Дополнительные сведения об АЦП: разведение изображений – 2.3 мм или 13.2"; рабочий интервал длин волн от 3300А до 9000A (более подробную информацию об АЦП CEGS телескопа Цейсс-1000 можно найти в работе В. Д. Бычкова [2]).

     Плоское зеркало Р1 (1 на рис. 5), переводящее пучок света в горизонтальную плоскость, наклонено относительно горизонта в сторону коллиматора на угол 111° 49' 36", т.е.:

90° + (43° 39' 12") / 2 = 111° 49' 36".

Плоское зеркало Р1 имеет возможность с помощью карданной передачи (3 на рис. 5) поворачиваться на 45 градусов вокруг наклонной оси (2 на рис. 5). Зеркало имеет два фиксированных положения: 1) переброс света в сторону щели спектрометра; 2) переброс света в сторону визуального подсмотра поля. На рис. 4 показаны элементы управления щелевой частью, в частности флажок ручного поворота зеркала P1 (4 на рис. 4).
     Для юстировки и проверки оптической схемы спектрометра используется устройство, оснащенное лазером Ls, которое может вводится в оптическую систему. Устройство позволяет вращать лазер на 360 градусов или фиксировать его в положении, когда лазерный пучок идет точно по оптической оси и попадает в центр коллиматора спектрометра. При вращении лазера его световой пучок может быть направлен в любую точку коллиматора, лежащую на окружности с радиусом, равным примерно 90 мм, и центром, совпадающим с центром коллиматора. Для работы лазера требуется включить его источник питания.

     Щель спектрометра S (8 на рис. 5) имеет два отсчётных барабана, позволяющих регулировать ширину щели в пределах от 0 до 4 мм (2 на рис. 6) и длину щели в пределах от 0 до 15 мм (4 на рис. 6). Величина "нормальной" щели спектрометра определялась экспериментально путем получения серии спектров рассеянного в атмосфере солнечного света с разной шириной щели. Измерения полуширины линии FWHM (Full width at half maximum; полная ширина на половине высоты) проводились в пикселях матрицы CRYOCAM по нескольким линиям и результаты затем усреднялись. Величина FWHM (полуширины линии) не меняется до ширины щели 1.07 мм, после чего увеличение ширины входной щели линейно увеличивало FWHM по зависимости:

FWHM = 4.11287 * h + 0.110368,

где полуширина линии в пикселях матрицы CRYOCAM, а h - ширина входной щели спектрометра CEGS в миллиметрах. На рисунке 14 – представлены результаты измерений и полученные по ним зависимости.

     Также предусмотрено вращение щели вокруг оптической оси (5 на рис. 6). Вращение необходимо для нахождения оптимального наклона щели, т.е. такого, при которой проекция щели на дифракционную решётку должна быть перпендикулярна направлению её дисперсии.

     Оптический затвор Sh (12 на рис. 5) имеет два режима работы – ручной (см. 2 на рис. 7) и автоматический (см. описание анализатора циркулярной поляризации). Блок управления затвором вместе с блоком питания находится на стойке, расположенной у задней стенки комнаты щелевого узла. Ручной режим используется для отладки аппаратуры, автоматический необходим во время наблюдений. Управление затвором осуществляется дистанционно контроллером ПЗС-системы.

     Внеосевой коллиматор С (рис. 8) преобразовывает расходящийся после щели пучок света в параллельный и под углом 3.3° направляет его на плоское зеркало Zp (см. рис. 9), стоящее на вращающейся вокруг вертикальной оси платформе с прецизионным механизмом вращения (3 на рис. 9). Поворотом плоского зеркала Zp можно менять угол C-Zp-G, а также, отклоняя его в вертикальной плоскости, можно регулировать вертикальное положение пучка на дифракционной решётке G (1 на рис. 10).

     Дифракционные решётки G_37.5 и G₇₅ (1 и 2 на рис. 11) предназначены для работы в высоких порядках (N ÷ 50-100). При проведении спектрофотометрических исследований обычно используется эшелле решётка 37.5 штр/мм (1 на рис. 11). Она позволяет регистрировать одновременно до 60-70 перекрывающихся по длинам волн эшелле-порядков и для звёзд спектрального класса A0-F0 одновременно регистрировать излучение до 9000 А. При проведении магнитных измерений обычно используется эшелле-решётка 75 штр/мм (2 на рис. 11), дающая вдвое большее угловое разведение между порядками и таким образом позволяющая проводить наблюдения с АЦП, т.е. регистрировать зеемановские спектры. При этом регистрируются одновременно до 30-35 не перекрывающихся по длинам порядков. Данные дифракционные решётки располагаются в оправах со специальными подвижками, позволяющими перемещать решётки на направляющих (2 на рис. 10). В рабочем положении решётки фиксируются специальным фиксатором. Угол наклона alfa каждой из решёток выставляется специальным подпружиненным юстировочным винтом (4 на рис. 11) и контролируется микрометром (3 на рис. 11). Рабочие углы gamma (Zp-G-P) для решёток различаются. Для изменения угла gamma при смене решёток изготовлен специальный механизм поворота стола решёток (1 на рис. 12) вокруг вертикальной оси (3 на рис. 12). Крайние положения поворота угла решёток ограничены упорами (2 на рис. 12), в которых закреплены индикаторы положения (4 на рис. 12), позволяющие с высокой степенью точности выставить положение решётки по углу gamma. После эшелле решёток следует элемент кросс-дисперсии Р, состоящий из двух 45-градусных призм, изготовленных из оптического стекла ЛК8 и смонтированных в едином блоке (4 на рис. 10). Далее следует элемент СР – коррекционная пластина (5 на рис. 10). Следующий элемент – плоское зеркало с центральным отверстием (6 на рис. 10), которое посылает уже разложенный по порядкам пучок света на зеркало камеры Cam (7 на рис. 10) с фокусным расстоянием f = 450 мм. После зеркала камеры сходящийся пучок света проходит через центральное отверстие в плоском зеркале и попадает через оптическое окно на ПЗС-матрицу Fp. Вся ПЗС-система крепится к специальной прямоугольной платформе, имеющей юстировочные винты (8 на рис. 10) и микрометры-индикаторы по углам (9 на рис. 10), что позволяет добиваться наилучшего совмещения плоского ПЗС-приемника с выпуклой менискообразной формой фокальной поверхности камеры.
     Дополнительные сведения о спектрометре: широкощельность – 17.3; угол между нормалью к первой грани первой призмы (по направлению светового луча от решётки) и прямой, соединяющей центр первой грани первой призмы с центром решётки, равен 33º.

4. Инструкция по подготовке CEGS к наблюдениям.          К содержанию

1. В сходящийся пучок света вводится плоское диагональное зеркало DM1, находящееся внутри полой трубы склонений на специальных креплениях. После введения в пучок зеркало фиксируется с помощью специальных креплений. Эта операция производится ответственным за телескоп или инженером "Цейсс-1000". После этого выставляется по индикатору, находящемуся в аппаратной, отсчет фокуса телескопа в значение 10.0.

2. Щелевая часть в нерабочем положении закрыта крышками (1 на рис. 4). Для приведения в рабочее состояние крышки снимаются. Снимается защитная крышка с зеркальца Р1 (1 на рис. 5). Используя барабаны, выставляются, если это требуется, нужные для наблюдений ширина, высота и угол наклона щели (соответственно 2, 4 и 5 на рис. 6). Угол наклона щели выставляется поворотом всего щелевого механизма вокруг оптической оси. Снимаются защитные крышки с коллиматора, плоского зеркала, коррекционной пластины и камеры (см. рис. 8, 9, 10). При необходимости производится выставление углов эшелле решёток ¹: gamma с помощью механизма поворота стола решёток (1 на рис. 12) и alfa с помощью юстировочных винтов (4 на рис. 11). Контроль поворотов по углам gamma и alfa осуществляется по индикаторам (для угла gamma по индикатору 4 на рис. 12, для угла alfa по индикатору 3 на рис. 11). При необходимости производится фокусировка камеры (см. подпункт 9).

3. Установить в аппаратной Цейсс-1000 компьютер с системой управления ПЗС "CRYOCAM" и соединить его с ПЗС-системой с помощью штатного коаксиального кабеля (конец кабеля, подсоединяемый к компьютеру, находится в аппаратной Цейсс-1000, другой конец соединён с ПЗС).

4. Включить блок питания ПЗС.

5. Включить компьютер с системой управления ПЗС и запустить на нём программы CRYOCAM и CCDDISP, расположенные на "Рабочем столе" WINDOWS (если ярлыки программ отсутствуют, программы можно найти соответственно по путям "C:\CRYOCAM\CRYOCAM.EXE" и "C:\CRYOCAM\CCDDISP.EXE").

6. Проверить в программе CRYOCAM значения следующих параметров настройки:
   ADC – medium;
   Gain: Post – 2, Pre – 2;
   Exp. Type – Bias frame.

7. Получить изображение ² шума считывания (bias) и с помощью программы "Lima", расположенной на "Рабочем столе" WINDOWS (если ярлык программы отсутствует, программу можно найти по пути "D:\lima\lima.exe"), определить по полученному изображению приблизительное среднее значение интенсивности. Оно должно лежать в пределах 100-150. В противном случае необходимо изменить значение параметра Offset, снова получить изображение "электронного нуля" и определить приблизительное среднее значение интенсивности шума считывания, и т.д., пока его значение не попадёт в указанные пределы. Примерное рекомендуемое начальное значение Offset ~ 9450.

8. Получить изображение спектра стандарта: либо рассеянного от неба солнечного света (sky), либо Луны, либо какой-нибудь яркой звезды с узкими спектральными линиями (например, Проциона). По полученному спектру проверить фокусировку. Делается это следующим образом. Полученное изображение эшельного спектра нужно открыть в программе Lima. Оно должно быть четким, не размытым. Если изображение или какая-нибудь его часть размыты, то необходимо провести предварительную фокусировку (см. следующий подпункт) до того момента, пока не исчезнет размытость. Далее необходимо более точно проверить фокусировку. Для этого необходимо отобрать по одной-две узкой одиночной не блендированной спектральной линии, исключая водородные и гелиевые линии, в разных частях и порядках эшельного спектра (в центре и четырёх углах эшельного изображения, так как необходимо плоскую поверхность ПЗС расположить с наименьшими отклонениями от фокальной менискообразной поверхности камеры), и определить их ширины. Делается это с помощью программы Lima – проводится разрез вдоль дисперсии внутри порядков поперёк отобранных линий и при помощи курсора "мыши" определяется приблизительная ширина линий. Ширины должны быть не больше 7-9 пикселей (для ширины щели спектрометра до 1.07 мм и матрицы CRYOCAM (см. пункт 3 "Оптическая схема спектрометра. Параметры оптических элементов", "щель спектрометра S"); если щель спектрометра больше 1.07 мм, следует фокусировать оптическую систему (см. следующий подпункт) до тех пор, пока ширина отобранных спектральных линий станет наименьшей). В противном случае необходимо более тщательно провести фокусировку оптической системы (см. следующий подпункт) повторить описанный пункт.

9. Фокусировка оптической системы (выполняется только в том случае, если это требуется в подпункте 8). Фокусировка оптической системы выполняется с помощью юстировочных винтов (8 на рис. 10), расположенных на платформе, к которой крепится ПЗС. Фокусирование осуществляется путем откручивания или закручивания юстировочных винтов. Величина смещения каждого винта определяется с помощью индикаторов (микрометров), расположенных рядом с винтами (9 на рис. 10). На рис. 15 указано какому юстировочному винту примерно какая область изображения спектра соответствует. Например, если расфокусирована область изображения 1 на рис. 15, то нужно крутить винт 3, если расфокусирована область изображения 2, то нужно крутить винт 4 и т.д.. Если расфокусирован центр изображения, то поворачивать следует все винты на одинаковый угол в одну и ту же сторону. После каждого поворота винтов необходимо выполнить все действия, описываемые в предыдущем подпункте.

Примечания.

     Во время эксплуатации спектрометра необходимо периодически, 1 раз в 3-4 месяца, проверять правильность заполнения световым пучком всех элементов и при необходимости производить дополнительную юстировку.

     Более подробную информацию, особенно по конструкции отдельных узлов, можно найти в подробных чертежах и инструкциях, в технической документации, которая хранится у ответственного за телескоп.

5. Предписания по общему техобслуживанию спектрометра.          К содержанию

     Данное предписание взято из инструкции фирмы производителя "Carl Zeiss, Jena".

5.1. Общее техобслуживание.          К содержанию

     Для чистки спектрометра применяются обычные средства. Спектрометр нужно один раз в неделю очищать от грязи и пыли. Вход в помещение спектрометра во избежание сильного загрязнения должен быть разрешен только обслуживающему персоналу и служить только для подготовки спектрометра к работе. Во избежание возникновения ржавчины на блестящих поверхностях, их нужно защищать тонким слоем смазки. Места с поврежденным лаковым покрытием нужно очистить, удалить с них смазку и покрыть лаком.

5.2. Чистка оптической системы.          К содержанию

     Для очистки оптической системы необходимо иметь в наличии кисточку для оптики, полировальную вату, дистиллированную воду и мягкую, чистую тряпочку для оптики. Сначала нужно с помощью кисточки осторожно удалить пыль с оптической поверхности. Затем нужно увлажнить комочек ваты дистиллированной водой настолько, чтобы с него при чистке не капала вода. Грязь с небольшой поверхности удаляют кругообразными движениями комочка ваты. Комочек ваты нужно менять настолько часто, чтобы с оптической поверхностью соприкасалась только чистая вата. Вымытый таким образом участок поверхности нужно сразу же протереть круговыми движениями сухой полировальной тряпкой, до того, как этот участок высохнет сам по себе. За счет того, что большие оптические поверхности очищают участок за участком, устраняется возможность возникновения царапин, простирающихся на большие поверхности.

6. Инструкция по помещению наблюдательных           К содержанию
    данных, полученных на CEGS, в общий архив
    наблюдательных данных САО РАН.

     В соответствии с "Положением об Архиве наблюдательных данных САО РАН" (ссылка в Интернете: http://www.sao.ru/Doc-k8/Science/arch_regul.html) все изображения, представляющие научную ценность, включая калибровочные изображения, полученные на CEGS, принадлежат САО РАН и их следует помещать в "общий архив наблюдательных данных САО РАН".
     Для помещения данных в архив необходимо выполнить следующие действия:

1. скопировать помещаемые изображения в формате DAT и INF (см. сноску 2) на один из серверов САО РАН "big2.sao.ru" или "base1.sao.ru", работающих в системе UNIX (чтобы скопировать файлы, необходимо иметь аккаунт на том сервере ³, куда происходит копирование файлов);

2. с помощью программы wfits (программу можно взять в лаборатории физики звёзд у В. Д. Бычкова или у автора программы В. В. Власюка), преобразовать скопированные файлы в формат FITS, т.е. исполнить в командной строке BASH команду:

   ./wfits "имя_файла_с_расширением_DAT" -o "имя_объекта" [-c "комментарий"]

   примечания:

   1. программа wfits должна находиться в том же каталоге, что и преобразовываемые изображения;

   2. необходимо обязательно указать имя объекта(!) ⁴, так как изображение, в fits-заголовке которого отсутствует имя объекта, не представляет ценности для архива;

   3. в случае наблюдений с АЦП необходимо указать положение АЦП "a1" или "a2" в комментарии(!), в противном случае нельзя будет измерить магнитное поле наблюдаемого объекта;

   4. если имя файла, имя объекта или комментарий содержат пробелы, то необходимо заключать их в двойные кавычки;

   5. во избежание неправильного форматирования программой fits-заголовка изображения, необходимо, чтобы имя объекта не превышало 18 символов, а комментарий – 68 символов;

   6. дополнительные возможности программы wfits можно узнать, запустив её без параметров, т.е.:
      
      ./wfits

3. скопировать готовые FITS-файлы на сервер САО РАН tb.sao.ru работающий в системе UNIX (чтобы скопировать файлы на сервер САО РАН "tb.sao.ru", необходимо иметь на нём аккаунт (см. сноску 3)), в папку "/Data/archives.z1000/CEGS" (в указанную папку следует помещать папки, содержащие изображения, полученные за одну наблюдательную ночь, причём имена папок должны состоять из даты соответствующих наблюдательных ночей, например, имя каталога для изображений, полученных 31 мая 2010 года, будет 20100531, т.е четыре первые цифры соответствуют году, вторые две цифры соответствуют месяцу, третьи две цифры – дню) ⁵.

Заключение.          К содержанию

     Спектрометр CEGS является одним из самых востребованных, светоприёмных приборов входящих в состав штатного оборудования 1-м телескопа САО РАН на протяжении ряда лет. Первые наблюдения с этим спектрометром были получены в начале 1993 года и с тех пор этот прибор регулярно используется при выполнении ряда научных программ. Только коллекция зеемановских спектрограмм полученная на этом приборе превышает 2000. Естественно, что за это время прибор неоднократно усовершенствовался с целью повышения эффективности работы и удобства эксплуатации (Бычков, 2008), но эти изменения не меняли принципиальную схему прибора. В настоящее время с использованием CEGS выполняется четыре научные программы, две из которых являются долгосрочными. Выполнение таких программ стало возможно только благодаря еще одному положительному свойству этого прибора – высокой стабильности характеристик. В настоящее время создан удобный пакет программ в среде MIDAS для редукции получаемого спектрального материала [5]. Также на основе этого пакета программ, для удобства наблюдателей (как сотрудников САО так и сторонних), были успешно выполнены предварительные наработки в области проведения стандартной (первичной) редукции получаемого спектрального материала в режиме on-line через веб-браузер [7], что в настоящее время практикуется в зарубежных астрофизических организациях, к примеру, архив наблюдений KECK (KOA) (https://koa.ipac.caltech.edu/cgi-bin/KOA/nph-KOAlogin).
     Существуют планы активного использования CEGS в научных исследованиях на протяжении ближайших 10 лет.

Благодарности.          К содержанию

     Авторы благодарят Романенко В. П. за предоставление фотографий.

Список литературы.          К содержанию

1. Мусаев Ф.А..
    ПАЖ, том 22, 795-800, 1996.

2. Bychkov V.D..
    Bull.SAO, v.63, pp.83-94, 2008 г..

3. Bychkov V.D., Romanenko V.P., Bychkova L.V..
    Bull.SAO, v.45, pp.110-116, 1998 г..

4. Bychkov V.D., Romanenko V.P., Bychkova L.V..
    Bull.SAO, v.49, pp.147-151, 2000 г..

5. Шатилов А. В., Бычков В. Д., Монин Д. Н..
    Отчёт № 319: "Программа обработки эшельных спектров,
    полученных на эшельном спектрометре телескопа Цейсс-1000 в фокусе Кудэ".
    САО РАН, п. Нижний Архыз, 2009 г..

6. Желенкова О. П., Витковский В. В., Малькова Г. А., Пляскина Т. А., Шергин В. С..
     Бюллетень САО РАН, 58, 52-63: "Состояние и перспективы развития архива
     наблюдений обсерватории".
     САО РАН, п. Нижний Архыз, 2005 г..
     Альтернативный источник (PDF файл):
     http://www.sao.ru/Doc-k8/Science/Public/Bulletin/Vol58/p052-zhe.pdf .

7. Шатилов А. В., Бычков В. Д..
    Отчёт № 323: "Управление стандартной редукцией спектров
    в режиме on-line через веб-браузер".
    САО РАН, п. Нижний Архыз, 2010 г..