Содержание к диссертации
Введение
Глава 2. Проблема безличной регистрации положений звезд в меридианной астрономии 13
2.1. Развитие фотоэлектрических способов регистрации положений звезд 13
2.2. Применение фотоумножителя в звездном микрометре 15
2.3. Активные микрометры 19
Глава 3. Меридианный круг. МК-200 23
3.1. Описание инструмента 23
3.2. Исследование устойчивости горизонтальной оси телескопа 26
3.3. Определение поправок за неправильности цапф 36
Глава 4. Фотоэлектрический сканирующий микрометр 44
4.1. Принцип работы и конструкция микрометра 44
4.2. Оценка точности микрометра в случайном отношении 49
4.2.1. Дробовой шум фотоумножителя 55
4.2.2. Дрожание и мерцание изображений звезд 55
4.2.3. Нестабильность напряжения питания 57
4.2.4. Фон неба 58
4.2.5. Вибрация каретки 59
4.3. Запаздывание сигнала при наблюдениях с фотоэлектрическим активным микрометром 64
4.4. Исследование нелинейности шкалы микрометра 73
4.4.1. Лабораторные исследования винта... 73
4.4.2. Исследование нелинейности винта по наблюдениям звезд 79
4.5. Масштаб микрометра 83
4.6. Нуль-пункт шкалы микрометра 87
4.7. Влияние кривизны суточной параллели на отсчет микрометра по прямому восхождению 90
Глава 5. Определение прямых восхождений близполюсных звезд . 94
5.1. Программа наблюдений 94
5.2. Методика наблюдений 98
5.3. Первичная обработка данных 101
5.4. Определение параметров инструмента и редукций определяемых звезд 103
Глава 6. Составление каталога и дискуссия материала 111
6.1. Вычисление поправок к прямым восхождениям определяемых звезд 111
6.2. Оценка точности каталога в случайном отношении и исследование разностей ВК-НК 115
6.3. Оценка точности каталога в систематическом отношении 124
Глава 7. Заключение 140
Литература 142
- Применение фотоумножителя в звездном микрометре
- Исследование устойчивости горизонтальной оси телескопа
- Запаздывание сигнала при наблюдениях с фотоэлектрическим активным микрометром
- Определение параметров инструмента и редукций определяемых звезд
Введение к работе
Основная задача фундаментальной астрометрии - построение инерциальной системы координат - осуществляется путем создания фундаментальных каталогов звезд. Фундаментальные каталоги содержат наиточнейшие оптические положения и собственные движения относительно небольшого количества звезд В настоящее время на практике используются три фундаментальные системы FK , ЬІЗС и = С 1,2,3} , из которых PICA считается наилучшей.
С течением времени точность фундаментальных каталогов падает. Это явление объясняется влиянием ошибок собственных движений звезд. Из-за ошибок собственных движений положения звезд в фундаментальном каталоге существенно теряют свою первоначальную точность уже через несколько десятилетий после его составления. Поэтому астрономам приходится затрачивать много сил на создание новых, более точных (для новой эпохи) фундаментальных каталогов. В настоящее время заканчивается составление каталога FKS L4 , призванного заменить FKH , у которого средняя эпоха наблюдений около 1930 г.
Если рассматривать прямые восхождения звезд, то обращает на себя внимание особенно сильное возрастание их ошибок в полярных зонах. Так, сравнение различных фундаментальных каталогов между собой показывает, что в близполюсной зоне склонений расхождение систем их прямых восхождений между собой достигает 0,1 и более [5 J . Такие расхождения объясняются большими ошибками в этих зонах данных исходных каталогов, на основе которых составляются каталоги фундаментальные.
В то же время, требования к точности прямых восхождений близполюсных звезд довольно высоки, поскольку эти звезды используются в ряде астрономических и геодезических работ, связанных, главным образом, с определениями азимута [6,7J . Особое значение полярная зона имеет при абсолютных определениях координат звезд. Так, если прямые восхождения полярных звезд имеют минимальные случайные и систематические ошибки, то можно использовать эти звезды в качестве так называемой "коллективной поляриссимы" для определения абсолютных прямых восхождений [8 ] . Абсолютные наблюдения в астрометрии имеют особую ценность, так как именно они лежат в основе фундаментальных каталогов.
Как видим, задача уточнения координат близполюсных звезд и, особенно, их прямых восхождений весьма актуальна. Поэтому необходимы неоднократные новые наблюдения прямых восхождений этих звезд. Цикл таких наблюдений для северной околополюсной зоны был организован в СССР в середине 50-х годов. Наблюдения выполнялись в различных обсерваториях на меридианных кругах и пассажных инструментах [.9—16] • В основном, это были дифференциальные наблюдения в системах "5 и ЇЇЬо , Причем, поскольку точность прямых восхождений этих систем в близполюсной зоне относительно невысока, то при наблюдениях фундаментальные близполюсные звезды считались определяемыми. При этом привязка определяемых близполюсных звезд производилась к системе более южных фундаментальных звезд. Такой прием оправдан, поскольку известно, что точность прямых восхождений в более южных зонах фундаментальных каталогов заведомо выше, чем в северной близполюсной области. Впоследствии на основе этих наблюдений А.П.Гуляевым был составлен сводный каталог прямых восхождений близполюсных звезд Ц61 .
Со средней эпохи этих наблюдений прошло более 20 лет, поэтому на передний план выдвигается задача наблюдений прямых восхождений близполюсной зоны для новой эпохи с целью уточнения положений близполюсных звезд, а, после получения некоторого количества новых каталогов, - и собственных движений.
При этом следует учесть, что за 20 лет техника наблюдений на меридианных кругах сделала шаг вперед - вместо визуальных окулярных микрометров стали применяться фотоэлектрические микрометры. Этот факт особенно важен для наблюдений по прямому восхождению в близполюсной области, так как устраняется источник одной из основных систематических ошибок - личная погрешность наблюдателя, которая обычно возрастает при увеличении склонения. Конечно, при этом фотоэлектрический способ регистрации вносит свои характерные ошибки, однако они являются объективными и, по-видимому, легче поддаются учету, чем личные ошибки на 10 блюдателя.
В Пулковской обсерватории велась реконструкция меридианного круга Тепфера [17] • Основная цель реконструкции -ввести фотоэлектрический способ регистрации. К 1980 году инструмент был подготовлен для фотоэлектрических наблюдений по прямым восхождениям. Полученный практически новый инструмент (названный МК-200) мы и применили для определения прямых восхождений близполюсных звезд.
Перед нами стояла задача, аналогичная той, которая решалась в середине 50-х годов, однако существенно новым был способ регистрации - фотоэлектрические наблюдения на меридианном круге проводились впервые в Советском Союзе. Поэтому в список определяемых звезд (зона +75°+90° по склонению) кроме ярких ( PK f ) и слабых (ФКСЗ) звезд мы включили некоторое количество звезд из 6С , имеющих звездные величины до 10 т.
Меридианный круг МК-200 пока не приспособлен для абсолютных наблюдений, поэтому список звезд наблюдался дифференциальным способом. Аналогично наблюдениям 50-х годов, в качестве опорных использовались звезды РК.Ц из более южной зоны склонений.
Обработка наблюдений производилась по методу В.А. и А.А.Извековых [18] . Этод метод уже был опробован при составлении ряда каталогов и хорошо себя зарекомендовал [19,20].
При выполнении данной работы большое внимание было уделено исследованию инструмента и, особенно, фотоэлектрического микрометра. Его погрешности изучались как лабораторным путем, так и по наблюдениям звезд [21,22] . Кроме того, были изучены неправильности цапф и поведение горизонтальной оси инструмента в зависимости от величины нагрузки на лаге-ры. Были исследованы также масштаб, коллимационная ошибка инструмента и ошибки, вызванные запаздыванием сигнала в электронной схеме J23,24] . Важным фактором явилось применение сконструированного и изготовленного в ГАО электронного перфорирующего хронографа, позволившего ускорить обработку наблюдений на ЭВМ.
Настоящая работа состоит из семи глав (включая введение и заключение). Во второй главе рассматривается проблема безличной регистрации положений звезд в меридианной астрометрии. Показано историческое развитие фотоэлектрических способов регистрации и современное состояние исследований в данной области. В связи с тем, что для наблюдений мы применили сканирующий микрометр, в этой главе рассмотрены его аналоги-активные микрометры, применяющиеся за рубежом.
В третьей главе приведено общее описание инструмента и подробно описаны исследования, относящиеся к нему: исследование фигуры цапф, поведения горизонтальной оси телескопа в зависимости от величины нагрузки на цапфы, исследование коллимационной ошибки и пр.
В четвертой главе описана конструкция микрометра и исследование ошибок инструмента, связанных с фотоэлектрическим микрометром, произведена оценка потенциальной точности микрометра.
В пятой главе дана методика определения прямых восхождений близполюсных звезд, описана программа наблюдений и алгоритмы первичной их обработки.
В шестой главе описана методика составления каталога и произведена оценка точности его в случайном и систематическом отношении.
Делается вывод о высокой точности полученного каталога (средняя случайная ошибка одного наблюдения составляет 0,016 secciT, систематические ошибки каталога не превосходят 0 007 sec S ).
Каталог прямых восхождений близполюсных звезд на эпоху наблюдений 1981,65 и поправки к прямым восхождениям опорных звезд из Р Ц (на ту же эпоху) приводятся в приложениях I и 2.
В упомянутых работах автору принадлежит разработка методик исследований фотоэлектрического микрометра и обработка результатов этих исследований. Автор разработал новые методы определения нелинейности шкалы микрометра по наблюдениям звезд и способ учета ошибки, обусловленной запаздыванием сигнала в электронной схеме. Кроме того, автор принимал участие в проектировании, изготовлении и наладке электронного перфорирующего хронографа и некоторых узлов фотоэлектрического микрометра. Из общего количества наблюдений, выполненных для настоящей работы, автором получено 65% этих наблюдений. Автором также составлены все программы обработки наблюдений и выполнена обработка всех полученных рядов наблюдений, за исключением первых восьми пробных рядов, обработка которых выполнена сотрудниками Пулковской обсерватории Г.Д.Батуриной, В.А.Вариной и А.А.Извековой.
Применение фотоумножителя в звездном микрометре
В первых фотоэлектрических микрометрах в качестве устройства, регистрирующего координату изображения звезды в фокальной плоскости, использовались решетки из медной эмалированной проволоки, либо решетки, нанесенные на стекло фотографическим способом. В качестве приемника лучистой энергии применялись фотоэлементы 1 29] . Затем фотоэлементы были заменены фотоумножителями.
Первая в СССР установка Н.Н.Павлова работала в аналоговом режиме с применением высокого входного сопротивления усилителя фототока. Запись прохождений звезд велась на перьевой ондулятор. В установке Н.Н.Павлова был применен усилитель постоянного тока, обладающий значительным дрейфом нуля. В.Э.Брандт [30 предложил модулировать входной сигнал от звезды при помощи кварцевого генератора и использовать усилитель переменного тока, у которого дрейф нуля отсутствву-ет.
Для уменьшения влияния фона неба Н.Н.Павлов предложил модификацию своей установки с разделением светового потока на две части. Он использовал зеркальную решетку, повернутую по отношению к фокальной плоскости под углом 45 по направлению щелей. Для регистрации светового потока используются два фотоумножителя, включенных противофазно. Для того, чтобы в этой установке можно было применить усилитель переменного тока, В.Э.Брандт предложил после разделения светового пучка на два, промодулировать их в противофазе с частотой 100-250 Гц [40] . Здесь регистрируется момент перехода фазы сигнала через 180 . В установках фазового типа полностью исключается влияние дрейфа нуль-пункта усилителя на моменты регистрации прохождений звезд. Кроме того, улучшается отношение сигнал/шум, и можно ожидать меньшего запаздывания сигнала в схеме.
Развитие цифровой техники позволило перейти от аналоговой регистрации прохождений к режиму счета отдельных фотонов [31,38] . В этом режиме регистрируется количество фотонов от звезды,пришедшее на фотокатод за единицу времени (около 0,1 ). Дальнейшая обработка ведется на ЭВМ, где анализируются фотометрические профили и определяются моменты прохождения изображения звезды через щели решетки, ее склонение и звездная величина. При использовании режима счета фотонов практически отсутствует постоянная времени схемы, фон неба меньше мешает наблюдениям, повышается чув 17
ствительность и точность регистрации. Недостатком этого метода является большое количество получаемой информации, которую необходимо записывать на какой-либо носитель. Так, например, при наблюдениях с фотоэлектрическим микрометром Э.Хега от прохождения одной звезды получалось около 1200 строк на перфоленте, что соответствует получению за одну наблюдательную ночь нескольких километров ленты. Это большое количество перфоленты является главным источником ошибок, причем ошибки перфорации можно распознать только несколько дней спустя, после обработки перфолент на ЭВМ [34] . Уменьшить количество ленты можно применив носитель с более плотной записью информации. Так А.Д.Егоров в Харьковской обсерватории применил запись информации на бытовой магнитофон, где отсчеты представлялись в последовательном коде [38] . Более радикальным решением вопроса является непосредственная обработка на ЭВМ получаемой информации. Такой способ применяется на автоматическом меридианном круге Токийской обсерватории [36І .
Одним из первых фотоэлектрических микрометров для меридианного круга является многощелевой микрометр Э.Хега, разработанный им в 1966 году в сотрудничестве с Ван дер Хейде и Ван Фишер-Тренфилльдом в Гамбургской обсерватории [.34,41] . В главной фокальной плоскости телескопа помещена система из нескольких неподвижных многощелевых решеток разного размера и шага. Каждая решетка предназначена для определенного типа наблюдений (наблюдений звезд, планет, Солнца). Точная установка изображения объекта на выбранную решетку производится с помощью визуального окуляра, путем коррекции положения телескопа по зенитному расстоянию. Изображение главной фокальной плоскости перебрасывается во вторичную фокальную плоскость с помощью системы апланатов. Во вторичной фокальной плоскости находится система подвижных диафрагм, соответствующая номеру выбранной решетки. Диафрагма движется с высокой степенью точности по направлению прямых восхождений, сопровождая изображение звезды в течение всего времени наблюдения. Это позволяет уменьшить влияние фона неба и проводить наблюдения днем. Определение параметров инструмента в надире производится в режиме автоколлимации. Одна из решеток освещается со стороны фотоумножителя. Её изображение отражается от ртутного горизонта, переворачивается и накладывается на другую решетку специальной конфигурации. При наложении решеток друг на друга возникает муаровая картина, которая сканируется специальной квадратной диафрагмой. Получаемый при этом фотометрический профиль в цифровой форме записывается на перфоленту и впоследствии обрабатывается на ЭВМ с помощью Шурье-анализатора. Эти же решетки используются для отсчета меридианных мир, где вместо точечных источников света помещаются точно такие же наклонные решетки, создающие муаровую картину. Из комбинации отсчетов ртутного горизонта в надире и меридианных марок определяются наклонность горизонтальной оси, относительный азимут инструмента и коллимация.
Исследование устойчивости горизонтальной оси телескопа
Фотоэлектрический меридианный круг МК-200 - это реконструированный меридианный крут Тепфера. Реконструкция его производилась с целью повысить эффективность наблюдений на инструменте и устранить ошибки наблюдения, зависящие от личности наблюдателя. Старый меридианный круг 46 имел некоторые конструктивные недостатки, обусловленные тем, что первоначально это был пассажный инструмент, на котором впоследствии был установлен круг склонений. Крепление разделенного круга к горизонтальной оси телескопа было неудачным, что приводило к большим деформациям этого круга. Поэтому было решено улучшить механическую конструкцию телескопа.
Реконструкция была начата в 1972 году и осуществлялась, в основном, силами Пулковской обсерватории [17] . К 1980 году были изготовлены и собраны новые механические и оптические узлы инструмента, а также система фотоэлектрической регистрации положений изображений звезд в фокальной плоскости телескопа (фотоэлектрический звездный микрометр). К 1983 году была установлена фотоэлектрическая система отчета круга. С 1980 по 1982 год на инструменте проводились наблюдения только по прямому восхождению.
В реконструированном инструменте от старого телескопа была использована лишь горизонтальная ось с установочным и отсчетным кругами. Все остальные узлы (объектив, опоры с ла-герами, механизм разгрузки, микрометр, система отсчета круга) были изготовлены заново в мастерских Пулковской обсерватории. Металлический разделенный круг был переделен в Николаевском отделении ГАО АН СССР. Для инструмента был построен также новый павильон, так как старый павильон в главном здании обсерватории находился в неблагоприятных температурных условиях. Общий вид инструмента показан на рис.3.1.
МК-200 имеет следующие основные характеристики. Объектив двухлинзовый, диаметром 200 мм; фокусное расстояние его 2000 мм. Расстояние между рабочими сечениями цапф 1230 мм, диаметр рабочих сечений цапф 100 мм. Система разгрузки регулируемая с двойными рычагами. Круг склонений диаметром 720 мм разделен через 2 угловых минуты. Автоматический фотоэлектрический микрометр позволяет определять координаты звезд до 10,5 звездной величины с производительностью 40-50 звезд в час. Инструмент оснащен двумя меридианными коллиматорами.
Фотоэлектрический микрометр связан с управляющей электронной аппаратурой кабелем, выведенным через торец цапфы установочного круга. Для защиты электронных устройств от воздействия низких температур и влажности эти устройства помещены в термостатированный шкаф, расположенный внутри павильона. Пульт управления микрометром расположен рядом с этим шкафом.
Перед началом наблюдений и после их окончания проводились исследования фигуры цапф и устойчивости горизонтальной оси инструмента. В работе [47] указывалось, что механизм разгрузки может влиять на стабильность горизонтальной оси меридианного круга. Мы решили также проверить этот факт для нашего случая.
Для исследования профилей рабочих сечений цапф использовались интерферометры Уверского [48 [ ,укрепленные на восточном и западном опорных устройствах таким образом, чтобы контакт щупа интерферометра с поверхностью цапфы происходил в верхней точке цапфы. Показания интерферометров снимались через 5 при прямом и обратном направлениях вращения инструмента. Величина нагрузки на цапфы изменялась с помощью специальных регулировочных грузов механизма разгрузки и контролировалась пружинным динамометром в сочетании с накладным уровнем, установленным на рабочие сечения цапф (изменение нагрузки на цапфы производилось с целью исследовать влияние механизма разгрузки на устойчивость горизонтальной оси). После установки определенной нагрузки на цапфы мы провели от двух до четырех рядов определений профилей рабочих сечений цапф для каждого значения нагрузки (один ряд включает в себя отсчеты интерферометров, полученные как при прямом, так и при обратном направлении вращения инструмента). Такого количества рядов измерений вполне достаточно для получения требуемой точности [49] .
На рис. 3.2 показаны усредненные профилограммы цапф для трех величин нагрузки на цапфы (15,29 и 45 кГ) для цапфы установочного круга (УК) и цапфы отсчетного круга (ОК). Из рисунка видно, что цапфа ОК имеет лучшее качество поверхности, чем цапфа УК. На профилограмме последней заметны три глубоких минимума, которые можно объяснить наличием одного обширного углубления, величиной около 1,6 мкм. Величина остальных неровностей не превышает 0,4 мкм для обеих цапф. Похожая картина наблюдалась и при других аналогичных исследованиях [47,49] .
Запаздывание сигнала при наблюдениях с фотоэлектрическим активным микрометром
Лабораторные исследования ошибок винта производились с помощью измерительного микроскопа УИМ-2І, а также с помощью меридианного коллиматора (предварительно периодические ошибки винта были также определены на измерительном микроскопе БМИ-І).
При исследовании винта с помощью измерительного микроскопа УИМ-2І микрометр был закреплен на рабочем столе УИМ-2І. Опорный интервал задавался в поле зрения микроскопа в виде двух нитевых биссекторов. Нити толщиной около 10 мкм были приклеены к тонкой стеклянной пластинке, жестко связанной с измерительной кареткой звездного микрометра. Для исследования "ходовых ошибок расстояние между двумя биссекторами выбиралось приблизительно равным одному обороту винта исследуемого микрометра, что составляет 0,5 мм . Измерение интервала велось путем визуального наведения одного из штрихов окулярной сетки УИМ-21 на биссекторы и последующего опроса цифрового датчика "угол-код", связанного с винтон микрометра. Результаты измерения при этом записывались в двоичном коде на перфоленте. Последующий сдвиг измеряемого интервала на один оборот осуществлялся путем смещения звездного микрометра как целого с подвижным столом измерительного микроскопа, после чего цикл измерений повторялся. Каждое измерение состояло из трех наведений на биссектор для уменьшения случайной ошибки наведения. Точность одного наведения 0,5 мкм. Аналогично исследовались периодические ошибки винта, при этом в качестве опорного интервала применялся один из двух биссекторов, расстояние между нитями которого составляло 60 мкм.
В подобном режиме измерения микроскоп УИМ-2І использовался в качестве подвижного основания. Кроме этого режима исследование винта проводилось с использованием измерительной шкалы УИМа-21. При этом после визуального наведения штриха УИМа на биссектор ФЭЗМ производился опрос цифрового датчика "угол-код" и одновременно записывался отсчет микрометра УИМ-2І.
Для исследования винта ФЭЗМ в динамическом режиме микрометр был установлен в рабочее положение на телескопе. В фокальной плоскости южного коллиматора была помещена пластинка с опорным интервалом, выполненном фотографическим способом в виде двух светлых штрихов на темном фоне. Расстояние между штрихами подбиралось таким образом, что в фокальной плоскости телескопа интервал был приблизительно равен одному обороту (для исследования ходовых ошибок) и 1,4 оборота винта (для исследования периодических ошибок). Измерение этого интервала велось путем сканирования изображений штрихов анализирующей щелью и регистрации положения каретки в момент фотоэлектрического контакта, то есть таким же образом, каким измеряются положения звезд при наблюдениях. Результаты измерений также выводились на перфоленту и обрабатывались на ЭВМ. Передвижение интервала в поле зрения телескопа осуществлялось поворотом всего коллиматора вокруг вертикальной оси относительно плоскости меридиана. Для того, чтобы сдвиг штрихов происходил на величину, равную расстоянию между штрихами, применялся следующий способ. Один из краев анализирующей щели поле цикла сканирования подводился к середине первого штриха путем вращения исследуемого винта. Достижение анализирующей щелью середины штриха контролировалось по максимуму фотометрического профиля этого штриха на экране осциллографа. Затем поворотом коллиматора к этому же краю анализирующей щели подводилось изображение второго штриха измеряемого интервала. Положение середины второго штриха также определялось по фотометрическому профилю на осциллографе. После такого передвижения интервала проводился новый цикл его измерения. Обработка в случае последовательного измерения интервала различными участками винта велась по способу РидбергаГ 69] . Поправки за ошибки винта определялись из уравнений: v - величина измеряемого интервала, &.[ di - известные величины- отсчеты при наведении на первый и второй штрихи интервала. При решении этих уравнений накладывались обычные условия масштаба ( С в Cf, ) и нульпункта. За условие нульпункта при определении поправок за периодические ошибки принималось С-о=0, а при исследовании ходовых ошибок нулевое значение приписывалось поправке за -2 оборот винта. Поскольку такой метод определения поправок винта является цепным, точность уменьшается к середине исследуемого участка (для ходовых ошибок - к краям винта), и ошибку можно вычислить по формуле [70] :
Полученные поправки за периодические ошибки винта представлены в таблице 4.4. Средняя квадратическая ошибка поправок 0,0005 долей оборота винта. В этой таблице буквой А обозначены поправки, полученные по серии измерений на УИМе-21 (цепной метод) путем усреднения 10 рядов измерений; средняя квадратическая ошибка поправок А = 0,0008 оборота винта, В - по измерениям на УИМ-2І с использованием измерительной шкалы этого микроскопа : 4 ряда измерений, Вь = 0,0007 оборота. С - по измерениям фотоэлектрическим способом с помощью коллиматора : 7 рядов измерений, с = 0,0004 оборота. У- По измерениям на БМИ-І. Для получения этих поправок использовано 5 рядов измерений, jt = 0,0007 оборота винта.
Определение параметров инструмента и редукций определяемых звезд
Примерно за час до начала наблюдений раскрывался павильон с целью выравнивания температуры в нем и включались электронные блоки комплекса МК-200. Перед началом наблюдений и после их окончания производились определения бесколлимационного отсчета (см. 4.6). Обычно в наблюдениях участвовало два человека - наблюдатель и оператор пульта управления. Иногда в середине ряда наблюдений участники менялись местами. Некоторое количество рядов (27) получено автором в одиночку (такие наблюдения были возможны, так как аппаратура управления располагалась рядом с телескопом).
За 30 - 60 секунд до момента кульминации очередной звезды наблюдатель устанавливал телескоп на нужное зенитное расстояние по установочному кругу. Точность установки - одна минута дуги. В это время оператор выставлял переключатели пульта управления: анодное напряжение фотоумножителя и коэффициент усиления схемы - в зависимости от яркости звезды, режим сканирования - в зависимости от зоны склонения звезды (см. 4.3), и переключатель кульминации - в зависимости от кульминации, в которой будет наблюдаться звезда. Кроме этого, специальным потенциометром оператор задавал напряжение смещения усилителя таким образом, чтобы уровень сигнала фоновой засветки фотоумножителя (фон неба) располагался на 1,25 В ниже уровня дискриминации для всех звезд.
После того, как изображение звезды появлялось в окуляре микрометра,наблюдатель производил точную установку трубы телескопа по зенитному расстоянию: с помощью электрического привода тонкой коррекции труба телескопа поворачивалась таким образом, чтобы изображение звезды попало внутрь биссек-тора сетки нитей окуляра. Этот биссектор был отрегулирован так, чтобы после поворота окуляра и вывода его из пучка лучей, изображение звезды попало в поле действия анализирующей щели. Расстояние между нитями биссектора соответствует в плоскости изображений примерно 1/3 высоты анализирующей щели, поэтому от наблюдателя не требуется выставлять изображение звезды точно в какое-то одно определенное место внутри биссектора.
После точной установки зенитного расстояния оператор запускал устройство управления. Анализирующая щель начинала двигаться навстречу изображению звезды и сканировать это изображение. После получения десяти или двадцати одиночных сканов (зависит от положения переключателя количества ска-нов) микрометр автоматически выключался и щель устанавливалась в исходное положение. В момент пересечения фронтами сигнала уровня дискриминации срабатывала логическая схема, опрашивающая датчик координаты каретки и счетчик звездного времени и перфорирующая результаты опроса (в первоначальном варианте время печаталось на ленте печатающего хронографа) .
Первые два скана (прямой и обратный) в обработку не включались, а информация об амплитуде сигнала в течение этих сканов на экране осциллографа использовалась для регулировки усиления и установки амплитуды в пределах 2,5 -3,0 вольт для обеспечения нормального режима работы аппаратуры и исключения уравнения яркости. Во время регистрации оператор отмечал на перфоленте номер звезды, а наблюдатель делал пометки в журнале наблюдений (об амплитуде сигнала, условиях наблюдения, качестве изображения и т.п.). При рациональном использовании наблюдательного времени удавалось производить наблюдения с интервалом между последовательными прохождениями в одну минуту. Обычно же этот интервал составлял 2-3 минуты.
Для обработки наблюдений нами были составлены на алгоритмическом языке PL/L 73]два комплекта программ для ЭВМ EC-I033. В первый комплект вошли программы расшифровки перфолент, вычисления среднего момента прохождения изображения звезды через бесколлимационный отсчет, определения масштаба, коллимации, вычисления видимых мест звезд,и величин 0І-І7 . Во второй комплект вошли программы определения параметров инструмента по опорным звездам и вычисления редукций определяемых звезд.
Обработка велась следующим образом. Сначала исходные массивы моментов времени и координат карекки микрометра разбивались на группы по циклам сканирования (отсчеты по четырем фронтам сигнала при прямом и при обратном направлениях сканирования). По данным каждого цикла сканирования вычислялись средние моменты времени 17 с и координаты каретки ( с , а также поправки за запаздывание р?л (см. 4.3). Момент прохождения изображением звезды бесколлимационного отсчета определялся по формуле:
