Спекл-интерферометрияСпекл-интерферометрия, активная , активная и адаптивная оптикаи адаптивная оптика

Специальная астрофизическая обсерватория Специальная астрофизическая обсерватория РАНРАН

Изображение звезды в Изображение звезды в присутствии атмосферы и без присутствии атмосферы и без

неенее

Формирование спекл изображения

Спекл изображения одиночной звезды

Спекл интерферограммы одиночной и двойной звезд

6 m telescope, t=10 ms, Δλ/λ=30/550, ρ=1.62”6 m telescope, t=10 ms, Δλ/λ=30/550, ρ=1.62”

Серия спекл изображений двойной звезды

Опыт Юнга Опыт Юнга

Принцип Формирования спекл Принцип Формирования спекл изображенияизображения

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 Светофильтр3 Длинный фокус

Преобразование Фурье.

Преобразование Фурье.

Метод Лабейри (применительно к Метод Лабейри (применительно к двойным звездам)двойным звездам)

Составляющие спекл камерыСоставляющие спекл камеры

Астрономическое приложение методаАстрономическое приложение метода спекл-интерферометрии спекл-интерферометрии

Интерферометрия двойных и кратных звездИнтерферометрия двойных и кратных звезд Измерение диаметров звездИзмерение диаметров звезд Газопылевые оболочки около звезд на поздних стадиях Газопылевые оболочки около звезд на поздних стадиях

эволюцииэволюции Структура вещества около звезд на ранней стадии Структура вещества около звезд на ранней стадии

эволюцииэволюции Околоядерные области активных галактикОколоядерные области активных галактик

Восстановление изображения двойной звезды

Двойная звездаДвойная звезда Hip 10928Hip 10928

Спекл изображение Спектр мощности, расстоние между

компонентами 0.1”

Тесная двойная звезда Chara 112Тесная двойная звезда Chara 112

Спекл изображение Спектр мощности, расстояние между

компонентами 0.04”

Восстановленное изображение

Восстановление изображения тройной звезды

Накопление спектра мощности

Интерферограммы

Kui 99

Восстановление изображения R136Восстановление изображения R136

Восстановленные изображения кратных систем

Визуальные орбиты двойных систем 41Dra и Hip689

Зависимость масса-светимость

Молодые массивные звезды в Трапеции Ориона

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)

Система молодых коричневых карликов GL 569 B

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)

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

Изменения структуры пылевой оболочки углеродной звезды IRC +10216

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 2290Кислородная 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 CygБыстро 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 VLTIEta Carinae на VLTI

Eta Carinae (2.2 м телескоп ESO)Eta Carinae (2.2 м телескоп ESO)

Спекл восстановление Eta CarinaeСпекл 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 К-полосе

7 x 7 arcsec

Тройная система

(Preibisch et al. 2001)

Сейферт 2 галактика NGC 1068Сейферт 2 галактика NGC 1068

К и Н полосы

Принцип адаптивной оптической Принцип адаптивной оптической системы.системы.

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

Типичные параметры АО системТипичные параметры АО систем

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

Деформируемые зеркала: Деформируемые зеркала: сегментированные.сегментированные.

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

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

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

Датчики волнового фронта Датчики волнового фронта Требования к измерениям волнового фронта Требования к измерениям волнового фронта

Датчик волнового фронта должен Датчик волнового фронта должен работать с некогерентными работать с некогерентными источниками белого света.источниками белого света.

ДВФ должен использовать ДВФ должен использовать фотоны очень эффективно фотоны очень эффективно (нельзя фильтровать свет (нельзя фильтровать свет звезды).звезды).

ДВФ должен быть линеен во ДВФ должен быть линеен во всём диапазоне атмосферных всём диапазоне атмосферных искажений.искажений.

ДВФ должен быть быстрым.ДВФ должен быть быстрым.

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

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

Лазерные опорные звездыЛазерные опорные звезды..

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

Многосопряженная Адаптивная оптикаМногосопряженная Адаптивная оптика..

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

Заключительные замечанияЗаключительные замечания

Ограничения: блеск, поле зрения, обработка данныхОграничения: блеск, поле зрения, обработка данных Спекл-интерферометрия –-> эволюция к длиннобазовым Спекл-интерферометрия –-> эволюция к длиннобазовым

интерферометрам (VLTI, Keck, LBT,…)интерферометрам (VLTI, Keck, LBT,…) Данные, полученные на одиночном телескопе (короткая Данные, полученные на одиночном телескопе (короткая

база), остаются важными для астрофизической база), остаются важными для астрофизической интерпретацииинтерпретации

Проблема стабильности PSF для сегментированных зеркал Проблема стабильности PSF для сегментированных зеркал В комбинации с спектроскопией – новый источник знанийВ комбинации с спектроскопией – новый источник знаний Будущее интерферометрии в космосе Будущее интерферометрии в космосе

Спасибо !