Описание того, как смонтировать прибор на телескопе (фокус Нэсмит-2 или Кассегрен) и подготовить его к наблюдениям, а также как убрать его на хранение.

... В данной работе мы приводим описание устройства прибора, процедур определения углового масштаба камеры, позиционного угла камеры и поляриметра. Методика спекл-интерферометрии продемонстрирована на примере измерений параметров двойной звезды HD9165. Для ярких объектов точность астрометрии ограничена погрешностью процедуры коррекции за дисторсию, вызванную компенсатором атмосферной дисперсии. При зенитных расстояниях менее 45 гр добавочная относительная погрешность измерения разделения составляет 0.7%, а добавочная погрешность позиционного угла 0.3 гр. В отсутствие компенсатора дисперсии точность астрометрии ограничивается неопределенностью масштаба и позиционного угла камеры, которые составляют 0.15% и 0.06 гр соответственно. Выполнены поляриметрические измерения неполяризованных звезд и поляризационных стандартов. В фокусе Кассегрена в полосе V инструментальная поляризация не превышает 0.01%. Для фокуса Нэсмита инструментальная поляризация варьируется от 2 до 4% в пределах видимого диапазона, построена ее модель, а также дан метод устранения из измерений. Для звезд с собственной поляризацией менее 0.2% при наблюдениях в фокусе Кассегрена погрешность в основном определяется фотонным шумом и шумом считывания и может достигать 5e-5 .

Призмы компенсатора дисперсии обладают дисторсией. Мы оцениваем ее величину, а также приводим простые модели ее исправления. Также оценивается эффективность этого исправления.

Одной из задач пулковской программы исследования звезд с большими собственными движениями является выявление среди звезд низкой светимости тех, которые имеют признаки двойственности. 12 звезд-кандидатов в астрометрические двойные из пулковского списка были включены в программу спекл-интерферометрических наблюдений телескопа БТА САО РАН и 2.5-м телескопа Кавказской Горной Обсерватории ГАИШ МГУ (КГО) для подтверждения факта двойственности и дальнейшего определения параметров выявленных звездных пар. Двойственность самой яркой из этих звезд, J1158+4239 (GJ 3697), была подтверждена. В 2015?2016 гг. было проведено четыре сеанса спекл-интерферометрических наблюдений на БТА САО РАН и один - на 2.5-м телескопе КГО. Средневзвешенные оценки параметров пары таковы: разделение 286.5+/-1.2 мсек. дуги, позиционный угол 230.24+/-0.16 гр, на эпоху B2015.88248. Разность блеска звезд пары составила 0.55+/-0.03 (фильтр: центральная длина волны - 800 нм, полуширина - 100 нм) и 0.9+/-0.1 (фильтр R).

В документе изложены концепция спекл-поляриметра, следующие из нее требования и выполнение этих требований в рамках конструкции. Также приведена процедура сборки и юстировки прибора с нуля в лабораторных условиях, и затем на телескопе. В заключении перечислены основные существующие проблемы и пути их решения.

Описание применения спекл-поляриметра в астрономических наблюдениях. Предполагается, что прибор смонтирован и подключен.

Для определения углового масштаба и ориентации камеры спекл-поляриметра мы наблюдали несколько двойных звезд с разделением 3-5''. Разделение и позиционный угол в экваториальной системе отсчета были оценены по кадрам, полученным с ПЗС-матрицей NBI 2k2k, имеющей поле 5х5', в близкие даты. Сравнение разделения и позиционного угла в экваториальной системе отсчета и системе отсчета камеры позволило определить угловой масштаб и ориентацию камеры спекл-поляриметра.

Для поляриметрической части спекл-поляриметра необходимо знать, насколько правильно работают имеющиеся у нас полуволновые пластинки, поляризатор и фильтры. Целью данной работы будет измерение неидеальности этих элементов т.е. будет произведена оценка, на сколько полуволновые пластинки действительно полуволновые; насколько хорошо линейный поляризатор выделяет одно направление колебаний электромагнитной волны; и наконец будет выяснено, обладают ли сами фильтры, имеющиеся у нас, двулучепреломлением. Это необходимо знать, ведь от неидеальности оптических элементов сильно зависит точность поляриметрических измерений. В данной работе представлены результаты лабораторных измерений с линейным поляризатором и полуволновой пластинкой.

В документе приведен расчет параметров компенсатора атмосферной дисперсии, необходимых для его изготовления и дальнейшего использования. Компенсатор выполнен в виде двух призм прямого зрения, независимо вращаемых вокруг оптической оси. Таким образом реализуется угловая дисперсия произвольной величины (до некоторого предела) и ориентации. При увеличении 1000 (случай 2.5 м телескопа) компенсатор сможет работать до зенитных расстояний 71 градус. Каждая призма представляет собой склейку из стекла Ф1 и плавленного кварца, оптимизированную для наилучшего соответствия угловой дисперсии атмосферы на длинах волн от 400 до 900 нм.

A method for measuring the difference between centroids of polarized flux and total flux of an astronomical object – polaroastrometry – is proposed. The deviation of the centroid of flux corresponding to Stokes parameter Q or U from the centroid of total flux multiplied by dimensionless Stokes parameter q or u, respectively, was used as a signal. The efficiency of the method is demonstrated on the basis of observations made in the V band by using an instrument combining features of a two-beam polarimeter with a rotating half-wave plate and a speckle interferometer. The polaroastrometric signal noise is 60-70 μas rms for a total number of accumulated photoelectrons Ne of 10^9 from a 70-cm telescope; this corresponds to a total integration time of 500 s and an object magnitude V = 6 mag. At smaller Ne, the noise increases as ≈ 1.7 arcsec/√Ne, while at larger Ne, it remains the same owing to imperfection of the half-wave plate. For main-sequence stars that are unpolarized and polarized by interstellar dust and the Mira-type variable R Tri the signal was undetectable. For the Mira-type variable chi Cyg the polaroastrometric signal is found to be 310±70 and 300±70 muas for Stokes Q and U, respectively; for o Cet these values are 490±100 and 1160±100 muas. The significant value of the polaroastrometric signal provides evidence of the asymmetry of the polarized flux distribution.

Применяется двухлучевой поляриметр с полуволновой пластиной, видимый диапазон, полоса V, измеряется доля и угол линейной поляризации. Дано описание методики двойной разности. На основе измерений, выполненных в лабораторных условиях и на телескопе, показано, что ожидаемая погрешность определения линейной поляризации 2e-4 - 3e-4 в абсолютной мере и 5e-3 в относительной мере для объектов с поляризацией несколько процентов. Этот уровень погрешности потвержден по наблюдениям трех поляризационных стандартов и нескольких заведомо неполяризованных звезд. Еще для трех стандартов измеренные параметры поляризации значительно отличаются от ожидаемых, причины обсуждаются. Измерена инструментальная поляризация телескопа АЗТ-2.

Построена модель, удовлетворительно описывающая наблюдаемый уровень погрешности измерений. Модель включает фотонный шум, шум считывания, а также шум неизвестной природы, не зависящий от блеска объекта. Последний ограничивает точность измерений на уровне 1e-4 - 2e-4 и вносит доминирующий вклад для объектов ярче 4 величины. Для более слабых объектов основной шум - фотонный.

Приведены результаты измерений поляризации трех мирид, обнаружено значимое изменение поляризации за два месяца.

Несколько разрозненное описание конструктивных решений, примененных при создании макета MFC, а также их обоснования. Разобраны следующие моменты. Оптическая схема: выбор полуволновой пластины, элемента для деления пучков, оценка влияния его дисперсии на измерения, выбор компоновки оптической схемы. Описана оптомеханика макета.

В данном документе представлены результаты первых пробных спекл-интерферометрических наблюдений, выполненных на 70-см телескопе АЗТ-2, установленном на территории ГАИШ на Воробьевых горах в Москве. В качестве детектора была применена EMCCD матрица, а в качестве перебрасывающей оптики --- простейший объектив, уменьшающий относительное отверстие до F/64, применялись фильтр V и интерференционный фильтр с центром полосы 643.4~нм и полушириной 7.9~нм. Измерения с помощью апертурной маски показали, что угловой масштаб камеры равняется 69.98 миллисекунд дуги на пиксел.

По результатам наблюдений одиночных звезд мы оценили: спекловую оптическую передаточную функцию и ее зависимость от длины волны и экспозиции, полуширину изображения длинноэкспозиционного изображения, спектр и амплитуду дрожания изображения, число Штреля одиночных короткоэкспозиционных изображений.

Также мы провели наблюдения 20 звезд, среди которых есть и двойные, и оптические пары. Измеряемыми параметрами были разделение, позиционный угол и разница в блеске. Для звезд с разделением более $4^{\prime\prime}$ измерения были выполнены по усредненным изображениям. Для более тесных --- аппроксимацией спектра мощности, т.е. спекл-интерферометрией. Результаты сравниваются с эфемеридами.

Данный документ представляет собой отчет о первом этапе исследования EMCCD детектора iXon+897 (модель DU-897E-CS0-#BV, серийный номер X-5947), предназначенного для установки в MFC. Исследование проводилось либо с темновыми кадрами, либо равномерно освещенными.

Документ разбит на две части. Первая посвящена измерению базовых параметров детектора, которые легко поддаются сравнению со спецификациями: коэффициент преобразования preAmp [$e^-$/ADU], шум считывания [$e^^-$], коэффициент электронного усиления G. Во второй приведено исследование других, более специфических характеристик детектора: термогенерация, стабильность подложки, плоское поле, стабильность чувствительности, линейность, эффективность вертикального переноса, CIC-шум.