Телефизионные наблюдения ИСЗ

Механизм образования сигнала  заключается в следующем. На га-проводящий слой кремния, имеющий контакт с сигнальной пластиной, подается небольшое положительное смещение (около 10в). Обратную сторону мишени, на которой расположены диоды, коммутирует электронный луч. При отсутствии освещения он доводит потенциалы диодов до потенциала термоэмиссионного катода трубки. В результате к каждому диоду приложено напряжение смещения, равное разности потенциалов между сигнальной пластиной и катодом.

При облучении светом кремниевой базы в ней возникает пара носителей зарядов «дырка» — электрон на каждый поглощенный фотон. «Дырка» диффундирует к ближайшему диоду и уменьшает сопротивление диода, нейтрализуя один электрон.

При очередном считывании потенциал  диода доводится опять до потенциала катода, а через сигнальную пластину протекает ток сигнала.

Преимуществом кремникона является линейная зависимость величины сигнала от количества поглощенных фотонов. Каждый поглощенный фотон дает один заряд, который нейтрализует также один заряд. Минимальный обнаруживаемый сигнал в кремниконе регистрируется при образовании около 1000 носителей заряда и ограничивается шумами усилителя.

Разрешающая способность кремниконов  определяется дискретной структурой мишени. Ячейка диода имеет диаметр около 15 мкм, а промежутки между диодами равны 10 -г- 25 мкм. Возможно дальнейшее уменьшение размеров диодов и увеличение плотности их размещения на кремниевой базе до 10^е на 1 см²(Мак Корд и Вестфаль, 1971).

Кривая спектральной чувствительности кремникона (рис. 4) простирается от 0,35 до 1,2 мкм. Ограничение чувствительности в коротковолновой области спектра обусловлено материалом входного окна трубки, а в длинноволновой — прозрачностью кремниевой пластины. Квантовый выход мишени кремникона в максимуме спектральной чувствительности составляет около 85%, а на длине волны 1,1 мкм около 6%. У кремниконов меньшая инерционность по сравнению с видиконами и большая способность накопления, достигающая одного часа без заметного изменения качества изображения (при охлаждении до —65° С).

Достоинства кремникона позволяют  применять его для фотометрических  работ, тем более, что динамический диапазон рабочих освещенностей  кремникона имеет величину порядка 7^т.

С помощью кремникона, имеющего матрицу  с 256 XX 256 диодами на одном квадратном сантиметре, при считывании в течение 3,3 секбыли получены изображения Марса в 20 отрезках длин волн в диапазоне от 0,38 до 1,1 мкм. Выходной сигнал кодировался и записывался на магнитную ленту для последующей обработки на ЭВМ (Мак Корд, Вестфаль, 1971, 1972). Авторы утверждают, что точность фотометрирования лучше 1 %. С помощью кремникона при времени накопления 100 секунд на 1,5-метровом телескопе получены изображения звезд до 18*4). Делаются попытки увеличения чувствительности кремникона путем сочленения его с электронно-оптическим преобразователем (Сакс, 1972).

Передающая трубка секон (или секвидикон) (рис. 11) сочетает в себе особенности  работы суперортикона и види-кона. Она имеет, так же как и суперортикон, двустороннюю мишень, одна сторона  которой, обращенная к фотокатоду, подвергается бомбардировке фотоэлектронами, а другая коммутируется электронным пучком (Каррузерс, 1971).

Мишень секона состоит из слоя пористого  диэлектрика, обычно КС], нанесенного на тонкую алюминиевую подложку, служащую сигнальной пластиной. Электронныйлуч, коммутируя мишень, доводит потенциалы всех ее участков до потенциала катода. Между сторонами мишени устанавливается разность потенциалов, равная разности потенциалов между сигнальной пластиной, на которую подается положительное смещение относительно катода, и катодом.

Если осветить фотокатод трубки, то фотоэлектроны, эмиттированные фотокатодом  и ускоренные в секции переноса до высоких скоростей (5—10 кэв), «простреливают» алюминиевую сигнальную пластину и вызывают вторично-электронную эмиссию в KG1.

Вторичные электроны внутри слоя диэлектрика  движутся в сторону сигнальной пластины и увеличивают проводимость диэлектрика в сотни раз. Часть вторичных электронов вылетает из диэлектрика в сторону прожектора трубки и оседает на выравнивающей сетке, которая расположена около мишени так же, как и в видиконе.

В результате наведенной проводимости участки мишени разряжаются пропорционально  освещенности соответствующих участков фотокатода. При вторичной коммутации мишени электронный луч доводит потенциалы ее участков до потенциала катода. Так же, как и в видиконе, через сигнальную пластину секона протекает суммарный ток всех участков мишени. Сигнал снимается с нагрузки, включенной в цепь сигнальной пластины.

Высокая чувствительность секонов  сочетается с возможностью длительного накопления информации (Маршалл, 1966) и с хорошим отношением сигнал/шум: около 40.

Эффективное время накопления может  достигать десятков минут и ограничивается фоном, вызванным паразитной эмиссией со стенок колбы и темновым током фотокатода. Высокое удельное сопротивление (10¹⁷-=-10¹⁸<Ш' см²) мишени дает возможность сохранять накопленный потенциальный рельеф в течение суток (Гоц, Боерио, 1964).

Спектральная чувствительность секонов  зависит от прозрачности входного окна и типа используемого фотокатода. Секоны позволяют работать в широком диапазоне освещенностей (100 : 1) без подстройки режимов. Одна и та же трубка хорошо работает в аппаратуре с различным стандартом разложения (Лебар, Хоффмаи, 1967) и сохраняет основные параметры при увеличении температуры до + 80° С. Секон, предназначенный для работы в ультрафиолетовой области спектра, имеет теллуро-це-зиевый или йодисто-цезиевый фотокатод и носит название увикон (Даути, 1966).

Секоны удобны для проведения наблюдения из космоса, поскольку их мишень может быть использована в качестве промежуточной памяти, где изображение астрономического объекта запоминается до тех пор, пока по телеметрическим каналам оно не будет передано на Землю.

Увикон был разработан специально для проведения наблюдений в далекой  ультрафиолетовой области спектра  с околоземной орбиты (Уотте, 1969; Девис и др., 1971) и сейчас успешно  используется при измерении блеска звезд в областях спектра 120 нм, 160 нм и 250 нм.

Секон установлен также на орбитальном  коронографе на спутнике 050-7 (Брюкнер, Туккер, 1971).

Проницающая способность секона в  наземных условиях определялась не раз. Например, на метровом телескопе обсерватории Мак Дональд с экспозицией 3 минуты зарегистрированы звезды 18,5^m (Грин, 1968). Применение предварительного электронно-оптического усиления повышает чувствительность секона. Так, проницающая способность при наблюдении изображений звезд на телевизионном экране оказалась на 2^m,5 лучше, чем при визуальных наблюдениях на том же телескопе (Деннисон, 1971).

В обсерватории Принстонского университета с применением секона разработан спектрограф, дающий информацию в цифровом коде (Зучино, Лоуренс, 1971). Он использовался на 5-метровом телескопе обсерватории Хейла для определения лучевых скоростей квазара РНL 957).

У секонов имеется существенный недостаток, заключающийся в том, что неравномерность чувствительности по полю меняется при различной освещенности. Поэтому при проведении фотометрических работ требуется тщательная калибровка каждого экземпляра трубки в каждой точке поля при различных уровнях освещенности (Ливингстон, 1973; Дейчман, 1972). Неприятным свойством секона являются также необратимые изменения в мишени, происходящие при больших уровнях освещенности, что требует предосторожности при работе с этими трубками.

Передающая трубка ситон (сит-видикон), в отличие от секона, имеет мишень из кремниевых диодов (Карру-зерс, 1971; Энгстром, Роджерс, 1971). Преимуществом ее перед  секоном является большее усиление сигнала, происходящее в мишени, и  отсутствие повреждений мишени при больших освещенностях.

Методика наблюдения планет

Проблема изучения малоконтрастных  деталей планет и исследования тонкой структуры туманностей является весьма актуальной в современной  астрофизике. Планеты и туманности, в отличие от звезд, являются протяженными объектами. Поэтому методика их наблюдений, а также фотометрическая обработка  получаемых телевизионных снимков  существенно отличаются от описанной  выше методики фотометрии звезд.

Требования к передающей телевизионной  трубке при наблюдениях и фотографировании с телевизионного экрана изображений малоконтрастных протяженных объектов становятся более жесткими, чем при регистрации изображений звезд. Трубка должна иметь высокую чувствительность, малые дисторсионные искажения и хороший коэффициент передачи контраста при достаточно высоком отношении сигнал/шум. Весьма желательна также малая инерционность образования и «стирания» изображения. Последнее важно при наблюдениях планет и связано с тем, что их изображение, проектируемое на фотокатод передающей трубки, все время «живет» вследствие турбулентных помех земной атмосферы. Искажается его форма, меняется яркость деталей, иногда происходит смещение изображения в целом. В таких условиях большая инерционность передающей трубки снижает контраст изображения мелких деталей планетного диска.

Опыт показывает, что из отечественных  передающих телевизионных трубок наиболее пригодной для наблюдения малоконтрастных протяженных объектов является трубка типа ЛИ-217. Она имеет достаточно высокую контрастную чувствительность, вносит малые дисторсионные искажения, имеет приемлемую однородность чувствительности по полю и удобна в эксплуатации (Абраменко и др., 1968). Некоторым недостатком ее является сравнительно низкая величина отношения сигнал/шум. Поэтому для обеспечения нужной точности фотометрирования телевизионных снимков приходится проводить фотографирование с телевизионного экрана с длительностями экспозиций, превышающими в несколько раз время кадровой развертки. Интересно отметить, что комбинация суперортикоиа с трехкамерным ЭОП (УМ-92) оказалась непригодной для наблюдений планет, так как не обеспечила регистрации малоконтрастных деталей.

Рассмотрим методику получения  телевизионных снимков больших планет, угловые размеры которых лежат в пределах от нескольких секунд до нескольких десятков секунд дуги.

Телевизионная аппаратура позволяет  проводить наблюдения планет в широком спектральном диапазоне, выделяя из него с помощью светофильтров достаточно узкие спектральные участки и используя для этого телескопы небольшого размера. Длительности экспозиций при фотографировании изображений планет с телевизионного экрана не превосходят одной секунды.

Фокусное расстояние телескопа  при наблюдениях планет выбирается по известной частотно-контрастной характеристике телевизионной аппаратуры так, чтобы изучаемые детали планетного диска по их линейному размеру в фокальной плоскости телескопа соответствовали достаточно низким пространственным частотам, на которых коэффициент передаваемого аппаратурой контраста близок к единице. Фотометрическая калибровка негативов должна производиться очень тщательно. Для этого используется специальный ступенчатый ослабитель (шкалка), имеющий большое количество ступеней (20—30) с малыми градациями яркости. Большое число ступеней необходимо для достаточно точного построения нелинейного участка характеристической кривой, на котором часто приходится работать. А малые градации полезны в случае малоконтрастных объектов, при регистрации которых фотометрическая широта телевизионной системы намеренно сужается.

Изображение ступенчатого ослабителя проектируется на входной фотокатод  телевизионной аппаратуры, и фотографирование его изображения с экрана кинескопа производится строго в том же режиме работы аппаратуры, что и фотографирование планеты.

Процесс образования изображения  в передающей телевизионной трубке может приводить к некоторому искажению истинного распределения интенсивностей по диску планеты. Оно зависит от геометрической формы и размера изображения наблюдаемого объекта. Для оценки этих искажений на входной фотокатод проектируется изображение имитатора планеты. Им может быть, например, равномерно освещенный диск или серп. Размеры изображения имитатора и планеты и создаваемые ими освещенности на входном фотокатоде должны быть близкими по величине. Фотометрическая обработка снимков имитатора позволяет определить величину и характер искажений и при необходимости учесть их. Однако опыт работы показывает, что всегда можно найти режим работы передающей трубки, в котором эти искажения минимальны и ими можно пренебречь (Абраменко и др., 1974).

Для уменьшения искажений, которые  возникают вследствие турбуленции земной атмосферы, фотографирование планет лучше производить в моменты кратковременного «успокоения» атмосферы. Телевидение существенно облегчает выбор подходящего для фотографирования момента, позволяя непрерывно следить за качеством изображения планеты на экране видеоконтрольного устройства. Количество снимков должно быть достаточно большим, чтобы потом из них можно было выбрать наилучшие.

Для определения масштаба снимков  планет необходимо в начале и конце  наблюдательной ночи проводить фотографирование какой-либо двойной звезды с угловым расстоянием между ее компонентами, близким размеру планеты. Для того чтобы исключить влияние дисторсионных искажений, фотографировать звезды надо в том же месте телевизионного экрана, где наблюдалась эта планета.

Каждый раз после серии снимков  планеты необходимо отмечать направление  суточной параллели. Это обусловлено возможностью поворота изображения на телевизионном экране, происходящем при изменении питающих напряжений. Делается это так же, как и при фотографических наблюдениях: отключается часовое ведение телескопа, и изображение планеты прочерчивает след на снимке.

Возможность рассматривания изображения  звезд и планет на телевизионном  экране позволяет легко осуществлять фокусировку телескопа. Как известно, для получения снимков хорошего качества фокусировку надо производить несколько раз за ночь. Это удобно делать по изображениям достаточно ярких звезд, расположенных недалеко от планеты. Снимки звезд, полученные с телевизионного экрана, могут быть впоследствии использованы для оценки качества изображения. В некоторых случаях качество изображений может быть оценено по размытию изображения лимба планеты на снимках.

Фотометрирование телевизионных  снимков планет проводится с помощью тех же микрофотометров, которые используются и при фотометрии изображений протяженных объектов, полученных обычным фотографическим методом. Размер диафрагмы микрофотометра выбирается равным (или несколько большим) размеру кружка рассеяния, обусловленного качеством изображения при получении данной серии снимков планеты.

Задачей фотометрии снимков планет является определение относительной яркости (или контраста) различных деталей их поверхностей или облачных образований.

Точность определения контраста  мелких деталей, которые по размерам сравнимы с размерами турбулентного диска, значительно хуже, чем крупных. Обусловлено это спецификой изображений астрономических объектов, наблюдаемых сквозь земную атмосферу, выражающуюся в том, что на соседних по времени снимках деталь диска может быть как хорошо видимой, так и полностью исчезнувшей вследствие быстро меняющегося качества изображений.