спекл-интерферометрии

Спекл-интерферометрия, активная
и адаптивная оптика
Специальная астрофизическая обсерватория
РАН
Изображение звезды в
присутствии атмосферы и без
нее
Формирование спекл изображения
Спекл изображения одиночной звезды
Спекл интерферограммы одиночной и
двойной звезд
Серия спекл изображений двойной звезды
6 m telescope, t=10 ms, Δλ/λ=30/550, ρ=1.62”
Опыт Юнга
Принцип Формирования спекл
изображения
Fringe spacing
/d
Speckle lifetime
  r0 /  .
Модель спекл изображения двойной звезды с расстоянием
между компонентами 1.5”
Модель спекл изображения двойной звезды с расстоянием
между компонентами 1”
Модель спекл изображения двойной звезды с расстоянием
между компонентами 0.05”
Условия для спекл-интерферометрии
1 Короткие экспозиции (~ 1 мс)
2 Светофильтр
3 Длинный фокус
Преобразование Фурье.
Преобразование Фурье.
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
Восстановление изображения двойной звезды
Двойная звезда Hip 10928
Спекл изображение
Спектр мощности,
расстоние между
компонентами 0.1”
Тесная двойная звезда Chara 112
Спекл изображение
Спектр мощности,
расстояние между
компонентами 0.04”
Восстановление изображения
тройной звезды
Kui 99
Интерферограммы
Восстановленное
изображение
Накопление спектра
мощности
Восстановление изображения R136
Восстановленные изображения кратных систем
Визуальные орбиты двойных систем 41Dra и Hip689
Зависимость масса-светимость
Молодые массивные звезды в
Трапеции Ориона
Система молодых коричневых карликов GL 569 B
6 м телескоп
Март 2001, J-полоса
Расст. 89.9 mas
(около 1 AU)
Орб. период 3.5 year
Сумма масс 0.115
М_sun
(Kenworthy et al. 2001)
Переменные типа Миры
Восстановленное изображение R Cas в
полосе TiO
714 nm
(сильное
поглощение)
42.3 x 55.6 mas
неоднородный
диск
(Weigelt et al. 1996)
Изменения структуры пылевой оболочки углеродной звезды
IRC +10216
Углеродная звезда – источник
космической пыли
Ассиметричная потеря массы,
вплоть до 0.0001 M_sun/yr
Период пульсаций 649 d
Тангенциальная скорость 15 km/s
2d-модель переноса излучения
-источник излучения
-эффективная температура
-свойства пыли
-геометрия
Протопланетная туманность Red Rectangle
Тесная двойная система в центре
3000Lo
Двухполюсные джеты , 70 deg. opn.
Наклон тора 7 deg.
Внутренний радиус тора 30 AU
Внешние области вплоть до 2000
AU
Распределение плотности по
закону r^-2
Масса тора 0.25 M_sun
Наибольший размер частиц (2 mm)
Серое поглощение A=28 mag
The Red
Rectangle
6 м БТА + 10 м Keck
телескопы
Изображения K-L
цвета
(Men’shchikov et al. 2001)
Кислородная AGB звезда AFGL 2290
42 x 50 AU диаметр
на расстоянии 0.98
кпк
Температура пыли
800 K на внутренней
границе
(Gauger et al. 1999)
Быстро эволюционирующий OH/IR сверхгигант NML Cyg
200 ms поле, K- полоса
Внутренняя граница
пылевой оболочки
около 105 mas
Кольцеподобное
распределение
интенсивности
Скорость потери массы
1.2x10^-4 M_sun/yr
Процесс потери массы
NML Cyg начался 59
лет назад
Eta Carinae на VLTI
Eta Carinae (2.2 м телескоп ESO)
Спекл восстановление Eta Carinae
2.2 м ESO
Массивный протозвездный объект S140 IRS1
Внутренняя область:
светимость 2x10^4 Lo
Масса около 20 M_sun,
Av = 30-50 mag
Двухполюсные джеты
(в К-полосе виден
только южный джет)
Динамическая
область8 magn. для
поля 13 x 21 arcsec
(Weigelt et al. 2001)
S140 IRS1 – сравнение обычного изображения и
изображения полученного методом биспектрального анализа
Молодой звездный объект S140 IRS3
Изображение в Кполосе
7 x 7 arcsec
Тройная система
(Preibisch et al. 2001)
Сейферт 2 галактика NGC 1068
К и Н полосы
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.
Типичные параметры
сегментированных ДЗ:
•Число актюаторов 100 - 1500
•Расстояние между актюаторами 2-10 мм
•Геометрия электродов Прямоугольная или
гексагональная
•Напряжение Несколько сот вольт
•Перемещение Несколько микрон
•Резонансная частота Несколько кГц
•Цена Высокая
Деформируемые зеркала: биморфные.
Типичные параметры
биморфных ДЗ:
•Число актюаторов 13 - 85
•Размер зеркала 30-200 мм
•Геометрия электродов Радиальная
•Напряжение Несколько сот вольт
•Резонансная частота Более 500 Hz
•Цена Умеренная
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
Главные компоненты ДВФ:

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.

Оптический прибор, который
преобразует аберрации в изменения
интенсивности света. Оптическая
часть определяет отклик и
линейность ДВФ.

Приемник преобразует
интенсивность света в
электрический сигнал.

Реконструктор необходим для того,
чтобы преобразовать сигналы в
фазовые искажения. Вычисления
должны быть достаточно быстрыми,
- это практически означает, что
только линейные реконструкторы
могут быть использованы.
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 !