<< 3.3 Zvezdnye velichiny | Oglavlenie | 3.5 Tochnost' izmerenii potokov >>
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. razdel 3.2.3). 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. K vesne 2000 g. v stroi voidet vtoroi iz chetyreh
8.2-m teleskopov VLT. 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.
3.4.1.1 Spekl-interferometriya
V 1970-h gg. dlya uvelicheniya uglovogo razresheniya stal primenyat'sya metod spekl-interferometrii3.3, sostoyashii v statisticheskoi obrabotke ochen' korotkih ekspozicii (0.01 sek), za vremya kotoryh difrakcionnoe izobrazhenie ne "razmazyvaetsya" atmosferoi (sr. mercanie zvezd!).
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 budet vidna, esli uglovoi razmer 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.
3.4.2 Statistika fotonov
Ogranicheniya, cvyazannye s kvantovymi svoistvami sveta, osobenno vazhny v opticheskom i bolee korotkovolnovyh diapazonah.
3.4.2.1 Drobovoi shum
Esli imeetsya istochnik fotonov, dayushii v srednem
fot/sek, to veroyatnost' registracii 
kvantov za vremya
podchinyaetsya s bol'shoi tochnost'yu statistike Puassona
(sm. isklyucheniya nizhe)
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 Zvezdnye velichiny | Oglavlenie | 3.5 Tochnost' izmerenii potokov >>
|
Publikacii s klyuchevymi slovami:
zvezdy - Mezhzvezdnaya sreda - Kosmologiya - teoreticheskaya astrofizika - astrofizika
Publikacii so slovami: zvezdy - Mezhzvezdnaya sreda - Kosmologiya - teoreticheskaya astrofizika - astrofizika | |
Sm. takzhe:
Vse publikacii na tu zhe temu >> | |
