---

<< 3.3 Astronomicheskoe intermezzo: Zvezdnye | Oglavlenie | 3.5 O tochnosti izmerenii >>

Razdely

• 3.4.1 Kogerentnost' sveta
• 3.4.2 Spekl-interferometriya
• 3.4.3 Adaptivnaya optika
• 3.4.4 Statistika fotonov. Drobovoi i volnovoi shum.

---

3.4 Fizicheskie ogranicheniya na tochnost' astronomicheskih nablyudenii

3.4.1 Kogerentnost' sveta

Zvezdy - ne tochki s beskonechno malymi uglovymi razmerami, a imeyut konechnyi (hotya i ochen' malyi) uglovoi razmer. Naprimer, disk Solnca s radiusom vidimoi fotosfery  sm s rasstoyaniya 10 pk viden pod uglom . Poskol'ku nablyudeniya provodyatsya teleskopami (priemnikami) s konechnoi aperturoi (diametrom) , nuzhno uchityvat' difrakciyu Frenelya: dlya monohromatichekogo istochnika s dlinoi volny razmer difrakcionnogo kruzhka izobrazheniya .

ZAMEChANIE: Atmosfernaya turbulentnost' iskazhaet front svetovoi volny, razmyvaya tochechnoe izobrazhenie do razmerov poryadka 1", chto namnogo bol'she diametra difrakcionnogo kruzhka. Dovol'no redko na vysokogornyh observatoriyah dostigaetsya "kachestvo izobrazheniya" (naprmer, v observatorii Mauna Kea (4000 m nad u.m.) na Gavaiskih ostrovah, v Evropeiskoi Yuzhnoi Observatorii v Chili, na gornoi observatorii Maidanak v Uzbekistane). Kosmicheskie teleskopy, razumeetsya, svobodny ot vliyaniya atmosfery, i tam dostigaetsya difrakcionnyi predel uglovogo razresheniya.

Esli istochnik ne tochechnyi i imeet konechnyi uglovoi razmer , to pri istochnik dolzhen rassmatrivat'sya kak kogerentnyi, t.k. raznica v dline puti luchei s raznyh "kraev" istochnika men'she poloviny dliny volny (primer - zvezda Vega: , pust' m, A, togda , t.e. lyuboe otklonenie volnovogo fronta v predelah ugla ostavlyaet izobrazhenie kogerentnym (raznost' faz ne prevyshaet ). Takim obrazom, iz-za sluchainyh iskazhenii volnovogo fronta ot istochnika s uglovym razmerom budet nablyudat'sya interferencionnaya kartina do teh por, poka . Na etom principe osnovany zvezdnye interferometry Maikel'sona, s pomosh'yu kotoryh izmerili diametry nekotoryh blizkih zvezd-gigantov eshe v 1920-h gg. Osnovnaya problema etogo metoda - razmytie interferencionnoi kartiny atmosfernoi turbulentnost'yu.

Real'nye istochniki, kak pravilo, ne monohromaticheskie. Dlya nih vazhno ponyatie dliny (oblasti) kogerentnosti. Iz optiki izvestno, chto po mere uvelicheniya raznosti hoda kontrast interferencionnyh polos umen'shaetsya. Raznost' hoda zapisyvaetsya v vide , gde - vremya kogerentnosti. Dlya istochnika s polosoi chastot , vremya kogerentnosti est' prosto , gde - skorost' sveta. Fizicheskii smysl dliny kogerentnosti prost. Eto predel'no dopustimaya raznost' hoda dlya vidnosti interferencionnyh polos. V zavisimosti ot sootnosheniya apertura - dlina kogerentnosti v razlichnyh diapazonah razlichayut kogerentnyi i nekogerentnyi priem signala.

Rassmotrim k primeru opticheskii diapazon, A, A, togda sm i sostavlyaet neskol'ko dlin voln. Naoborot, v radiodiapazone, gde ispol'zuyutsya uzkopolosnye detektory (sm, MGc dlina kogerentnosti sm i sostavlyaet neskol'ko soten dlin voln. Tem samym v dlinnovolnovom diapazone mozhet osushestvlyat'sya kogerentnyi priem signala i dostigat'sya ochen' vysokie uglovye razresheniya (radiointerferometriya). V optike i bolee zhestkom diapazone priem prakticheski vsegda nekogerentnyi. Nesmotrya na eto mozhno delat' opticheskuyu interferometriyu, ispol'zuya ideyu metoda aperturnogo sinteza (sm. vyshe). Dlya etogo trebuetsya po krainei mere dva teleskopa na rasstoyanii drug ot druga i delayutsya korotkie ekspozicii (chtoby turbuletnost' atmosfery ne razmyla interferncionnuyu kartinu) pri razlichnyh orientaciyah osi teleskop-teleskop otnositel'no istochnika (etomu pomogaet sutochnoe vrashenie Zemli). Poluchennaya interferencionnaya kartina v principe mozhet dostigat' uglovogo razresheniya , dlya etogo trebuetsya svedenie luchei ot obeih teleskopov v edinom fokuse s raznost'yu hoda, ne prevyshayushei dlinu kogerentnosti. Eta tehnicheski slozhnaya zadacha budet realizovana na 4-h teleskopah VLT Evropeiskoi Yuzhnoi Observatorii, i ekvivalentnyi diametr interferometra VLT budet ravnyat'sya 16 m s uglovym razresheniem na dline volny 5000 A. V 2000 g. v voshel v stroi vtoroi iz chetyreh 8.2-m teleskopov VLT. K koncu 2001 goda byli polucheny pervye interferometrichveskie nablyudeniya na dvuh teleskopah VLT, rabotayushih v rezhime interferometra s bazoi 102 m. Izmereny uglovye razmery neskol'kih zvezd na urovne odnoi millisekundy dugi (rekord nazemnyh nablyudenii). K 2010 g. planiruetsya zapusk kosmicheskogo interferometra TPF (Terrestrial Planet Finder), sostoyashego iz chetyreh 3.5-m teleskopov s maksimal'noi bazoi 1 km. Uglovoi razreshenie dostignet na dline volny 3 mkm i glavnaya nauchnaya zadacha etogo interferometra budet poisk planet zemnogo tipa vokrug blizhaishih zvezd.

3.4.2 Spekl-interferometriya

Kak my upominali vyshe, atmosfernaya turbulentnost' iskazhaet volnovoi front i "razmyvaet" izobrazhenie zvezdy. Na Ris. 3.4 shematicheski pokazano prohozhdenie volnovogo fronta cherez turbulentnuyu atmosferu. Dlya kolichestvennoi harakteristiki masshtaba turbulentnosti v atmosfere vvoditsya parametr (tak nazyvaemyi parametr Frida). Po fizicheskii smyslu on ekvivalenten diametru teleskopa, imeyushego difrakcionnyi predel polushiriny izobrazheniya , kotoroe sootvetstvuet izobrazheniyu, sozdavaemomu atmosferoi pri nablyudenii tochechnogo istochnika ideal'nym teleskopom s beskonechnym razmerom zerkala. Parametr Frida zavisit ot dliny volny istochnika i v opticheskom diapazone var'iruetsya v predelah 5-20 sm. Chem bol'she parametr Frida, tem bolee prigodno mesto dlya astronomicheskih nablyudenii.

Teleskop malyh razmerov stroit difrakcionnoe izobrazhenie svoei apertury i prakticheski ne chuvstvuet atmosfernoe razmytie izobrazheniya (levaya chast' risunka). Teleskop bol'shogo diametra (pravaya chast' risunka) odnovremenno stroit bol'shoe chislo otdel'nyh difrakcionnyh izobrazhenii istochnika, kotorye "razmyvayutsya" turbulentnost'yu v oblasti s uglovymi razmerami . Takim obrazom pri dostatochno dlinnyh ekspoziciyah uglovoe razreshenie bol'shogo teleskopa polnost'yu opredelyaetsya razmerom sozdavaemogo atmosferoi izobrazheniya.

Razumeetsya, vynos teleskopa za atmosferu (naprimer, kosmicheskii teleskop im. Habbla) snimaet problemu vliyaniya atmosfery, no eto ves'ma dorogostoyashii sposob uluchsheniya kachestva izobrazheniya. V 1970-h gg. francuzskii astronom A.Labeyrie dlya uvelicheniya uglovogo razresheniya bol'shih nazemnyh teleskopov predlozhil metod spekl-interferometrii^3.4, poluchivshii shirokoe rasprostranenie. Metod sostoit v statisticheskoi obrabotke ochen' korotkih ekspozicii ( sek, - dispersiya turbulentnyh skorostei), za vremya kotoryh difrakcionnoe izobrazhenie ne "razmazyvaetsya" atmosferoi (sr. mercanie zvezd!) (Ris. 3.5). Na odnoi speklogramme (verhnyaya panel' risunka) otchetlivo vidny otdel'nye izobrazheniya dvoinoi zvezdy ("spekly"). Ih chislo . Esli slozhit' posledovatel'nye speklogrammy (v sredeni chasti risunka slozheny 128 speklogramm), uvelichivaya tem samym vremya ekspozicii, to iz-za sluchainosti faz otdel'nyh difrakcionnyh izobrazhenii destruktivnaya interferenciya zamoet kartinu (srednyaya chast' risunka). Odnako prostaya matematicheskaya obrabotka odnoi speklogrammy pozvolyaet vosstanovit' ishodnuyu kartinu (nizhnyaya chast' risunka). Naprimer, v nizhnei chasti risunka privedena avtokorrelyacionnaya funkciya verhnei speklogrammy. Otchetlivo vidna glavnaya zvezda (bol'shoi pik) s difrakcionnym razresheniem i zvezda-sputnik men'shei intensivnosti (malen'kii pik sprava i sleva ot bol'shogo; piki po krayam kartinki yavlyayutsya artefaktami procedury obrabotki).

Dlya uspeshnoi spekl-interferometrii sushestvenny dva usloviya: 1) korotkie ekspozicii ( harakternogo vremeni turbulentnyh drozhanii) i 2) dostatochno uzkaya polosa priemnika, chtoby byt' v zone kogerentnosti. Interferencionnaya kartina ot istochnika konechnyh uglovyh razmerov budet vidna, esli uglovoi razmer ego izobrazheniya men'she otnosheniya dliny kogerentnosti k diametru teleskopa.

Primer: zvezda s uglovym diametrom , dlina volny A, teleskop m, pri etom mozhno delat' spekl-interferometriyu (i naprimer izmerit' uglovoi diametr etoi zvezdy ili uglovoe rasstoyanie mezhdu dvumya tesnymi zvezdami ) uzhe pri polose priemnika A.

3.4.3 Adaptivnaya optika

Drugoi sposob bor'by s atmosfernoi turbulentnost'yu sostoit v ispol'zovanii adaptivnoi optiki. Pod adaptivnoi optikoi ponimayut opticheskie ustroistva, kotorye mehanicheski izmenyayut svoi parametry takim obrazom, chtoby skompensirovat' iskazheniya volnovogo fronta, vyzvannye atmosfernoi turbulentnost'yu i inymi prichinami. V astronomicheskih priborah ispol'zuyut special'nye deformiruemye zerkala s diametrom poryadka 20 sm, forma poverhnosti kotoryh izmenyaetsya v processe ekspozicii. Chislo sensorov obratnoi svyazi, deformiruyushih zerkalo (t.n. aktivatorov), grubo govorya opredelyaetsya iz trebovaniya

( - diametr glavnogo zerkala teleskopa). Zavisimost' ot dliny volny pokazyvaet, chto adaptivnaya optika dolzhna luchshe rabotat' v krasnoi oblasti spektra. V real'nyh ustroistvah chislo aktivatorov ne prevyshaet 100. Svet ot glavnogo zerkala napravlyaetsya na deformiruemoe zerkalo, kotoroe "korrektiruet" volnovoi front i napravlyaet ispravlennyi puchok v osnovnoi fokus. Korrektirovka osushestvlyaetsya v real'nom vremeni putem podachi special'nogo korrektiruyushego signala na aktivatory deformiruemogo zerkala. Signal vyrabatyvaetsya ustroistvom, izmeryayushim naklon i kriviznu volnovogo fronta otrazhennogo ot glavnogo zerkala sveta.

Dlya kontrolya za formoi volnovogo fronta ispol'zuyut ili yarkuyu repernuyu zvezdu ili (esli ryadom s nablyudaemym ob'ektom yarkih zvezd net) "iskusstvennuyu zvezdu", t.e. kratkovremennuyu podsvetku uchastka neba moshnym lazernym impul'som, nastroennym na chastotu rezonansnogo perehoda atoma natriya. Svechenie obrazuetsya na vysotah poryadka 90 km.

3.4.4 Statistika fotonov. Drobovoi i volnovoi shum.

Rassmotrim stacionarnyi istochnik sveta, prinimaemyi detektorom potok ot kotorogo v srednem sostavlyaet fot/sek (ploshad' detektora uchtena). V opticheskom i bolee korotkovolnovom diapazonah veroyatnost' registracii kvantov za vremya podchinyaetsya s bol'shoi tochnost'yu statistike Puassona (sm. isklyucheniya nizhe)

Vazhnoe svoistvo statistiki Puassona: srednekvadratichnye flyuktuacii potoka za vremya nablyudeniya ravny

Sleduet zametit', chto na samom dele statistika Puassona horosho soblyudaetsya tol'ko v sluchae malogo chisla fotonov. V bolee obshem sluchae prihod fotonov opisyvaetsya statistikoi Poia, dlya kotoroi

gde koefficient izmenyaetsya ot dlya IK i bolee korotkovolonovyh fotonov i blizok k 1 v radiodiapazone. Pervoe slagaemoe sootvetstvuet drobovomu shumu . Vtoroe slagaemoe opisyvaet t.n. volnovoi shum , kotoryi stanovitsya vazhen, kogda polosa chastot priemnika ogranichena, a izluchenie chastichno kogerentno (naprimer, pri nablyudeniyah v radiodiapazone). Fizicheskaya priroda volnovogo shuma svyazana s tem, chto fotony - boze-chasticy s celym spinom 1 i odinakovye fotony (s toi zhe energiei i polyarizaciei) stremyatsya "sgruppirovat'sya" drug s drugom. Klassicheskoe rassmotrenie svyazyvaet poyavlenie volnovogo shuma s bieniyami mezhdu kolebaniyami blizkih chastot iz polosy . Naprimer, veroyatnost' obnaruzhit' posledovatel'no dva kvanta odnoi i toi zhe polyarizacii kak funkciya vremeni okazyvaetsya pochti v 2 raza vyshe, chem po statistike Puassona uzhe pri .

---

<< 3.3 Astronomicheskoe intermezzo: Zvezdnye | Oglavlenie | 3.5 O tochnosti izmerenii >>

Publikacii s klyuchevymi slovami: zvezdy - Mezhzvezdnaya sreda - Kosmologiya - teoreticheskaya astrofizika - astrofizika Publikacii so slovami: zvezdy - Mezhzvezdnaya sreda - Kosmologiya - teoreticheskaya astrofizika - astrofizika
Sm. takzhe: Chernaya dyra razrushaet zvezdu: animaciya Zvezdy, pyl' i tumannost' v NGC 6559 25 samyh yarkih zvezd na nochnom nebe Animaciya: chernaya dyra razrushaet zvezdu Razlozhenie dalekogo sveta Sravnenie razmerov zvezd Samaya dalekaya iz vseh izvestnyh zvezd? Vse publikacii na tu zhe temu >>