English version

70-см Телескоп АЗТ-8



Общее описание

Двух-зеркальный телескоп АЗТ-8 был изготовлен Ленинградским оптико-механическим объединением (ЛОМО) в 1964 году. Оптическая система телескопа - Кассегрен. Она состоит из 70 см основного параболического зеркала с относительным отверстием F/4 и двух вторичных зеркал, которые формируют фокусы Кассегрена F/16 и F/40 с хорошими полями зрения от 40 до 18 угловых минут. Первичный фокус обеспечивает хорошее поле зрения около 10 угловых минут.

         

Монтировка: Экваториальная
Главное зеркало: Параболоид, D = 70 см, F = 282 см
Оптические системы: Первичный фокус (F/4), Кассегрен (F/16, F/40)
Интструмент: BVRI Фотометр на базе Apogee AP7p ПЗС-камеры

к содержанию


История

Вначале телескоп АЗТ-8 был установлен ​​в симеизской обсерватории в 1964 году. Он использовался для фотоэлектрической фотометрии и поляриметрии, а также для телевизионных наблюдений. Основными объектами наблюдений были симбиотические и двойные звезды (Т.С. Белякина, Е.С. Бродская), звезды типа T Tau (П.П. Петров), звезды типа UV Cet
(П.Ф. Шугайнов).

В 1977 году телескоп АЗТ-8 был перевезен в поселок Научный и установлен в новом большом павильоне с откатывающейся крышей. Здесь телескоп использовался для тестирования многоканального спектрометра, созданного А.Ф. Лагутиным, Л.В. Границким, А.Б. Букачем и др. в КрАО в качестве основного прототипа для устройства на борту космической миссии "Астрон". Были спроектированы основные элементы конструкции и некоторые части сканирующего диска, рассчитаны технические характеристики устройства.

В качестве побочного продукта были исследованы и получены быстрые изменения атмосферной экстинкции и распределение энергии некоторых звезд C-типа.

В 1990-е годы в Крымской астрофизической обсерватории в сотрудничестве с Астрономическим институтом Санкт-Петербургского университета было разработано фотометрическое оборудование для широкого круга задач звездной фотометрии. Два телескопа (АЗТ-8, 0,7 м, F/16 и АЗТ-7, 0,2 м, f/10) на идентичных монтировках были оборудованы, JKLM-фотометром и BVR-фотометром соответственно. Система позволяла получать распределения энергии для различных звезд одновременно в диапазоне 0,4-5,0 мкм. В.М. Ларионовым была проведена многоцветная фотометрия некоторых рентгеновских источников, В.И. Бурнашевым были получены некоторые результаты BVR-фотометрии звезд типа RV Tau.

к содержанию


Приборы и приёмники излучения

В начале 2000-х телескоп был модернизирован (Сергеев и др. 2010). В 2001 году ​​в первичном фокусе телескопа АЗТ-8 для проведения BVRI фотометрических наблюдений была установлена CCD камера AP7p. В крымской обсерватории для этой камеры была разработана и изготовлена турель фильтров с компьютерным управлением. ПЗС-матрица имеет разрешение 512×512 пикселей, что дает поле зрения 15'×15'. Камера имеет набор B, V, R, R1, и I фильтров, где фильтр обозначенный R1 близок к фильтру I системы Казинса, в то время как другие фильтры близки к стандартным фильтрам системы Джонсона (подробнее см. Дорошенко и др. 2005). В декабре 2001 года на этом новом фотометре был начат интенсивный фотометрический мониторинг активных ядер галактик (АЯГ), в том числе квазаров и лацертид. Сборка и тестирование системы камеры AP7p были проведены в Университете штата Огайо (OSU). Для работы камеры AP7p на основе комлектующих OSU была собрана и оптимизирована конфигурация управляющего компьютера "Quantex". В 2002 году с использованием оптических датчиков углов была разработана система автоматического наведения телескопа при помощи компьютера. Все это оборудование было приобретено при поддержке Американского фонда гражданских исследований и развития (US Civilian Research and Development Foundation).

        

BVRI-фотометр на базе ПЗС-камеры AP7p. Цифрами обозначены: 1 - разъем интерфейса камеры,
2 - клемма заземления, 3 - поглотитель влаги для просушки турели фильтров, 4 - разъем для управления положением фильтров в турели, 5 - шаговый двигатель, вращающий турель фильтров.

Шум считывания: 2.3 ADU = 13 e
Усиление: 5.6 e/ ADU
Квантовый выход: 85% в максимуме
Размер камеры и пикселя: 512×511 пикселей, 24×24 микрон
Поле зрения
(первичный фокус АЗТ-8):
15×15 угловых минут, 1.755 угловой секунды/пиксель
Глубина потенциальной ямы: 210,000 e
Динамический диапазон: 16 бит, 35 кГц
Охлаждение: 50-55C ниже температуры окружающей среды

Характеристики ПЗС-камеры AP7p.

Фильтр эфф. длина волны (Å) Комментарий
B 4330 Johnson B
V 5480 Johnson V
R 6950 Johnson R
R1 8160 Cousins I
I 8510 Johnson I
Кривые пропускания фильтров.

к содержанию


Наблюдения

В начале наблюдений, когда управляющий компьютер загружается, его время синхронизируется со всемирным временем и запускается программа управления телескопом. Программа позволет навести телескоп на объект по заданным координатам. Дополнительно может отображаться различная информация полезная для наблюдателя: время начала и окончания наблюдений; время восхода, захода Солнца и Луны для текущей даты; высота наблюдаемого объекта над горизонтом; и т.д. Кроме того, отображаются интервал времени, в течение которого выбранный объект доступен для наблюдений, или оставшееся время, до того момента, пока объект не станет доступен для наблюдений. Также отображаются текущие координаты телескопа α, δ, и часовой угол t.

Затем наблюдатель запускает программу для управления процессом наблюдений. Чтобы установить координаты объекта, достаточно выбрать его имя из базы данных. Когда координаты введены, программа управления телескопом автоматически выберет оптимальный путь движения таким образом, что нижний конец трубы телескопа механически не столкнется с вертикальной колонной монтировки и труба не будет опускаться ниже опасного предела по высоте над горизонтом. Точность автоматического наведения составляет около 2 угловых минут, так что наблюдатель с помощью пульта дистанционного управления более точно вручную корректирует положение трубы телескопа (см. номер 6 на рисунке ниже).

После наведения, наблюдатель фокусирует изображение и начинает наблюдение объектов. Наблюдение каждого объекта может проходить в режиме либо одной экспозиции, либо серии экспозиций, в обоих режимах экспозиции могут повторяться определенное количество раз. Стандартная последовательность экспозиций для АЯГ состоит из В, V, R, R1 и <я >I фильтров с экспозициями в 60, 40, 30, 25 и 40 секунд соответственно. Они могут быть изменены пропорционально, в зависимости от яркости объекта. Как правило, для каждого объекта В, V, R, R1 и I последовательность экспозиций повторяется четыре раза. Также экспонируются технические кадры: bias, темновые кадры и плоские поля. Кадры плоских полей в каждом фильтре обычно получают по сумеречному небу на закате или на рассвете.

Наша группа располагает более 50% наблюдательного времени телескопа. На текущий момент в основном планируется фотометрический мониторинг отдельных АЯГ для поддержки спектральных наблюдений и по возможности для одновременных наблюдений в других диапазонах (HST, RXTE, BeppoSAX), а также для изучения закономерностей переменности континуума, в частности, для измерения задержек между различными полосами континуума. Список объектов для мониторинга состоит из 50 активных ядер галактик: как из сейфертовских галактик 1 типа, так и из объектов типа BL Lac. Другие наблюдаемые объекты: вспышки Сверх Новых, звезды до главной последовательности, рентгеновские источники, оптические послесвечения Гамма вспышек и некоторые другие. С декабря 2001 года получено более 320 000 ПЗС-кадров, включая технические кадры, из которых около 200 тысяч являются кадрами АЯГ.

Рабочее место наблюдателя АЗТ-8. Цифрами обозначены: 1 - силовой трансформатор 220 В - 110 В,
2 - источник бесперебойного питания, 3 - управляющий компьютер, 4 - блок управления интерфейсом телескопа, 5 - компьютерный монитор и 6 - пульт дистанционного управления для тонких движений телескопа.

к содержанию


Основные научные результаты

По нашим фотометрическим кривым блеска были определены задержки между изменениями блеска в B, V, R и I фильтрах для 14 объектов из списка активных ядер галактик. Задержки соотносятся со светимостью, как t=Lb, где b= 0.4-0.5 (Сергеев и др. 2005). Эти результаты были интерпретированы с точки зрения модели репроцессинга, в которой оптическое излучение возникает в основном над аккреционным диском в результате переизлучения рентгеновского излучения, нагревающего этот диск.

В нескольких работах приводится сравнение свойств оптической и рентгеновской переменности АЯГ (Дорошенко и др. 2009, 2010; Чеснок, Сергеев, Вавилова 2009).

Крымские фотометрические данные были использованы для создания модели репроцессинга, которая способна воспроизводить наблюдаемые оптические кривые блеска на основании рентгеновских кривых блеска для ядер галактик Mrk 79 и NGC 4051 (Breedt et al. 2009, 2010). Наши данные также были использованы для поддержки спектральных наблюдений в исследованиях методом эхокартирования (например, Denney et al. 2010; Дорошенко и др. 2012; Сергеев и др. 2011).

к содержанию