Фотометрические методы в астрофизике

Размещено на http://www.allbest.ru/

Размещено на http://www.allbest.ru/

МИНИСТЕРСТВО ОБРАЗОВАНИЯ И НАУКИ РОССИЙСКОЙ ФЕДЕРАЦИИ

Федеральное агентство по образованию

ФГБОУ ВПО «Благовещенский государственный педагогический университет»

Физико-математический факультет

Кафедра физики и методики преподавания физики

Курсовая работа

на тему: «Фотометрические методы в астрофизике»

по дисциплине «Физика»

Выполнил (а): студент группы 3Д

Папченко Вадим Юрьевич

Благовещенск 2015

Оглавление

Введение

1. Визуальная астрофотометрия

2. Фотографическая фотометрия

2.1 Трубчатый фотометр

2.2 Калибровочный клин

2.3 Ошибки фотографической фотометрии

3. Фотоэлектрическая астрофотометрия

4. ПЗС

4.1 ПЗС в астрономии

Заключение

Список использованных источников

Введение

Умение определять расстояние - одна из основ нашей жизни. Наши предки бороздили океаны, снаряжали экспедиции на материки для того что бы определить очертания береговой линии, размеры земного шара и т.д. В наше время расстояние на Земле определяется очень точно, но человечество не стоит на месте, а развивается. После освоения поверхности своей планеты возникает вопрос, а как же определить расстояние до небесных тел в космическом пространстве? Освоение ближнего космического пространства в наше время не встречает на своём пути проблем. Мы можем довольно точно определить расстояние до объектов в нашей солнечной системе методом радиолокации, посылая сигнал и принимая отраженный. Время запаздывания дает нам представление о расстоянии. Но расстояние до звезд очень велико и что бы его определить нужны другие методы. Ниже мы рассмотрим основные фотометрические методы, которые позволяют исследовать объекты находящиеся в космическом пространстве.

Фотометрия в астрономии -- это техника, применяемая в астрономии для измерения потока или интенсивности электромагнитного излучения астрономического объекта. В самом простом варианте фотометрия проводится путём сбора излучения в телескоп.

Исторически, фотометрию в ближней инфракрасной и длинноволновой ультрафиолетовой части спектра осуществляли при помощи фотометра -- фотоэлектрического прибора, разработанного для измерения интенсивности света от одного и того же объекта, направляя его луч на фоточувствительный элемент. Эти фотометры впоследствии в большинстве своём были заменены на приборы, созданные на базе ПЗС-камер, которые могут одновременно фиксировать изображения нескольких объектов. Тем не менее, фотоэлектрические фотометры по-прежнему используются в некоторых случаях, например, когда не требуется высокого разрешения.

1. Визуальная астрофотометрия

Раздел астрофизики, который занимается фотометрическими измерениями небесных объектов визуальными методами.

В настоящее время методы визуальной астрофотометрии вытеснены фотографическими и фотоэлектрическими и применяются только при недостатке необходимых инструментальных средств. Так же метод визуальной астрофотометрии актуален у любителей, из-за меньших денежных затрат на исследование.

Методы визуальной фотометрии основываются на умении ослаблять световой поток или интенсивность света в известное число раз с помощью астрофотометров. Человеческий глаз обладает высокой пороговой чувствительностью и в благоприятных условиях способен заметить столь малую разницу в интенсивностях (потоках) двух источников, как 1/100 от самой интенсивности (потока). Отсюда берет основу принцип сравнивания двух источников света. Для того чтобы приравнять два источника в световом отношении, нужно один из них, более яркий, ослабить. Первый источник ярче второго во столько раз, во сколько пришлось ослабить более яркий до равенства с более слабым.

Пусть первый источник ярче второго в n раз. Интенсивности источников l₁ и l₂, потоки F₁ и F₂, освещенности E₁ и E₂, то l₁/l₂ или F₁/F₂, или E₁ / E₂ = n

Соответствующие разности звёздных величин первого и второго источников согласно закону Погсона будут

От сюда следует, что из фотометрических измерений можно получить только разность звёздных величин.

Визуально невозможно определить, насколько яркость одной поверхности больше, чем яркость другой. Но если две поверхности непосредственно примыкают друг к другу, то по исчезновению разграничивающей линии между ними равенство их яркостей можно установить визуально с точностью до 1% и даже еще точнее. Было разработано много различных устройств для образования таких полей сравнения; одно из них, т.н. кубик Люммера - Бродхуна.

Рисунок 1 - Фотометр Люммера - Бродхуна[2]

Это две сложенные вместе трехгранные призмы из оптического стекла, причем контактная грань одной призмы слегка закруглена. Вследствие этой закругленности призмы имеют лишь частичный оптический контакт, через который свет может проходить прямо. Но в тех местах, где грани призм не соприкасаются, свет полностью отражается. Часто бывает желательно, чтобы свет от двух источников падал с противоположных сторон, и поэтому применяются схемы типа:

Рисунок 2 - Фотометр Люммера - Бродхуна [2]

Наблюдатель, глядя в микроскоп с небольшим увеличением, видит поля сравнения,

Рисунок 3 - Видимые поля сравнения[2]

Чтобы добиться одинаковой яркости двух полей сравнения, нужно регулировать световой поток хотя бы одного из сравниваемых источников света. В лабораторных измерениях сравниваемые лампы закрепляют в держателях, которые можно перемещать по направляющей. Такая направляющая, прямая и достаточно жесткая, называется фотометрической скамьей. Фотометрическая головка (рисунок 4) устанавливается неподвижно. Если одна лампа закреплена на расстоянии x₁ (рисунок 4) от экрана, а другая отодвинута на расстояние x₂ и при этом яркость полей сравнения одинакова, то отношение сил света l₁ и l₂двух ламп определяется равенством .

Рисунок 4 - фотометрическая скамья[2]

Фотометрическая скамья, применяемая в визуальной фотометрии. Лампа 1 неподвижна, а лампу 2 перемещают, добиваясь, что бы обе лампы казались наблюдателю одинаковыми по яркости.

Равенство выражает т.н. закон обратных квадратов расстояний

Рисунок 5 - Закон обратных квадратов[2]

Он является основным законом фотометрии. Согласно этому закону, если яркость двух полей сравнения одинакова, то силы света двух ламп обратно пропорциональны квадратам расстояний от соответствующих ламп до экрана фотометра. В справедливости этого соотношения легко убедиться, рассмотрев световую пирамиду с лампой в вершине. Свет, проходящий через сечение A пирамиды на единичном расстоянии от лампы, будет распределен по площади 4А на удвоенном расстоянии, по площади 9А - на утроенном расстоянии и т.д. Единственное условие применимости этого закона требует, чтобы размеры источника были малы по сравнению с расстоянием.

В некоторых специальных измерениях применяются другие средства изменения яркости поля сравнения, например, поляризатор с анализатором, которые поляризуют и ослабляют проходящий световой поток соответственно своей взаимной ориентации, клинья из серого стекла и быстро вращающиеся диски с секторными вырезами («вращающиеся секторы»). Диски имеют форму плоской крыльчатки вентилятора. Если диск вращается достаточно быстро, так что не заметно никакого мерцания, то свет ослабляется пропорционально доле полного круга, приходящейся на секторные вырезы. Каков бы ни был выбранный способ регулировки яркости, важно, чтобы изменялась только яркость, но не цвет поля.

Относительно световых источников разного цвета установлено, что если цвета различаются более или менее заметно, то результаты сравнения приобретают субъективный характер и даже у одного и того же наблюдателя могут меняться. При этом точность визуальной фотометрии сильно снижается.

2. Фотографическая фотометрия

Раздел фотометрии, в котором рассматриваются методы количественной оценки излучения с помощью фотографических материалов. Применима преимущественно при малой интенсивности измеряемого излучения.

Как и в визуальной фотометрии, в основе фотографической фотометрии лежит принцип приравнивания двух источников света: два источника света, из которых один ослаблен в известном отношении, считаются равными, если на одной и той же фотографической пластинке при равной экспозиции они дают одинаковый фотографический эффект. На фотографической пластинке получается обычно сразу много объектов и приравнивание некоторого основного источника света путём его ослабления ко всем имеющимся на пластинке объектам будет отнимать много времени. Продуктивнее будет установить путём некоторой искусственной процедуры связь между фотографическим эффектом и величиной потока, освещающего пластинку, что осуществляется с помощью построения характеристической кривой. Процесс её построения в фотографической фотометрии вполне подобен установлению принципов измерения в визуальной фотометрии, т.е сводится к вычислению формул связывающих звёздную величину с фотометрическим отсчётом. Этот процесс называется калибровкой фотографической пластинки. Поскольку ось абцисс характеристической кривой размечается в логарифмах E, а по закону Погсона,

характеристическую кривую в астрономической практике строят по аргументу ?m. Нужно засветить фотографическую пластинку площадками одинакового размера, по переменной освещенности E, причем величины E (возможно в произвольных единицах) известны и переведены в ?m. Так будет получена калибровочная шкала негатива. Для этой цели удобнее всего использовать либо трубчатый фотометр, либо клин.

2.1 Трубчатый фотометр

Рисунок 6 - Трубчатый фотометр[2]

Трубчатый фотометр состоит из ряда трубок одинакового диаметра, расположенных по кругу, или по прямоугольнику между двумя плоскостями. К задней плоскости прижимается калибруемая фотопластинка, перед передней располагаются несколько матовых или молочных стёкол, одно за другим. Передние просветы трубок - их входные отверстия, прикрыты диафрагмами разного размера, поэтому в каждую трубку поступает от помещенного извне матового стекла разное количество света, пропорциональное площади входного отверстия или квадрату его радиуса r. При длине трубки L освещенность фотопластинки, находящейся у заднего конца трубки, будет равна

Где B - яркость матового стекла, и если L>10r , то с достаточной степенью приближения

Следовательно, для двух отверстий r₁ и r₂ разность звездных величин освещенностей пластинки будет

При условии, что яркость B у всех отверстий одинакова. Если звездную величину, соответствующую самому большому входному отверстию радиуса r₀, положить равной нулю, то звездная величина у выходного конца всякой другой трубки будет

где r - радиус входного отверстия этой трубки. Разумеется, радиусы r всех отверстий должны быть измерены с большой точностью. Их варьируют в пределах от r=r₀ до r=,

что обеспечивает вариацию звездных величин m на 5^m, 4-5^m, 6

Полученную согласно формуле

Совокупность звездных величин, соответствующих разным степеням почернения, следует рассматривать как фотометрическую систему данного трубчатого фотометра со своим самостоятельным нуль-пунктом.

2.2 Калибровочный клин

Можно приложить к испытуемой фотопластинке фотометрический клин и засветить через него фотопластинку. Тогда на ней так же как и в случае трубчатого фотометра, создается шкала плотностей, соответствующих различной прозрачности разных мест клина. Здесь справедлива формула

где K - константа клина равная .

Мы вправе записать звездную величину, соответствующую освещенности на расстоянии l от вершины клина, как

при условии, что m=0 у вершины клина и константа K должна быть определена в свете того участка спектра, который наиболее активно действует на пластинку.

Трубчатый фотометр или клин впечатывают в калибруемую пластинку до или после съемки на ней неба. Впечатывание да настоящей экспозиции пластинки предпочтительнее, так как при впечатывании после экспозиции действует эффект предосвещения, заключающийся в том, что если пластинку предварительно осветить слабым светом так, чтобы это лишь чуть-чуть сказалось бы на вуали, то последующая засветка пластинки, особенно небольшими потоками, приведет к большему фотографическому эффекту, чем если бы предварительно засветки не было.

При впечатывании калибровочной шкалы можно опасаться вредного влияния еще одного фактора, а именно эффекта разных уровней освещенности при фотографировании звезд и шкалы, так как звездная фотография получается обычно с экспозициями 15 и более минут, а впечатывание шкалы занимает около 15 секунд. Конечно можно понизить уровень света при засветке шкалы до такого уровня, чтобы и здесь экспозиция равнялась 15 минутам, но это чрезвычайно удлинит лабораторную обработку негатива. Обычно поступают так: проверяют, изменяется ли заметным образом наклон характеристической кривой негатива при изменении экспозиции от 15 секунд до 15 минут или нет. Если это обнаруживается, то подбирают наименьшее значение экспозиции для впечатывания шкалы, при котором эффектом разной экспозиции можно пренебречь.

Для дальнейшей работы над негативом необходим прибор для измерения фотографического эффекта, в первую очередь плотность фотографического изображения. Для этой цели служат микрофотометры. Микрофотометры бывают визуальные и объективные. В первых фотометрирование осуществляется глазом, у вторых - термоэлементом или фотоэлементом.

2.3 Ошибки фотографической фотометрии

В то время как при визуальных фотометрических измерениях имеют место многочисленные субъективные ошибки, в фотографической астрофотометрии опасны объективные ошибки, иногда не поддающиеся учету. Самый серьезный источник ошибок - непостоянство фотографической эмульсии по всей поверхности пластинки или пленки. Другой ошибкой является ошибка поля, состоящая в том, что две звезды равного блеска дадут разный фотографический эффект только потому, что их изображения расположены в разных местах поля камеры. Даже в идеальной камере с плоским полем освещенность пластинки падает от оптического центра к краю пропорционально четвертой степени косинуса угла удаления объекта от оптической оси.

фотометрия визуальный излучение

3. Фотоэлектрическая астрофотометрия

Фотоэлектрическая фотометрия более точна в сравнении с визуальной и фотографической.

Современные звездные электрофотометры обычно конструируются на основе вотоумножителей с последующим небольшим усилением фототока при помощи усилителя постоянного или переменного тока.

Далее представлена схема звездного электрофотометра:

Рисунок 7 - Звездный электрофотометр [2]

O₁-P₁ - окуляр-искатель, вводимый в световой пучок, сходящийся от объектива; Л - лампочка для освещения креста нитей С; D-D - диафрагмы, расположенные на диске, вращающемся на оси А; L- линейка несущая фильтры Ф; P₃-O₃ - вдвигаемый окуляр для точечного контроля нахождения фотометрического объекта в центре D; P₂-S - вдвигаемый патрон с радиоактивным эталоном S; O₂ - линза Фабри, образующая выходной зрачок на поверхности катода K фотоумножителя ФУ; ФУ окружен экраном Э из ферромагнитного вещества; ФУ с экраном окружен деревянным ящиком, в который может быть помещен сухой лед СО₂ . ФУ питается экранированным кабелем К₁.

Сходящийся от объектива к главному фокусу пучок лучей освещает катод ФУ. Катод помещают в выходном зрачке телескопической системы, роль окуляра играет при этом линза О₂, именуемая линзой Фабри. Как всякий окуляр, она образует в выходном зрачке системы К действительное изображение объектива (зеркала) телескопа, освещенного светом исследуемого объекта. Но так как в выходном зрачке изображение объектива создается светом всех объектов, находящихся в поле зрения, необходимо ограничивать поле зрения только исследуемым объектом, для чего служит набор диафрагм D-D? расположенных на круглом диске, вращающемся около оси А. Попадание исследуемого объекта в диафрагму D контролируется дважды.

В световой пучок может вводиться посредством простого вдвижения трубка , имеющая на конце призму полного внутреннего отражения Р₁, которая направляет сходящиеся лучи на крест нитей С, освещаемый лампочкой Л. Наблюдатель видит в окуляр объект (звезду) и перемещая телескоп, добивается, что бы она попала на крест. Трубка при этом должна быть отрегулирована так, чтобы после ее выдвижения конус лучей сошелся приблизительно в центре диафрагмы D. После этого наблюдатель смотрит в окуляр , трубка которого с призмой вдвинута для перехвата пучка лучей, теперь уже расходящегося. Наблюдатель видит объект внутри отверстия D и подправляет телескоп окончательно.

Для образования изображения объектива на катоде K центральное положение звезд в диафрагме D несущественно, но при малой диафрагме и большом нестабильностью изображений, звезду лучше поместить в центе D.

Окуляр O₁P₁ не обязателен. Можно пользоваться окуляром O₁P₁, но каждый раз при установке объекта в диафрагме нужно вращать диск с диафрагмами, вводя на оптическую ось системы большую диафрагму, дающую большое поле зрения для нахождения объекта.

Чувствительность ФУ изменяется из-за воздействия магнитного поля Земли, магнитных полей создаваемых объектами вне фотометрической системы и т.д. В связи с этим ФУ предпочитают заключать в железный (ферромагнитный) заземляемый кожух, который так же является и электрическим экраном, предохраняющих ФУ от наводимых извне токов. Электрическую подводку к ФУ осуществляют экранированным кабелем K₁.

У некоторых ФУ чувствительность меняется с изменением температуры, поэтому необходимо термостатирование ФУ, особенно в длительно выполняемых наблюдениях.

Некоторые специальные задачи фотоэлектрической астрофотометрии:

1) Электрофотометрическое изучение объектов с очень короткими точно известными периодами изменения блеска. Яркими представителями таких объектов являются пульсары. Их периоды лежат в пределах от нескольких секунд и до сотых долей секунды.

2) Электрофотометрическое сравнение объектов с очень большой разницей блеска.

4. ПЗС

Бурное развитие электроники, телевизионной техники, информатики и компьютерных технологий, произошедшее в конце второго тысячелетия, не могло не коснуться такой важной области естествознания, как экспериментальная физика. Был разработан, создан и успешно применен в технике физического эксперимента целый ряд диагностических приборов, представляющих собой симбиоз современного персонального компьютера (ПК), программного обеспечения прикладного характера и полупроводниковых телевизионных камер на базе приборов с зарядовой связью (ПЗС). Такие приборы значительно упростили настройку диагностической аппаратуры, уменьшили время обработки экспериментальных данных и тем самым расширили возможности эксперимента.

Действительно, пусть, например, мы исследуем спектр, используя фотопленку в одном случае, и ПЗС-камеру - в другом. Понятно, что в части спектральной аппаратуры всё будет одинаково или практически одинаково. Что же касается регистрации и обработки спектрограмм, то здесь различия существенны. При старых, традиционных способах регистрации на фотопленку, которые были рассмотрены выше, необходимо:

* плёнку проявить(чтобы избежать ошибок, связанных с температурой проявителя, его свежестью, погрешностями во временах экспонирования и проявления, на плёнку необходимо заблаговременно впечатать 9-ступенчатый ослабитель или«клин»);

* получить, используя микрофотометр, денситограммы исследуемого спектра, спектра сравнения, 9-ступенчатого ослабителя и обработать их с тем чтобы перейти от почернений пленки к исходному распределению интенсивностей (данная процедура весьма трудоёмка и при самых благоприятных условиях занимает примерно 3 - 4 часа);

* отсканировать негатив на слайд-сканере и завести в ПК для дальнейшей обработки(необходимо отметить, что в большинстве сканеров есть регулируемые параметры, которые необходимо подбирать перед сканированием, добиваясь соответствия снятого9-ступенчатого ослабителя или«клина» их паспортным данным), процедура долгая (примерно 1 час), но вполне выполнимая.

Необходимо отметить также, что чаще всего при экспериментальных исследованиях производят съёмку не единичных кадров, а целых серий. Поэтому любые изменения в исследуемом процессе (интенсивность, расходимость сигнала, угол рефракции и т.д.), погрешности в настройке нашего диагностического тракта (задели зеркало, не убрали диафрагму и т.д.) или в проявлении могут привести к тому, что негодной окажется вся фотоплёнка, а не ее единичный кадр.

ПЗС-камера в отличие от фотопленки регистрирует распределение не почернений, а интенсивностей. Поэтому при регистрация с помощью ПЗС-камеры сопряженной с ПК исследуемый спектр можно наблюдать на дисплее ПК в режиме реального времени, проводить его обработку и, при необходимости, оперативно вносить изменения в условия съемки или схему эксперимента. Понятно, что такой прибор можно использовать как самостоятельный фоторегистратор, так и в комбинации с ЭОПом, осциллографом и другой диагностической аппаратурой. В более сложных устройствах существует возможность синхронизации фотосъёмки с исследуемым явлением, что позволяет производить регистрацию быстропротекающих процессов во времени.

В последние два десятилетия благодаря новым современным приемникам (ПЗС) возможности фотометрии сильно увеличились. Даже на небольших телескопах можно достичь предельной величины и более.

В основе работы ПЗС лежит явление внутреннего фотоэффекта. Сам прибор - довольно сложная микросхема с линейкой или двумерной матрицей, состоящей из прямоугольных светочувствительных элементов, называемых пикселами. Такая матрица способна накапливать, хранить и передавать для считывания фотоэлектроны, рожденные под действием света во время экспозиции. Каждый пиксел заполняется электронами пропорционально количеству попавшего на него света, то есть ПЗС является линейным приемником для большого диапазона световых потоков.

4.1 ПЗС в астрономии

ПЗС-матрицы, применяемые в астрономии, имеют высокую интегральную чувствительность, а спектральный диапапазон чувствительности простирается от голубой (примерно 0.4 микрон) до ближней инфракрасной (0.9 микрон) области. Чувствительность ПЗС-матрицы зависит от размеров площади светочувствительной области, т.е. от размера пикселов, и от квантовой эффективности. Для характеристики ПЗС используется именно квантовая эффективность, которая в отличие от квантового выхода отображает не полное количество электронов, высвобождаемое при поглощении одного фотона, а то их количество, которое попало в потенциальную яму. Квантовая эффективность зависит от длины волны и в отдельных участках спектра может превосходить 80%.

В среднем по всей спектральной области чувствительности квантовая эффективность ПЗС-матриц составляет 50-60%, что почти на порядок выше, чем у лучших фотоэлектрических приемников. В дорогих ПЗС профессионального уровня для повышения чувствительности используется метод обратной засветки, когда световой сигнал падает со стороны сошлифованной кремниевой подложки. Это позволяет существенно увеличить квантовый выход, но в результате появляется паразитный сигнал, вызванный интерференцией света в слое кремния. Этот эффект - “fringes” (“рябь”) сильнее всего проявляется в длинноволновых фильтрах, R и I.

Важной характеристикой является размер пикселов. В настоящее время выпускаются ПЗС матрицы с размерами пикселов от 7х7 мкм до 27х27 мкм. Чем больше размеры пиксела, тем больше электронов он может накопить до насыщения, и тем больший диапазон яркостей (динамический диапазон ПЗС) можно получить. Пикселы малых размеров обеспечивают высокую разрешающую способность, при этом чувствительность существенно понижается. Поскольку основным фактором, лимитируюшим разрешение, является качество неба, во многих ПЗС камерах предусмотрена возможность менять разрешение матрицы: 1 пиксел (HIGH), 2х2 (MEDIUM) и 3х3 пиксела (LOW). Это удобно и с точки зрения фотометрии, поскольку позволяет добиться разумного компромисса между стремлением к высокому разрешению и большему отношению сигнал/шум.

В процессе считывания накопленных в пикселах фотоэлектронов образуется последовательность электрических сигналов, которые преобразуются в цифровую форму и записываются в компьютер. Положение пиксела в матрице (номер строки и номер столбца) остается фиксированным. В результате на дисплее компьютера мы видим подобное фотографическому изображение регистрируемой области неба - ПЗС матрица является панорамным приемником. Поле зрения, получаемое с ПЗС матрицей, сравнительно невелико. Типичные матрицы имеют размеры от 512х512 до 2048х2048 пикселов. В зависимости от размера матрицы и от фокусного расстояния телескопа поле составляет от нескольких угловых минут до полуградуса. В таком поле всегда можно найти звезды сравнения для фотометрии.

Таким образом, ПЗС матрица совмещает в себе преимущества фотографии (панорамность) и фотоэлектрической фотометрии (линейность). Рассмотрим теперь недостатки, или, скорее, ограничения, присущие ПЗС-приемникам. Некоторые из них связаны с проблемами технологии изготовления матриц и астрономы перед ними бессильны. С другими недостатками можно бороться, улучшая методику наблюдений и их обработки. Предельная обнаружимая звездная величина при наблюдениях с ПЗС матрицей, как и для всех приемников, зависит от отношения сигнал/шум.

При малых световых потоках важным параметром ПЗС-матрицы становится порог чувствительности, характеризующий минимальный световой поток, который может быть зарегистрирован. Главным фактором, ограничивающим порог чувствительности, является темновой сигнал -электроны, производимые самой матрицей вследствие термоэлектронной эмиссии и попавшие в потенциальную яму при полном отсутствии светового потока. Величина темнового сигнала зависит от температуры матрицы и времени экспозиции. Эффективным способом уменьшить темновой сигнал является охлаждение матрицы - при уменьшении температуры на 9 градусов темновой сигнал уменьшается вдвое. Все современные ПЗС-матрицы, используемые в астрономии, снабжены либо миниатюрными холодильниками, позволяющими охлаждать матрицу до низких температур и поддерживающими температуру охлаждения с точностью до одной десятой градуса, либо же охлаждаются жидким азотом.

Темновой сигнал вносит в полезный сигнал искажение, особенно существенное для малых световых потоков, и если его не компенсировать, это существенно увеличит шумы. Чтобы исключить темновой сигнал, в течение наблюдательной ночи получают темновые кадры dark - в тех же условиях, что и рабочие кадры, но при закрытом затворе. Далее кадры dark, предварительно масштабированные на время экспозиции рабочего кадра, вычитаются из рабочих. Потери электронов происходят не только в процессе накопления заряда в потенциальной яме, но и в процессе передачи заряда во время считывания, и они могут быть значительными.

В первых матрицах при коэффициенте передачи заряда от пиксела к пикселу 0.999 по пути к последнему пикселу терялось до 65% фотоэлектронов. В современных матрицах коэффициент передачи заряда от пиксела к пикселу составляет уже 0.9999 ч 0.99999 , т.е. потери составляют не более 5%. Далее, несмотря на небольшие линейные размеры, невозможно сделать поверхность матрицы идеальной, пикселы могут отличаться друг от друга и по размерам, и по квантовой эффективности, и по коэффициенту передачи заряда, все это создает неравномерность чувствительности матрицы по полю. Однако если получить снимки равномерного серого поля, так называемого “плоского поля”, неравномерности яркости по поверхности рабочего кадра можно будет скорректировать при обработке. “Плоские поля” обычно снимают на закате или на рассвете, выбирая область неба без звезд. Можно использовать и равномерно освещенный экран. Поскольку параметры матрицы достаточно стабильны, “плоские поля” не обязательно снимать каждую ночь.

Отметим теперь основные типы шумов, влияющих на отношение сигнал/шум. Во-первых, это фотонный шум - шум светового потока. Во-вторых, шум темнового сигнала. Эти шумы подчиняются статистике Пуассона. Следующим по значимости источником шумов является выходное устройство, его шумы - шум, возникающий при передаче заряда от пиксела к пикселу, шум считывания и шум сброса, когда из детектора выводится ранее накопленный заряд.

Заключение

Человека всегда интересовало, что представляет собой мир, в котором он живет, какие явления скрываются за великолепной россыпью звезд, украшающей ночное небо Земли. В ходе астрономических исследований перед людьми не раз возникали удивительные загадки. А поиски ответа не только расширяли и углубляли наши знания о Вселенной, но и помогали успешно решать чисто земные задачи. Без астрономических исследований оказались бы невозможными многие достижения науки и техники, в том числе успехи современного человечества в освоении космоса.

Фотометрия является одним из важнейших методов астрономических исследований. Исследование различных типов фотометрической переменности звезд и галактик необходимо для понимания происходящих в них процессов, а так же для понимания того, как была образованна вселенная.

Список использованных источников

1. Михайлов А.А. Курс астрофизики и звездной астрономии/ A.А. Михайлов. - М.: Наука, 1973. - 608с.

2. Мартынов Д.Я. Курс практической астрофизики/ Д.Я. Мартынов. - М.: Наука, 1977. - 544с.

3. Сапожников Р.А. Теоретическая фотометрия/ Р.А. Сапожников. - Л.: Энергия, 1977. - 268с.

4. Гуревич М.М. Фотометрия: Теория, методы и приборы/ М.М. Гуревич. - Л.: Энергоатомиздат, 1983. - 268с.

5. Кулагин С.В. Оптико-механические приборы/ С.В. Кулагин, А.С. Гоменюк, В.Н. Дикарев, В.Е. Зубарев, Е.Н. Лебедев, Г.М. Мосягин. - М.: Машиностроение , 1984. - 346с.

6. Пресс Ф.П. Фоточувствительные приборы с зарядовой связью / Ф.П. Пресс. - М.: Радио и связь, 1991. - 264с.

Размещено на Allbest.ru