🗊Презентация Спекл-интерферометрия, активная и адаптивная оптика

Спекл-интерферометрия, активная и адаптивная оптика Специальная астрофизическая обсерватория РАН

Опыт Юнга

Принцип Формирования спекл изображения

Метод Лабейри (применительно к двойным звездам)

Составляющие спекл камеры

Астрономическое приложение метода спекл-интерферометрии Интерферометрия двойных и кратных звезд Измерение диаметров звезд Газопылевые оболочки около звезд на поздних стадиях эволюции Структура вещества около звезд на ранней стадии эволюции Околоядерные области активных галактик

Двойная звезда Hip 10928

Тесная двойная звезда Chara 112

Восстановление изображения тройной звезды

Восстановление изображения R136

Eta Carinae на VLTI

Eta Carinae (2.2 м телескоп ESO)

Спекл восстановление Eta Carinae

Принцип адаптивной оптической системы. Турбулентность корректируется с помощью эластичного или деформируемого зеркала (ДЗ) расположенного в параллельном пучке выходного зрачка телескопа. Сигнал для управления ДЗ получается от датчика волнового Фронта (ДВФ), который измеряет в реальном времени оптические аберрации, остающиеся после коррекции. Следящая система старается получить нулевые аберрации, непрерывно подстраивая форму ДЗ. Свет, использующийся для определения аберраций, приходит от опорной звезды, которая может быть как естественной (т.е. наблюдаемым объектом), так и искусственной, созданной лазерным лучом. Свет от исследуемого научного объекта также корректируется ДЗ, но он направляется на аппарат исследователя (например, фотокамеру).

Типичные параметры АО систем Постоянная времени: 1 мс Размер корректируемого элемента : от 10 см до 1 м Количество корректируемых элементов: от 13 до 300 и более... Яркость опорной звезды: ярче 17 звездной величины

Деформируемые зеркала: сегментированные. Ранние деформируемые зеркала состояли из дискретных элементов, каждый из которых управлялся с помощью 3 пьезоактюаторов. В настоящее время общепринятая технология состоит в наклеивании тонкой лицевой пластинки к массиву пьезоэлектрических актюаторов.

Деформируемые зеркала: биморфные. Биморфное зеркало состоит из двух пьезоэлектрических пластин, которые соединены вместе и поляризованы в противоположных направлениях (параллельно их оси). Решетка электродов наносится между пластинами. Электроды, нанесенные на переднюю и заднюю поверхности соединены с корпусом. Передняя поверхность является зеркалом. Когда к электроду приложено напряжение, одна пластина сокращается, а противоположная - расширяется. В результате происходит локальное скручивание. Поскольку локальная кривизна пропорциональна напряжению, такие ДЗ называют управляемыми по кривизне.

Датчики волнового фронта Требования к измерениям волнового фронта Датчик волнового фронта должен работать с некогерентными источниками белого света. ДВФ должен использовать фотоны очень эффективно (нельзя фильтровать свет звезды). ДВФ должен быть линеен во всём диапазоне атмосферных искажений. ДВФ должен быть быстрым.

ДВФ Шака - Гартмана. Когда приходящий волновой фронт плоский, все изображения расположены в правильной сетке, определенной геометрией матрицы линз. Как только волновой фронт искажается, изображения смещаются со своих номинальных положений. Смещения центроидов изображения в двух ортогональных направлениях пропорциональны средним наклонам волнового фронта в этих направлениях по суб-апертурам. Таким образом, ДВФ Шака-Гартмана измеряет наклоны волнового фронта. Сам волновой фронт реконструируется из массива измеренных наклонов с точностью до константы, которая не играет роли для изображения. Разрешение ДВФ Ш-Г равно размеру суб-апертуры.

Датчики кривизны (ДК). Датчики, измеряющие кривизну волнового фронта были разработаны Родье (Roddier) после 1988. Его идеей было соединить датчик кривизны и биморфное деформируемое зеркало в одном устройстве, минуя необходимость промежуточных вычислений. Компьютерное моделирование АОС Джемини (~200 актюаторов) показало, что качество Ш-Г и ДК датчиков почти идентично.

Лазерные опорные звезды. Лазерное пятно формируется на некоторой конечной высоте H над телескопом: H=10...20 км для Рэлеевских ЛОЗ или 90 км - для натриевых ЛОЗ. Турбулентный слой на высоте h будет зондироваться по-разному лазерным и звездным лучом. Существуют три различных эффекта: Турбулентность выше H не регистрируется ЛОЗ. Не регистрируются внешние части звездного волнового фронта. Лазерный и звёздный волновые фронты по-разному масштабируются.

Многосопряженная Адаптивная оптика. Много-Сопряженная Адаптивная Оптика (МСАО) - дальнейшее развитие концепции АО. Она заключается в исправлении турбулентности в трёх измерениях с помощью более чем одного деформирумого зеркала (ДЗ). Каждое ДЗ оптически сопряжено с определенным расстоянием от телескопа. Мы называем это расстояние сопряженной высотой, хотя термин дальность был бы более правилен. Преимущество МСАО - уменьшенный анизопланатизм, следовательно, увеличенное поле зрения исправленного изображения.

Заключительные замечания Ограничения: блеск, поле зрения, обработка данных Спекл-интерферометрия –-> эволюция к длиннобазовым интерферометрам (VLTI, Keck, LBT,…) Данные, полученные на одиночном телескопе (короткая база), остаются важными для астрофизической интерпретации Проблема стабильности PSF для сегментированных зеркал В комбинации с спектроскопией – новый источник знаний Будущее интерферометрии в космосе

Спасибо !