; изрязване на хистограмата с цел подобряване оценката на фона.768.0 11.7ADU 764.6 6.7ADUб) итеративно k×σизрязване, DAOPHOT's МММ – mean, mode, median: формула "3-2"mode = 3×median-2×mean (median ≤ mean)mode = най-често срещания интензитет на пикселите;Определя се само средното ниво на фона!

24. в) апроксимация с двумерна повърхност: избират се области свободни от обекти или дефекти. Позволява да се отчетат евентуалните градиенти и други неравномерности във фона на небето2) локален фон – за предпочитане пред глобалния.а) итеративно k×σизрязване в пръстен около интересуващия ни обект; в пръстена не трябва да попада сигнал от обекта – използва се при звездната фотометрия.Определя се само средното ниво на фона.

25. Пръстен за определяне локания фон при апертурна фотометрия

26. б) апроксимация с двумерна повърхност: избират се области, близки до обекта, но несъдържащи сигнал от последния, свободни от обекти или дефекти – използва се при повърхностна фотометрия поради възможността за отчитане на евентуални градиенти във фона. Може да се използва и елиптичен пръстен.