Rambler's Top100Astronet    
  po tekstam   po klyuchevym slovam   v glossarii   po saitam   perevod   po katalogu 		 

Na pervuyu stranicu

VVERH: Vvedenie

DALEE: Mul'ti-sopryazhennaya adaptivnaya optika

4. Lazernye opornye zvezdy

4.1. Pokrytie neba adaptivnoi optikoi s estestvennymi opornymi zvezdami

Bol'shinstvo deistvuyushih astronomicheskih sistem adaptivnoi optiki ispol'zuet estestvennye opornye zvezdy (NGS) dlya izmerenii volnovyh frontov. Eto nakladyvaet zhestkie ogranicheniya na vybor ob'ektov. Esli zhe nekotoryi nabor ob'ektov nablyudenii ravnomerno raspredelen po nebu, to veroyatnost' naiti podhodyashie opornye zvezdy (nazyvaemaya pokrytiem neba) mozhet byt' nizkoi.

Uglovoe rasstoyanie mezhdu ob'ektom i opornoi zvezdoi ne dolzhno prevyshat' izoplanaticheskii ugol $\theta_0$ Dlya dannogo rasstoyaniya $\theta$ mezhdu NGS i ob'ektom, ostatochnuyu oshibku volnovogo fronta iz-za anizoplanatizma mozhno ocenit' kak


\begin{displaymath} \langle \epsilon_{\rm iso}^2 \rangle = \left( \frac{\theta}{\theta_0} \right) ^2 \propto {\lambda}^{-2} \end{displaymath} (1)

S drugoi storony, oshibka iz-za fotonnogo shuma obratno proporcional'na potoku fotonov, kotoryi svyazan s zvezdnoi velichinoi m:

\begin{displaymath} \langle \epsilon_{\rm phot}^2 \rangle \propto \lambda^{-3.6} 10^{-0.4m} \end{displaymath} (2)

Fig. 3.10 From Roddier (1999) V etih formulah $\lambda$ - eto dlina volny, na kotoroi poluchaetsya izobrazhenie. Yasno, chto pokrytie neba sil'no zavisit ot $\lambda$: na dlinnyh volnah izoplanaticheskii ugol bol'she, a potok, neobhodimyi dlya izmereniya volnovogo fronta - nizhe. Na risunke 3.10 i v tablice iz knigi Roddiera (1999) dlya razlichnyh fotometricheskih diapazonov privedeny tipichnye velichiny opornyh zvezd i ih rasstoyaniya ot ob'ektov, ogranichennye anizoplanatizmom (vnimanie: dlya raschetov ispol'zovano optimisticheskoe znachenie vysoty turbulentnosti 1 km!). Pomechennye krivye pokazyvayut veroyatnost' naiti podhodyashuyu opornuyu zvezdu na srednih galakticheskih shirotah (shtrihovaya liniya - okolo polyusa Galaktiki). I trebuemyi potok fotonov, i izoplanaticheskii ugol zavisyat ot profilya turbulentnosti. Eto oznachaet, chto trudnye ob'ekty mozhno nablyudat' s adaptivnoi optikoi tol'ko pri horoshem kachestve izobrazhenii. Vmesto osvobozhdeniya astronomov ot zavisimosti ot kachestva izobrazhenii, adaptivnaya optika delaet etu zavisimost' eshe bolee sil'noi!

Vopros: Pokrytie neba sistemoi adaptivnoi optiki na nekotoroi dline volny sostavilo 10%. Kak ono uluchshitsya, esli chuvstvitel'nost' WFS uvelichit' v 2.5 raza? Ili esli ispol'zovat' dlinu volny v dva raza bol'she?

Vopros: Kakim bylo by pokrytie neba adaptivnoi optikoi s estestvennymi opornymi zvezdami, esli by vsya turbulentnost' byla skoncentrirovana v tonkom okolozemnom sloe?

LGS principle Veroyatnost' naiti opornuyu zvezdu ocenivaetsya pri ob'edinenii parametrov adaptivnoi optiki s model'yu raspredeleniya plotnosti zvezd po nebu. Ona umen'shaetsya s udaleniem ot Mlechnogo Puti, to est' s rostom galakticheskoi shiroty (Bahcall and Soneira, ApJ V. 246, P. 122, 1981). Soglasno etoi modeli, okolo galakticheskogo polyusa na kvadratnyi gradus prihoditsya okolo 400 zvezd s R-velichinami ot 14.5 do 15.5, ili okolo 600 zvezd yarche R=15.0 velichiny. Esli brat' zvezdy na 1 velichinu slabee (yarche), to chislo zvezd v dannom intervale velichin uvelichitsya (umen'shitsya) vdvoe. Plotnost' zvezd na nizkih galakticheskih shirotah po krainei mere v dva raza bol'she, chem okolo polyusa. Podrobnee eto mozhno uvidet' na etom risunke (sploshnye linii, linii s dlinnymi i korotkimi shtrihami otnosyatsya k galakticheskoi ploskosti, srednim shirotam i polyusu Galaktiki).

V polose K (dlina volny 2.2 mikrona) pri horoshem kachestve izobrazhenii pokrytie neba mozhet prevyshat' 0.5 v ploskosti Galaktiki. No v opticheskom diapazone pokrytie neba adaptivnoi optikoi s NGS ochen' malo.

Ideya ispol'zovat' dlya adaptivnoi optiki iskusstvennye lazernye opornye zvezdy (LGS), nazyvaemye takzhe lazernymi mayakami, poyavilas' v konce 70-h godov, odnako pervaya otkrytaya publikaciya vyshla v 1985 godu. Dva sushestvuyushih tipa LGS ispol'zuyut releevskoe rasseyanie na molekulyah vozduha ili fluorescenciyu atomov natriya v mezosfere. Sootvetstvenno, oni nazyvayutsya releevskimi i natrievymi lazernymi opornymi zvezdami.

Kak my uvidim, LGS ne reshayut polnost'yu problemu pokrytiya neba. Dlya slabyh astronomicheskih ob'ektov trebuyutsya dlinnye ekspozicii, poetomu aberracii naklona neobhodimo ispravlyat' s pomosh'yu estestvennyh opornyh zvezd. Dopolnitel'noe uhudshenie raboty adaptivnoi optiki svyazano s tem, chto LGS nahoditsya na konechnoi vysote, v to vremya kak ob'ekty issledovaniya - na beskonechnosti (tak nazyvaemyi effekt konusa).

4.2. Effekt konusa

Cone effect

Lazernoe pyatno formiruetsya na nekotoroi konechnoi vysote H nad teleskopom: H=10-20 km dlya releevskih LGS ili 90 km dlya natrievyh. Turbulentnyi sloi na vysote h okazhet raznoe vliyanie na luchi ot lazernoi i estestvennoi zvezd. Mozhno vydelit' tri razlichnyh effekta:

Okazyvaetsya, chto poslednii faktor yavlyaetsya samym vazhnym. Kogda volnovoi front lazernoi zvezdy ispravlyaetsya adaptivnoi optikoi, volnovoi front estestvennoi zvezdy budet imet' ostatochnuyu oshibku iz-za effekta konusa:


\begin{displaymath} \langle \epsilon_{\rm cone}^2 \rangle = \left( \frac{D}{d_0} \right) ^{5/3}. \end{displaymath} (3)

Zdes' D - diametr teleskopa, $d_0$ - novyi parmetr, harakterizuyushii effekt konusa. V pervom priblizhenii, on ne nezavisim, a svyazan s izoplanaticheskim uglom $\theta_0$:


\begin{displaymath} d_0 \approx 2.91 \theta_0 H. \end{displaymath} (4)

Prinyav $\theta_0$=2.5 sekund (na dline volny 0.5 mikron), my poluchim $d_0$=3.2 m dlya natrievoi LGS i 0.7 m dlya nahodyasheisya na vysote 20 km releevskoi LGS (bolee strogie formuly privodyat k $d_0$ v 4 m and 1 m, sootvetstvenno, dlya teh zhe uslovii).

Vopros: Pereschitaite privedennuyu vyshe $d_0$ dlya dliny volny 2.2 mikrona. Kakoi maksimal'nyi razmer teleskopa na etoi dline volny dlya ispol'zovaniya s releevskoi LGS?

Yasno, chto effekt konusa - eto ser'eznoe ogranichenie, prepyatstvuyushee ispol'zovaniyu LGS na bol'shih teleskopah i na korotkih volnah - imenno tam, gde oni bol'she vsego nuzhny! Bylo predlozheno (no ne osushestvleno) neskol'ko slozhnyh sposobov umen'shit' effekt konusa, ispol'zuya neskol'ko lazernyh luchei i razdelyaya na chasti aperturu teleskopa, effektivno umen'shaya D. My namerenno ne obsuzhdaem ih, tak kak luchshee reshenie - ispol'zovanie neskol'kih lazernyh luchei dlya vosstanovleniya trehmernoi kartiny turbulentnyh vozmushenii (eto nazyvaetsya tomografiei, smotri sleduyushii razdel). Esli eta cel' dostignuta, verhnie sloi mogut byt' peremasshtabirovany, i effekt konusa budet ustranen ili po krainei mere umen'shen.

Natrievye LGS obladayut yavnym preimushestvom v otnoshenii effekta konusa, imenno ih vybirayut dlya bol'shinstva astronomicheskih sistem adaptivnoi optiki.

4.3. Problema naklona i ee resheniya

LGS does not sense tip-tilt Sistemy adaptivnoi optiki s LGS dlya voennyh celei ispol'zuyutsya dlya polucheniya korotkih ekspozicii, poetomu obshee smeshenie izobrazheniya (naklon) ne imeet znacheniya. Lazernyi luch dva raza prelomlyaetsya atmosferoi, po puti vverh i vniz, v to vremya kak svet zvezdy ispytyvaet tol'ko odno prelomlenie. Eto oznachaet, chto naklony ne mogut byt' izmereny s LGS. Esli LGS proektiruetsya iz osnovnogo teleskopa, to naklony, voznikayushie pri prohozhdenii sveta vverh i vniz, polnost'yu kompensiruyutsya, i izobrazhenie LGS nepodvizhno v fokal'noi ploskosti teleskopa.

Standartnoe reshenie dlya polucheniya izobrazhenii s dlinnoi ekspoziciei s LGS sostoit v ispol'zovanii dopolnitel'noi estestvennoi opornoi zvezdy dlya kompensacii naklonov. Mozhno rassmatrivat' eto kak S-H WFS s odnoi subaperturoi, ravnoi aperture teleskopa. Chislo fotonov uvelichitsya (bol'shaya poverhnost', bol'shaya postoyannaya vremeni), poetomu mozhno ispol'zovat' bolee slabye zvezdy, uvelichiv pokrytie neba. Izoplanaticheskii ugol dlya naklona bol'she, chem $\theta_0$, chto takzhe sposobstvuet uvelicheniyu pokrytiya neba. Dalee etim soobrazheniyam budet dana kolichestvennaya ocenka.

Differential tilt Vychislit' otnositel'noe uglovoe cmeshenie $\Delta \alpha$ mezhdu NGS i ob'ektom v funkcii uglovogo rasstoyaniya $\theta$ mezhdu nimi neprosto. Rezul'tat zavisit ot profilya turbulentnosti. Predpolagaya, chto ob'ekt i NGS razdeleny vdol' osi x, v pervom priblizhenii poluchim sleduyushie formuly:


\begin{displaymath} \langle \Delta \alpha_x^2 \rangle \approx 0.0472 \left( \fr... ...\theta}{\theta_0}\right)^2 \left( \frac{D}{r_0}\right)^{-1/3}. \end{displaymath} (5)

Dlya naklona v napravlenii y formula analogichna, no koefficient men'she - 0.0157. Eto oznachaet, chto anizoplanatizm naklona v osnovnom budet rabotat' v napravlenii NGS, udlinyaya PSF. V etih formulah difrakcionnyi razmer izobrazheniya $\lambda/D$ obosoblen, chtoby pokazat', chto hotya differencial'nyi naklon deistvitel'no umen'shaetsya dlya bol'shih teleskopov, difrakcionnyi predel tozhe umen'shaetsya. Chtoby dobit'sya dannogo chisla Shtrelya, differencial'nyi naklon dolzhen byt' ogranichen zadannoi (maloi) dolei diska Eiri, i v etom sluchae zavisimost' ot diametra teleskopa budet imet' pokazatel' stepeni vsego -1/6.

Vspomnim teper', chto koefficienty Zernike dlya naklonov svyazany s dvizheniem izobrazheniya kak $a_2 = \Delta \alpha_x \frac{\pi D}{2 \lambda}, \;\;\; a_3 = \Delta \alpha_y \frac{\pi D}{2 \lambda},$ i chto summa kvadratov dvuh koefficientov Zernike daet ostatochnuyu dispersiyu fazy, vyzvannuyu anizoplanatizmom naklonov:


\begin{displaymath} \langle \epsilon_{\rm TA}^2 \rangle \approx 0.1 \left( \frac{\theta}{\theta_0}\right)^2 \left( \frac{D}{r_0}\right)^{-1/3}. \end{displaymath} (6)

Vzyav, naprimer, 8-m teleskop i $r_0$=0.15 m, chislo Shtrelya budet umen'sheno anizoplanatizmom naklona na faktor 0.37 (oshibka v 1 kvadratnyi radian) dlya rasstoyaniya v $\theta = 6 \theta_0$, ili vsego 15 sekund (na 0.5 mikrona). Vyigrysh v maksimal'nom rasstoyanii mezhdu ob'ektom i NGS, dostigaemyi s pomosh'yu lazera, v etom sluchae - vsego v 6 raz.

Vopros: V privedennom vyshe primere, vychislite maksimal'noe rasstoyanie mezhdu ob'ektom i NGS, kotoroe sootvetstvuet umen'sheniyu chisla Shtrelya v 0.9 raz iz-za anizoplanatizma naklona na dlinah voln 0.5 i 2.2 mikrona.

Oshibka fazy, vyzvannaya fotonnym shumom pri izmereniyah naklona, vychislyaetsya takim zhe obrazom, kak i v S-H WFS (sm. razdel 3.2). Ona proporcional'na $D^2/n$, gde n - chislo fotonov, kotoroe, v svoyu ochered', proporcional'no $D^2$. Okonchatel'nyi rezul'tat sostoit v tom, chto hotya bol'shie teleskopy sobirayut bol'she fotonov, predel'naya zvezdnaya velichina ne vozrastaet (v deistvitel'nosti ona vozrastaet, no tol'ko nemnogo, iz-za togo chto postoyannaya vremeni naklona zavisit ot D). Sistemy adaptivnoi optiki s LGS na bol'shih teleskopah ne imeyut bol'shih preimushestv v pokrytii neba po sravneniyu s men'shimi teleskopami.

Vopros: Ocenite vyigrysh v predel'noi velichine NGS dlya ispravleniya naklona dlya 10-m i 100-m teleskopov (dlya odnogo chisla Shtrelya).

Oshibki, svyazannye s izmereniem naklona, ne svodyatsya k dvum sostavlyayushim, rassmotrennym vyshe. Oni vklyuchayut takzhe vklad ot konechnosti vremennoi shiriny polosy, struktury izobrazheniya opornoi zvezdy i korrelyacii naklona s modami Zernike bolee vysokih poryadkov.

Sky coverage with LGS

Konechno, nesmotrya na vse problemy, pokrytie neba s LGS znachitel'no bol'she, po sravneniyu s NGS. Odnako ono zavisit ot profilya turbulentnosti. Nekotorye ocenki i sravneniya mozhno naiti, naprimer, v SPIE, V. 3353, P. 364, 1998. Dlya primera, chislo Shtrelya 0.4 v polose K mozhet byt' dostignuto okolo galakticheskogo polyusa s veroyatnost'yu 0.1%, ispol'zuya NGS, i s veroyatnost'yu 2%, ispol'zuya LGS. Dlya srednih galakticheskih shirot eti cifry vozrastut do 4% i 80%.

"Problemu naklona" mozhno rassmatrivat' kak glavnoe prepyatstvie dlya adaptivnoi optiki s lazernymi opornymi zvezdami. Chtoby oboiti ego, bylo predlozheno mnogo original'nyh reshenii, nekotorye perechisleny nizhe.


4.4. Lazernye opornye zvezdy: releevskie

Luch impul'snogo lazera fokusiruetsya na vysote H ot 10 do 20 km nad zemlei, obratnyi signal formiruetsya svetom, rasseyannym nazad fluktuaciyami plotnosti vozduha. Eto releevskoe rasseyanie bolee effektivno na korotkih volnah (sechenie proporcional'no $\lambda^{-4}$), chto ob'yasnyaet goluboi cvet yasnogo neba i uvelichenie poglosheniya golubogo sveta zvezd. Obratnyi potok budet proporcionalen $H^{-2}$ dlya postoyannoi plotnosti vozduha, v deistvitel'nosti on padaet s vysotoi eshe sil'nee, tak kak plotnost' vozduha umen'shaetsya.

Bol'shaya chast' sveta rasseivaetsya na malyh vysotah. Fokusirovka puchka nedostatochna, chtoby dobit'sya zhelaemoi vysoty LGS. Dlya etogo obratnyi signal prinimaetsya v techenie zadannogo promezhutka vremeni. Prodolzhitel'nost' ekspozicii obychno sootvetstvuet intervalu vysot L=1-2 km. Dlya etogo pered datchikom volnovogo fronta ustanavlivaetsya bystrodeistvuyushii elektro-opticheskii zatvor.

Vopros: Vychislite vremya ekspozicii, neobhodimoe dlya polucheniya intervala vysot 1.5 km i maksimal'nuyu skorost' povtoreniya impul'sov dlya H=20 km.

Elongation of LGS image Lazernaya opornaya zvezda, nablyudaemaya so stroboskopicheskim zatvorom - eto svetyashiisya "karandash" dlinoi L na vysote H. Kogda ona nablyudaetsya so smesheniem b otnositel'no osi, to est' nekotoroi periferiinoi subaperturoi S-H WFS, izobrazhenie budet vytyanuto na ugol $Lb/H^2$ (sm. risunok). Eto udlinenie vazhno i ogranichivaet kak interval vysoty L, tak i rasstoyanie b mezhdu proekcionnym i osnovnym teleskopami.

Vopros: Releevskaya LGS na H=20 km proeciruetsya s pomosh'yu 8-m teleskopa s intervalom vysot L=2 km. Vychislite uglovoe rastyazhenie izobrazheniya LGS, nablyudaemogo s periferii zrachka.

Releevskaya LGS v Starfire Optical Range (SOR) sozdaetsya lazerom na parah medi moshnost'yu 200 Vt, izluchayushim zelenyi svet. Bol'shaya chast' obratnogo signala prihodit na bolee korotkih volnah (v ul'trafiolete). Naprimer, 50 Vt lazer, izluchayushii na 0.35 mikronah, daet obratnyi potok okolo 11000 fotonov na kvadratnyi metr v millisekundu. Eto sootvetstvuet 10-i vidimoi zvezdnoi velichine. Izluchenie lazera monohromatichno, v to vremya kak potok ot zvezdy v dannom fotometricheskom diapazone zavisit ot shiriny polosy dlin voln. Eto oznachaet, chto sootnoshenie mezhdu obratnym potokom LGS i zvezdnoi velichinoi zavisit ot prinyatoi fotometricheskoi sistemy.

Kachestvo puchka (izmeryaemoe iskazheniyami volnovogo fronta ili rashozhdeniem puchka) moshnyh impul'snyh lazerov plohoe, gorazdo huzhe ogranichennogo difrakciei. S drugoi storony, fotonnyi shum v S-H WFS sil'no zavisit ot razmera izobrazheniya $\beta$ (uvelichenie $\beta$ v dva raza nuzhno kompensirovat' uvelicheniem potoka fotonov v 4 raza). Dlya togo, chtoby umen'shit' $\beta$ do priemlemogo urovnya, sushestvuyushie releevskie sistemy LGS proeciruyut lazernyi luch cherez aperturu osnovnogo teleskopa. Nedostatkom takogo resheniya (krome tehnicheskih problem razdeleniya moshnogo lazernogo lucha i detektora slabogo obratnogo signala) yavlyaetsya fluorescenciya chastei teleskopa, uvelichivayushaya uroven' fona v svete, idushem v nauchnyi pribor. Do sih por sistemy adaptivnoi optiki s releevskimi LGS ne primenyalis' dlya nablyudenii deistvitel'no slabyh ob'ektov.

Vopros: Predpolozhim, chto rashozhdenie lazernogo lucha v 5 raz bol'she difrakcionnogo predela, i dlina volny ravna 0.35 mikron. Kakov minimal'nyi diametr proeciruyushego teleskopa dlya dostizheniya razmera LGS v 1 sekundu?

Glavnaya problema releevskih LGS - eto effekt konusa: odinochnaya LGS bez tomografii ne prigodna dlya raboty na teleskope klassa 8-m dazhe v infrakrasnom diapazone. Polozhitel'nym kachestvom yavlyaetsya to, chto nedoispravlenie turbulentnosti vysokogo urovnya privodit k (plohomu) ispravleniyu bol'shogo polya zreniya. Esli neobhodimo ispravit' tol'ko turbulentnost' prizemnogo sloya (dlya uluchsheniya izobrazhenii po vsemu polyu zreniya teleskopa), to releevskaya LGS - eto luchshee reshenie: signal ot neskol'kih LGS (ili ot odinochnogo vrashayushegosya puchka) mozhet byt' usrednen.

Ul'trafioletovye lazery dlya releevskih LGS otnositel'no deshevy i nadezhny. Ul'trafioletovye puchki nevidimy i ne vredyat bol'shinstvu opticheskih priborov. Eti soobrazheniya pobuzhdayut nekotoryh issledovatelei prodolzhat' sovershenstvovanie releevskih LGS. R.Engel predlozhil uvelichit' obratnyi potok i ustranit' problemu udlineniya bystroi perefokusirovkoi, otslezhivayushei rasprostranyayushiisya vverh impul's (eksperiment skoro budet osushestvlen).

4.5. Lazernye opornye zvezdy: natrievye

Sodium profile variations Natrievaya obolochka s tolshinoi okolo 10 km okruzhaet Zemlyu na vysote okolo 90 km. Veroyatno, ona obrazuetsya pri razrushenii mikrometeoritov. Parametry obolochki (polnoe chislo atomov, srednyaya vysota, profil') ispytyvayut sezonnye izmeneniya, no proishodyat takzhe izmeneniya s harakternymi vremenami v dni, chasy i dazhe minuty. Inogda sluchaino voznikayut moshnye sloi, razrushayushiesya za neskol'ko chasov. Izmeneniya profilya natrievogo sloya za 5 chasov pokazany na risunke. V srednem, na kvadratnyi metr prihoditsya $10^{13}$ atomov natriya.

Vopros: Vychslite lineinyi razmer natrievoi LGS s uglovym razmerom 1 sekunda.

Vopros: Kakim budet uglovoi razmer vnefokal'nyh izobrazhenii zvezd v 10-m i 100-m teleskopah, sfokusirovannyh na natrievyi sloi?

Atomy natriya mogut byt' vozbuzhdeny lazernym luchom, nastroennym na liniyu D2 (dlina volny 0.5890 mikrona), i izluchayut na toi zhe dline volny. Estestvennaya shirina linii natriya D2 obuslovlena teplovym dvizheniem atomov v mezosfere i sverhtonkoi strukturoi samoi linii D2 (2 neravnyh pika), ona sostavlyaet okolo 3 GGc.

Tol'ko menee poloviny vseh atomov mogut byt' vozbuzhdeny do verhnego urovnya, tak kak pri uvelichenii moshnosti lazera vse bolee vazhnuyu rol' igraet vynuzhdennoe izluchenie. Plotnost' potoka, neobhodimaya dlya vozbuzhdeniya 1/4 atomov, nazyvaetsya urovnem nasysheniya. Esli plotnost' potoka lazernogo izlucheniya v mezosfere mnogo men'she urovnya nasysheniya, to obratnyi potok proporcionalen moshnosti lazera, v protivnom sluchae nastupaet nasyshenie.

Effektivnost' nakachki (obratnyi potok na vatt moshnosti lazera) i nasyshayushii potok zavisyat ot spektra lazera. Dlya monohromatichnogo lazera intensivnost' nasysheniya ravna 6.3 mVt na kvadratnyi santimetr. Ona uvelichivaetsya do 1.9 Vt, esli vozbuzhdaetsya vsya polosa v 3 GGc. Takim obrazom, dlya monohromatichnogo lazera moshnost'yu 10 Vt, sfokusirovannoi v pyatno s razmerom 1 sekunda, nasyshenie uzhe vazhno.

Dlya sozdaniya natrievyh LGS ispol'zuyutsya kak impul'snye, tak i nepreryvno izluchayushie lazery. Spektral'naya shirina linii impul'snogo lazera priblizitel'no obratno proporcionaal'na prodolzhitel'nosti impul'sov. Izmenyaya parametry impul'sov (ili moduliruya potok nepreryvno izluchayushego lazera) mozhno privesti v sootvetstvie shiriny lazernoi linii i atmosfernoi linii natriya, chto chastichno ustranyaet problemu nasysheniya i uvelichivaet obratnyi potok. Slozhnost' fizicheskih processov, kotorym podchinyaetsya vzaimodeistvie atomov natriya s lazernym izlucheniem, zatrudnyaet vozmozhnost' vychisleniya obratnogo potoka dlya opredelennogo lazera.

Dlya primera, nepreryvno izluchayushii lazer moshnost'yu 1 Vt pozvolyaet poluchit' zvezdu 11-i velichiny (500 fotonov na kvadratnyi metr v millisekundu). Na pervyi vzglyad kazhetsya, chto etogo bolee chem dostatochno dlya raboty adaptivnoi optiki v infrakrasnom diapazone. V deistvitel'nosti obychno trebuetsya bol'shaya moshnost' dlya kompensacii konechnyh razmerov LGS, koncentracii natriya men'she srednei, kachestva izobrazhenii huzhe srednego i t.d. Impul'snye lazery menee effektivny i v srednem trebuyut bol'shei moshnosti dlya polucheniya togo zhe obratnogo potoka (vo vremya korotkogo impul'sa plotnost' potoka v natrievom sloe legko dostigaet nasysheniya).

Sodium LGS and Rayleigh cone Chast' lazernogo puchka podvergaetsya releevskomu rasseyaniyu: izobrazhenie sostoit iz natrievoi LGS na vershine "releevskogo konusa" (sm. risunok, poluchennyi ALFA LGS AO). Stroboskopicheskii zatvor mozhno ispol'zovat' s impul'snym lazerom dlya togo, chtoby otsech' konus, no eto nevozmozhno dlya lazerov s nepreryvnym izlucheniem. K schast'yu, esli lazernyi luch proeciruetsya s verhnei chasti truby teleskopa, vtorichnoe zerkalo zagorazhivaet bol'shuyu chast' releevskogo konusa. Ostayushayasya verhnyaya chast' releevskogo konusa prostranstvenno otdelena ot LGS, poetomu ee mozhno otdelit' v ploskosti izobrazheniya S-H WFS.

Beam projector behind the secondary mirror Kachestvo lucha natrievyh lazerov horoshee, poetomu ih mozhno proecirovat' s maloi apertury. Dlya togo, chtoby poluchtit' naimen'shii razmer LGS, diametr proektora dolzhen byt' okolo 3-4 $r_0$. Optimal'noe raspolozhenie proektora - za vtorichnym zerkalom (men'shee udlinenie pyatna, luchshee ustranenie releevskogo konusa). Lazernyi luch neobhodimo podvesti k proektoru ot samogo lazera (kotoryi mozhet nahodit'sya v bashne ili v fokuse Nesmita) s pomosh'yu zerkal ili svetovodov.

Vopros: Ocenite maksimal'noe udlinenie natrievoi LGS v 8-m teleskope.

Sushestvuyushie natrievye lazery primerno v 10 raz dorozhe ravnyh po moshnosti releevskih lazerov i nenadezhny. Problema sostoit v tom, chto neobhodim lazer dlya linii natriya D2. Naibolee rasprostraneny lazery na krasitelyah, v kotoryh izluchayushaya sreda - eto rastvor organicheskogo krasitelya, opticheski nakachivaemyi izlucheniem s men'shei dlinoi volny ot bolee moshnogo lazera. Eti lazery ves'ma kaprizny i nuzhdayutsya v kvalificirovannom tehnicheskom obsluzhivanii. Takzhe ispol'zuyutsya tverdotel'nye impul'snye lazery. Gruppa Dzhemini uchastvuet v finansirovanii tehnologicheskoi programmy po razrabotke nadezhnyh tverdotel'nyh natrievyh lazerov.

Izmenenie parametrov natrievogo sloya v mezosfere vliyaet na rabotu natrievoi LGS, t.e. na obratnyi potok. Izmeneniya vysoty privodyat k izmeneniyu fokusa, kotorye kompensiruyutsya adaptivnoi optikoi. Eto oznachaet, chto otnositel'naya rasfokusirovka mezhdu luchami, idushimi v nauchnyi pribor, i prihodyashimi ot LGS, budet izmenyat'sya, sledovatel'no ee nuzhno kontrolirovat'. Kanal estestvennoi opornoi zvezdy, ispol'zuemyi dlya izmereniya naklona, takzhe dolzhen vklyuchat' kontrol' fokusa (kotoryi dolzhen rabotat' dostatochno bystro, chtoby otslezhivat' izmenenie vysoty natrievogo sloya). Poyavlenie dopolnitel'nyh sloev vliyaet na formu izobrazhenii v S-H WFS. Odin iz predlozhennyh metodov ucheta udlineniya izobrazhenii - proecirovanie dvuh luchei s bokov teleskopa pod pozicionnym uglom 90 gradusov. Togda LGS imeet formu kresta, kazhdaya iz ego perekladin imeet malyi razmer v odnom napravlenii i takim obrazom daet vozmozhnost' tochno opredelit' naklon v etom napravlenii.

Nekotoraya informaciya ob astronomicheskih sistemah adaptivnoi optiki, ispol'zuyushih LGS, privedena v tablice nizhe.

LGS AO systems
Teleskop Tip i moshnost' LGS God
  Rabotayut:  
SOR, 1.5 m Releevskii (CuV), 200 Vt, 10 Kgc 1989
Lick, 3 m Natrievyi, 20 Vt, 10 KGc 1996
ALFA, 3.5 m Natrievyi, 4 Vt, nepreryvnyi 1998, ekspluataciya prekrashena
  Planiruemye:  
Keck II, 10 m Natrievyi, 20 Vt, 20 KGc 2001
Gemini-N, 8 m Natrievyi, 10 Vt 2003
Gemini-S, 8 m 5xNatrievyi, 50 Vt 2004?
VLT-ESO, 8 m Natrievyi 2003?

4.6. Problemy pri rabote s lazernymi opornymi zvezdami

Sistemy adaptivnoi optiki slozhny. LGS dobavlyayut dopolnitel'nyi uroven' slozhnosti k konstrukcii i ekspluatacii adaptivnoi optiki. S odnoi storony, LGS uluchshayut pokrytie neba i pozvolyayut osushestvit' nablyudeniya, kotorye inache byli by nevozmozhny. No oni dayut dopolnitel'nye oshibki (effekt konusa, anizoplanatizm naklona), kotorye privodyat k uhudsheniyu effektivnosti, po sravneniyu s adaptivnoi optikoi s NGS. Eto dopolnitel'noe uhudshenie sil'no zavisit ot urovnya turbulentnosti na bol'shih vysotah, poetomu slezhenie za profilem turbulentnosti vazhno dlya effektivnoi raboty adaptivnoi optiki s LGS. Drugie specificheskie ogranicheniya perechisleny nizhe.

Ocenki polnoi effektivnosti nablyudenii s sistemami adaptivnoi optiki s LGS, prinimayushie vo vnimanie vse eti faktory, dayut dolyu poleznogo vremeni men'she 0.5. Osobye trudnosti svyazany s ogranicheniyami iz-za sputnikov, oni privodyat k razdeleniyu vremeni nablyudenii na korotkie otrezki. Vse eto ne ochen' nravitsya astronomam. Do sih por (2001 god) s adaptivnoi optikoi s LGS ne polucheno vazhnyh nauchnyh rezul'tatov.

Vyvody. Pokrytie neba sistemami adaptivnoi optiki s estestvennymi opornymi zvezdami mozhno ocenit', znaya kachestvo izobrazhenii, dlinu volny i chuvstvitel'nost' datchika volnovogo fronta. Pokrytie neba znachitel'no uluchshaetsya s pomosh'yu lazernyh opornyh zvezd, odnako v korotkovolnovom diapazone ono ostaetsya nizkim iz-za "problemy naklona" i neobhodimosti naiti estestvennuyu opornuyu zvezdu dlya ispravleniya naklona. Effektivnost' adaptivnoi optiki s lazernymi opornymi zvezdami uhudshaetsya takzhe iz-za effekta konusa, kotoryi privodit k nevozmozhnosti ee ispol'zovaniya na bol'shih teleskopah i na korotkih volnah bez dopolnitel'nyh uslozhnenii, takih kak tomografiya. Opisany dva sushestvuyushih tipa lazernyh opornyh zvezd - releevskie i natrievye. Perechisleny osnovnye problemy, voznikayushie pri ekspluatacii sistem s lazernymi opornymi zvezdami.

VVERH: Vvedenie

DALEE: Mul'ti-sopryazhennaya adaptivnaya optika

Publikacii s klyuchevymi slovami: adaptivnaya optika - atmosfera - volnovoi front
Publikacii so slovami: adaptivnaya optika - atmosfera - volnovoi front
Sm. takzhe:
Vse publikacii na tu zhe temu >>

Mnenie chitatelya [1]
Ocenka: 3.1 [golosov: 99]
 
O reitinge
Versiya dlya pechati Raspechatat'

Astrometriya - Astronomicheskie instrumenty - Astronomicheskoe obrazovanie - Astrofizika - Istoriya astronomii - Kosmonavtika, issledovanie kosmosa - Lyubitel'skaya astronomiya - Planety i Solnechnaya sistema - Solnce

Astronet | Nauchnaya set' | GAISh MGU | Poisk po MGU | O proekte | Avtoram

Kommentarii, voprosy? Pishite: info@astronet.ru ili syuda

Rambler's Top100 Yandeks citirovaniya