日冕图南希格雷斯罗马太空望远镜的新部件

　　日冕图
　　6.2.1日冕仪设计
　　6.2.2自动采集程序和指向精度
　　6.2.3.平地和平地
　　6.2.4日冕仪性能
　　6.2.5冠状图PSF的准减
　　6.2.6非现场PSF
　　6.2.7半隐点运动
　　自2007年1月以来，HRC一直无法工作。提供关于HRC的信息是为了存档。
　　ACS高分辨率频道有一个用户可选择的冠状图模式，用于在明亮点源(例如恒星、类星体)附近成像微弱物体(例如，环绕恒星盘、次恒星伴侣、类星体主星系)。日冕仪在散射光的水平以下抑制了隐身光源的衍射尖峰和衍射环，其中大部分是由散射光的表面误差引起的。HST光学。日冕仪是在ACS结构开始后添加的，此时不可能将其插入经像差校正的光束中。相反，该系统被部署到像差光束中，该光束随后被ACS光学校正。虽然它不像校正的光束日冕仪那样有效(特别是对于接近隐身源的成像)，但HRC日冕仪显着地提高了高对比度的成像能力。HST.
　　6.2.1日冕仪设计
　　图中显示了ACS日冕仪的原理图。图6.2.望远镜中的像差光束第一次遇到两个暗点之一。光束继续到m1镜，它形成了HSTM2镜上的入口瞳孔，这反过来校正了球面像差。HST主镜。日冕仪的Lyot停站位于M2前面。折叠镜将光束指向HRC的CCD探测器。视场为29 26。弧秒2平均刻度为0.026弧秒/像素。几何失真导致有效的非方形像素。该日冕仪可用于整个HRC波长范围内的任何滤波器，其波长范围为λ=2000-10,000。
　　在会聚像差光束的最小混淆圆处放置隐蔽点。在这个位置上，离焦和球差的平衡允许最大的隐身通量和极小的光斑半径。然而，像差PSF在隐身平面上的角度范围需要比在非畸变光束中使用的更大的斑点。图6.3).
　　图6.2：ACS HRC日冕仪的原理图。
　　左上角的嵌体显示了可以翻转HRC光程的日冕测量机构的原理图。
　　图6.3：模拟点扩散函数在隐点平面上。
　　对于F435W和F814W滤光片，用对数强度标度表示。岩心的椭圆型、十字形图案是由离轴ACS孔径的像散引起的.像散随后由ACS光学校正。两个暗点(D=1.8弧秒和3.0弧秒)的大小由白圈表示。
　　在玻璃衬底上沉积的金属涂层为锐刃(未阳极化)金属涂层，使其通过率降低了4.5%。较小的光斑位于场的中心，直径为1.8弧秒。它的孔径名称是CORON-1.8。较大的光斑直径为3.0弧秒，位于场的边缘附近。图6.4)。它的孔径名称是CORON-3.0。这个小斑点被用来进行最具冠状图的观测，因为它能使成像更接近隐身源。大光斑用于对光斑周围饱和度较小的明亮目标进行非常深的成像。它靠近磁场边缘的位置也允许从隐身源拍摄多达20弧秒的微弱物体。
　　Lyot止损点是一种薄薄的金属掩模，覆盖了衍射的边缘。HST再入瞳孔处(即外孔、副镜挡板、副镜支撑叶片和主镜支撑垫)。选择Lyot停止点和隐形点的大小来减小散射光水平以下的衍射光，这一点不受日冕仪的影响。小孔径和较大中心遮挡的Lyot停止降低了48%的吞吐量，并扩大了场PSF。点和Lyot停止是位于一个面板连接到ACS校准门机构，并可翻转出梁时，不使用。校准门的内表面可由灯照明，以提供直接成像的平场校准图像，但不提供冠状图成像。
　　除了这两个隐身点外，一个隐形针的长度为0.8弧秒 5千兆秒(指定)OCCULT-0.8)被永久定位在CCD杜瓦的窗口。该手指的目的是为了使不饱和成像更接近恒星，而不受Lyot停止衍射光的抑制。它最初与大光斑的中心对齐，但在发射过程中的移动点最终将手指放在大光斑的边缘附近。由于手指距离焦平面有一段距离，因此其边缘周围的电场有明显的晕动。这种晕动和隐匿的PSF对其相对于手指位置的敏感性显著降低了这种观察模式的有效性。
　　图6.4：猎户座星云区域用日冕仪和滤光片F606W成像。
　　隐形眼镜的轮廓可以在背景星云中看到。1.8弧秒点位于中心，3.0弧第二点朝向顶部。手指沿大点的边缘对齐。这幅图像没有经过几何畸变的校正，所以斑点呈椭圆形。6.2.2自动采集程序和指向精度
　　为了确保适当地抑制衍射光，必须将一个明亮的光源精确地放置在隐身光斑后面。绝对指向精度HST约为1弧秒，这是太粗糙，以确保准确的定位后现场。因此，采用星载采集程序提供更好的对准.随着日冕仪的部署，采集图像使用200。X200像素2 (5   5 弧秒2)在小隐秘点附近的一个区域的子阵。观察者指定了一个滤光片和曝光时间，该滤镜和曝光时间提供了明亮源的不饱和图像。窄带和交叉滤波器(如F220W+F606W、F220W+F550M和F220W+F502N)最常用于获得含有足够信号以进行良好质心测量的图像。然而，交叉滤光片的光度性能没有得到很好的校准，因此从合成光度法或等只有两倍的精确度。
　　从两幅相同的采集图像中，机载计算机选择了每个像素的最小值作为拒绝宇宙射线的粗略方法。然后用3 3像素对结果进行平滑处理。2识别了子阵列中的最大像素和箱体。然后在5 5像素内计算未平滑图像的质心。2 以这个像素为中心的框。基于这个位置，望远镜被旋转，将源置于隐秘点的后面。联合采集和旋转误差约为 0.25像素( 6毫微秒)。虽然这些误差很小，但需要使用亚像素配准技术从另一个日冕图中减去一个日冕图PSF(第6.2.5节)。相对于检测器的点的位置也随着时间的变化而变化。这一运动进一步改变了PSF并造成减法残差。
　　6.2.3.平地和平地
　　ACS冠状平场与标准平场不同，是由于会聚点的模糊和Lyot停止的晕动所致。像差PSF的大角度尺寸导致光斑边缘的一个弧秒以外的晕网(图6.4)，但这可以通过将图像除以SPOT模式(图6.5).为了便于这一修正，导出了单独的平场，其中只包含了点模式(点平)和剩余的静态特征(P-平)。有关详细讨论，请参见ACS ISR 2004-16.
　　ACS数据管道使用从地面数据或在轨数据中提取的冠状图P-平，将由滤波器F330W、F435W、F475W、F606W和F814W获得的冠状图划分。用其他滤波器获得的冠状图采用非冠状平片进行标定，这可能会造成尘埃衍射图的小误差。然后，管道使用时间相关的点位置表来确定点平面的适当配准，将图像按点平面划分。上述过滤器的现货单位可从HST校准参考数据系统网页.对于其他滤波器，应使用波长最近的可用光斑。光斑平面必须按冠状点状表中所列的数量移动，R3301467j_csp.Fits.
　　因为只有上面列出的几个过滤器才有冠状平片和点状平片，所以鼓励观察者使用这些过滤器。将来不太可能有其他过滤器的冠状平场。
　　图6.5：猎户座星云D附近区域=1.8弧秒点。
　　(左)由于晕晕，斑点边缘显得模糊。这幅图像还没有经过几何校正。(右)图像经过平场除法校正后的相同区域。这个地方的内部已经被蒙住了。6.2.4日冕仪性能
　　在第11周期的早期，对V=0星大角星拍摄了HRC日冕仪性能验证图像。图6.6和图6.7)。这颗恒星的角直径为25毫秒，因此被日冕仪解决了。遮挡星的图像是非典型的冠状图，因为聚光点被放置在像差的光束中。成像光斑的内部充满了一幅缩小的、有些扭曲的恒星图像，这是由于镜像M2校正了恒星中未聚焦的像差而引起的。小光斑的图像充满了光，而大光斑的图像相对较暗。圆环状的宽结构环绕在斑点周围，使其表面半径延长约0.5弧秒.这些环是由暗斑本身对像差PSF的衍射所致。因此，明亮恒星的日冕图可以在短时间内饱和在斑点的内部和边缘。小光斑内最亮的像素在不到1秒的时间内饱和，V=0.0星，而大光斑边缘的像素在14秒内饱和。
　　测量的径向表面亮度分布(图6.8)显示日冕仪对齐良好，运行正常。光线被HST模糊被抑制在散射光的水平以下-没有明显的衍射尖峰，环，或鬼以外的直接接近的斑点。在较长的波长(λ>600)下，衍射峰与残余散射光一样亮，因为衍射图较大，没有被日冕仪很好地抑制。在具有大光斑的图像中，由于Lyot停止不是精确地位于瞳孔平面上，而是略在瞳孔平面前方，因此在具有大光斑的图像中，光束比小光斑更突出，因此，光束可以根据物体的场角＂绕着停点＂走。由于大光斑在场的边缘，光束稍微移动，使更多的衍射光通过停止边缘。
　　日冕图PSF以径向条纹为主，这些条纹主要是由地带性表面误差引起的。HST镜子。这种光晕的亮度增加，尺寸变小，朝向较短的波长。一个意想不到的特征是在直接和冠状图中都能看到对角线条纹或＂条状＂。它比日冕图中的平均方位角表面亮度亮5倍左右。该结构在地面测试图像中未见，很可能是由于HST光学。科技创新似乎也有相应的特点。
　　图6.6：几何校正(29弧秒宽)的大角星图像观察到在F814W后，1.8弧秒点。
　　这是短、中、长(280秒)曝光的组合。从左上角到右下角都可以看到＂条形图＂。在散射光的背景下，可以看到隐身手指和大光斑的阴影。对数强度标度
　　图6.7：不同滤镜中隐现点周围的区域。
　　隐秘的手指可以在3弧秒的光点图像中看到。对数强度缩放。6.2.5冠状图PSF的准减
　　虽然日冕仪压制了一颗明亮恒星的衍射光，但散射光却来自一颗明亮的恒星。HST镜子仍然可以压倒微弱的，附近的来源。可以用另一颗神秘恒星的图像减去大部分剩余的光。PSF减法已成功地应用于其他人拍摄的图像。HST相机，有和没有日冕仪。减法的质量很大程度上取决于目标和参考PSFs的匹配程度。
　　对于任何一对目标和参考PSF图像，恒星的位置之间可能存在5到20毫微秒的差异。散射光背景在很大程度上对星对点对点对准的小误差不敏感，因此，如果两颗恒星的图像被精确地注册和归一化，那么其中的大部分就可以被减去。形成散射光背景的许多锐利的薄薄的条纹使得可以视觉检测到0.03像素(0.75毫秒)的配准误差。为了达到这一精度水平，参考PSF可以被迭代地移动并从目标PSF中减去，直到找到一个偏移，其中残余条纹被最小化。这种方法依赖于观察者的判断，因为任何环绕恒星的物质都会意外地偏离配准优化算法。应采用高阶采样方法，如三次卷积插值法，将参考PSF变换为亚像素数。双线性插值等较简单的格式降低了较好的PSF结构，难以提供较好的减法。
　　图6.8：通过计算每个半径的中值而得出的表面亮度图。
　　亮度单位与恒星的总通量有关。对直接剖面进行了预测，并从大角星在轨图像上测量了冠状面.标签＂日冕图-星＂显示的绝对中位残留水平，从同一颗恒星的图像相减在不同的访问观察。
　　另一方面，光斑边缘附近的衍射环的形状和强度对星点对点的位置非常敏感。目标和参考PSF图像的衍射环之间的差异不能通过调整配准或归一化来减去。这些错误尤其令人沮丧，因为它们增加了数据不可靠的中心区域的直径。解决这一问题的唯一办法是选择目标和参考PSF图像，这些图像是在相邻轨道上获得的，而不需要回缩日冕图。
　　亮度归一化误差小到1%到4%的目标和参考星之间也可能产生显着的减法残差。然而，从直接光度法推导归一化因子往往是不可能的。在最短的曝光时间(0.1秒)，通过介质或宽带滤波器拍摄的未聚焦明亮恒星的图像通常被饱和。在这种情况下，可以通过合成光度法、图像中饱和像素相对数目的比较和PSF减去图像的视觉检查来获得精确的归一化。
　　目标和参考星之间的颜色差异也会影响PSF减法的质量。随着波长的增加，构成电晕PSF条纹的散斑从中心移开，其强度减小。图6.7)。光斑边缘附近的衍射环也在膨胀。这些效果可以通过宽带滤波器在图像中看到--一颗红色恒星的PSF会比蓝色的稍大一些。因此，一颗M型恒星应该使用类似的红色恒星减去--A型恒星将导致显着的减法残差.例如，即使A0V和B8V星之间的小色差也足以带来令人讨厌的误差(图6.9).
　　变化HST氏焦点也改变了日冕状PSF中光的分布。图6.10)。在轨道上，HST氏主镜和次镜平均变化约3毫微米，对应于波前的变化，导致1/28波长的均方根焦距差，在λ=ACH 5 0 0 0中(ACS ISR 2008-03)。这种效应，被称为呼吸，是由温暖的地球掩蔽望远镜的视场引起的，这种现象通常发生在每96分钟轨道中的一半。温暖的地球加热膨胀 HST＂S的内部结构。掩星后，结构逐渐缩小。相对于太阳的变化(主要是反太阳点)也会导致望远镜收缩，在几个轨道之后，望远镜逐渐扩展到＂正常＂大小。
　　图6.9：在目标星和参考星颜色不匹配的情况下，预测的绝对平均减去残值水平。
　　亮度单位相对于目标恒星的总通量。
　　图6.10：预测的绝对平均减去残余水平的情况下，目标和参考星是在不同的呼吸诱导聚焦位置成像。
　　从理想焦距(0μm)的偏移量(0.75μm或2.5μm)与主次镜分离的变化有关。典型的呼吸幅度在轨道内为3~4μm。亮度单位相对于目标星的总通量。
　　在这种情况下，大角星的图像被注册并从一天后拍摄的类似恒星图像中减去。图6.8)与PSF相减相结合，日冕仪根据半径和滤波器，将背景水平中值降低了250至2500倍。Psf减去图像的例子显示在图6.11和图6.12。残差的平均值不是零；由于PSF不匹配，一幅图像通常会比另一幅略亮一些。像素到像素的残差可以大于中位数的10倍(图6.13)。请注意，如果目标和参考PSF之间存在颜色差异，这些配置文件会更糟。
　　一种常用的避免颜色和归一化问题的方法是在两个不同的视场方向上减去同一目标的图像。这种技术，被称为滚减，要么要求在轨道间绕光轴(高达30 )旋转一架望远镜，要么在望远镜的默认方位不同的晚些时候重新访问目标。滚动减法只有在附近或周围恒星物体没有方位角延伸时才起作用。这是探测点源伴侣或成像严格边缘盘(如Beta Pictoris)的最佳技术。它还可以通过旋转和共加不同方向的图像来减少减法残差中像素对像素的变化。(如果使用另一颗PSF星，这对扩展源有效。)理想情况下，减法误差随着方向数的平方根而减小。
　　图6.11：在另一次访问中从另一幅图像中减去一幅大角星的残差(Filter=F435W，D=1.8弧秒点)。
　　图像是29弧秒宽，还没有经过几何校正。对数强度缩放。
　　图6.12：从另一次访问期间拍摄的另一幅自身图像中减去大(D=3.0弧秒)点和F435W滤光片。
　　图像已被重新绑定、平滑和拉伸，以显示非常低水平的残差。距离恒星约13弧秒处的宽环是某种未知来源的残留--也许它代表了由于两幅图像之间的焦点差异(呼吸)而产生的光的纬向再分布。该环的表面亮度为20.5级/弧秒。2比星星还暗。这个环的直径、亮度和厚度可能随呼吸和过滤器的不同而变化。这幅图像还没有经过几何校正。
　　图6.13：方位角均方根均方根减去残余水平在每个半径的大(3弧秒)点。
　　通量单元是相对于来自中央源的总未聚焦通量的每像素计数。这些地块是从大角星-大角星减法中得到的，代表了一个人可能取得的最佳结果。这里假定的不失真的HRC刻度是25毫微秒/像素。6.2.6非现场PSF
　　在冠状图模式下观察到的物体，但没有放置在隐身点后面的物体，有由Lyot停止所定义的PSF。由于Lyot停止有效地减小了望远镜的直径，并引入了更大的遮挡，这种＂离点＂PSF比正常范围更宽，机翼上的功率更大，衍射尖峰也更大。图6.14)。同时，LYOT停止和掩蔽点衬底的吞吐量降低了52.5%。在F814W中，＂离点＂PSF有一个峰值像素，占总通量的4.3%，锐度(包括电荷扩散效应)为0.010。(与正常的HRC PSF分别为7.7%和0.026.)在F435W，峰值为11%，锐度为0.025(正常F435WPSF为17%和0.051)。用户在确定HRC冠状图像的检测极限时，需要考虑到吞吐量的降低和清晰度的降低。小提姆可能被用来计算离点PSF。
　　图6.14：以冠状模式拍摄的大角星图像，该恒星位于光斑外。
　　由于Lyot停止引入了更大的遮挡，日冕场PSF比正常的HRC PSF具有更明显的衍射特征(环和尖峰)。这个图像的中心部分已经饱和了。它是通过一个窄带滤波器(F660N)采取的，没有几何校正。6.2.7半隐点运动
　　利用地球平面图每周测量一次暗点的位置。这些测量结果表明，这些斑点以一种不可预测的方式每天移动到每周一次的时间尺度上。提出这项动议的原因尚不清楚。斑点位置通常在一周内变化为~0.3像素(8毫微秒)，但在1至3周内偶尔移动1到5个像素。但在单轨道上，连续放置时，斑点稳定在 0.1像素以内，重复存放和部署时，在 0.25像素范围内恢复位置。
　　在对采集到的图像进行机载分析后，一个冠状目标被移动到一个可能已经存在几天的隐身点的先前测量的位置。日间现货位置的不确定性可能会导致星对点的登记错误，从而影响日冕效应。如果恒星与光斑中心相距超过3个像素，则日冕图PSF的一侧将比预期亮，并且可能早于预期饱和。较大的偏置也降低了衍射图的冠状图抑制。最重要的是，光斑位置的微小变化可能会改变目标和参考恒星的冠状面PSF，从而导致较大的PSF减去残差。因此，观察员不能依赖从其他方案或在不同时间获得的参考PSF。
　　为了减少光斑运动的影响，观测者通常在科学图像之前或之后在轨道上获得参考PSF图像。如果三个物体都在相邻的轨道上观测到，并且颜色相似，那么一个参考PSF就可以用于两个科学目标。