Спекл-интерферометрия , активная и адаптивная оптика

1. Спекл-интерферометрия, активная и адаптивная оптика Специальная астрофизическая обсерватория РАН

2. Изображение звезды в присутствии атмосферы и без нее

3. Формирование спекл изображения

4. Спекл изображения одиночной звезды

5. Спекл интерферограммы одиночной и двойной звезд

6. Серия спекл изображений двойной звезды 6 m telescope, t=10 ms, Δλ/λ=30/550, ρ=1.62”

7. Опыт Юнга

8. Принцип Формирования спекл изображения Fringe spacing  / d Speckle lifetime  r0 /  .

9. Модель спекл изображения двойной звезды с расстоянием между компонентами 1.5”

10. Модель спекл изображения двойной звезды с расстоянием между компонентами 1”

11. Модель спекл изображения двойной звезды с расстоянием между компонентами 0.05”

12. Условия для спекл-интерферометрии 1 Короткие экспозиции (~ 1 мс) 2 Светофильтр 3 Длинный фокус

13. Преобразование Фурье.

14. Преобразование Фурье.

15. Метод Лабейри (применительно к двойным звездам)

16. Составляющие спекл камеры

17. 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

18. Восстановление изображения двойной звезды

19. Двойная звездаHip 10928 Спектр мощности, расстоние между компонентами 0.1” Спекл изображение

20. Тесная двойная звезда Chara 112 Спекл изображение Спектр мощности, расстояние между компонентами 0.04”

21. Восстановленное изображение Восстановление изображения тройной звезды Kui 99 Интерферограммы Накопление спектра мощности

22. Восстановление изображения R136

23. Восстановленные изображения кратных систем

24. Визуальные орбиты двойных систем 41Dra и Hip689

25. Зависимость масса-светимость

26. Молодые массивные звезды в Трапеции Ориона

27. 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)

28. Переменные типа Миры

29. Восстановленное изображение R Cas в полосе TiO 714 nm (сильное поглощение) 42.3 x 55.6 mas неоднородный диск (Weigelt et al. 1996)

30. 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

31. 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

32. The Red Rectangle 6 м БТА + 10 м Keck телескопы Изображения K-L цвета (Men’shchikov et al. 2001)

33. 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)

34. 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

35. Eta Carinae на VLTI

36. Eta Carinae (2.2 м телескоп ESO)

37. Спекл восстановление Eta Carinae 2.2 м ESO

38. 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)

39. S140 IRS1 – сравнение обычного изображения и изображения полученного методом биспектрального анализа

40. Молодой звездный объект S140 IRS3 Изображение в К-полосе 7 x 7 arcsec Тройная система (Preibisch et al. 2001)

41. Сейферт 2 галактика NGC 1068 К и Н полосы

42. 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).

43. 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

44. 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 наклеиваниитонкой 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

45. 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.

46. Датчики волнового фронта Требования к измерениям волнового фронта • 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. • 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.

47. 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 номинальныхположений.Смещения центроидов изображения в двух ортогональных направлениях пропорциональны среднимнаклонам волнового фронта в этих направлениях по суб-апертурам. Таким образом, ДВФ Шака-Гартмана измеряет наклоны волнового фронта. Сам волновой фронтреконструируется из массива измеренных наклонов с точностью до константы, которая не играет роли для изображения. РазрешениеДВФ Ш-Г равно размеру суб-апертуры.

48. Датчики кривизны (ДК). Датчики, измеряющие кривизну волнового фронта были разработаны Родье (Roddier) после 1988. Его идеей было соединитьдатчик кривизны и биморфное деформируемое зеркало в одном устройстве, минуя необходимость промежуточныхвычислений.Компьютерноемоделирование АОС Джемини(~200 актюаторов) показало, что качество Ш-Г и ДК датчиков почти идентично.

49. Лазерные опорные звезды. Лазерное пятно формируется на некоторой конечной высоте H над телескопом: H=10...20 км для Рэлеевских ЛОЗили 90 км - для натриевых ЛОЗ. Турбулентный слой на высоте h будет зондироваться по-разному лазерным и звезднымлучом. 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.

50. Многосопряженная Адаптивная оптика. Много-Сопряженная Адаптивная Оптика (МСАО) - дальнейшее развитие концепции АО. Она заключается в исправлениитурбулентности 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.