Спекл-интерферометрия, активная и адаптивная оптика презентация

Содержание

Слайд 2

Изображение звезды в присутствии атмосферы и без нее

Изображение звезды в присутствии атмосферы и без нее

Слайд 3

Формирование спекл изображения

Формирование спекл изображения

Слайд 4

Спекл изображения одиночной звезды

Спекл изображения одиночной звезды

Слайд 5

Спекл интерферограммы одиночной и
двойной звезд

Спекл интерферограммы одиночной и двойной звезд

Слайд 6


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

Серия спекл изображений двойной звезды

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

Слайд 7

Опыт Юнга

Опыт Юнга

Слайд 8

Принцип Формирования спекл изображения

Fringe spacing λ / d
Speckle lifetime
τ ~ r0 / Δυ

Принцип Формирования спекл изображения Fringe spacing λ / d Speckle lifetime τ ~
.

Слайд 9

Модель спекл изображения двойной звезды с расстоянием между компонентами 1.5”

Модель спекл изображения двойной звезды с расстоянием между компонентами 1.5”

Слайд 10

Модель спекл изображения двойной звезды с расстоянием между компонентами 1”

Модель спекл изображения двойной звезды с расстоянием между компонентами 1”

Слайд 11

Модель спекл изображения двойной звезды с расстоянием между компонентами 0.05”

Модель спекл изображения двойной звезды с расстоянием между компонентами 0.05”

Слайд 12

Условия для спекл-интерферометрии

1 Короткие экспозиции (~ 1 мс)
2 Светофильтр
3 Длинный фокус

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

Слайд 13

Преобразование Фурье.

Преобразование Фурье.

Слайд 14

Преобразование Фурье.

Преобразование Фурье.

Слайд 15

Метод Лабейри (применительно к двойным звездам)

Метод Лабейри (применительно к двойным звездам)

Слайд 16

Составляющие спекл камеры

Составляющие спекл камеры

Слайд 17

Астрономическое приложение метода спекл-интерферометрии
Интерферометрия двойных и кратных звезд
Измерение диаметров звезд
Газопылевые оболочки около звезд

Астрономическое приложение метода спекл-интерферометрии Интерферометрия двойных и кратных звезд Измерение диаметров звезд Газопылевые
на поздних стадиях эволюции
Структура вещества около звезд на ранней стадии эволюции
Околоядерные области активных галактик

Слайд 18

Восстановление изображения двойной звезды

Восстановление изображения двойной звезды

Слайд 19

Двойная звезда Hip 10928

Спекл изображение

Спектр мощности, расстоние между компонентами 0.1”

Двойная звезда Hip 10928 Спекл изображение Спектр мощности, расстоние между компонентами 0.1”

Слайд 20

Тесная двойная звезда Chara 112

Спекл изображение

Спектр мощности, расстояние между компонентами 0.04”

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

Слайд 21

Восстановление изображения тройной звезды

Накопление спектра мощности

Интерферограммы

Kui 99

Восстановление изображения тройной звезды Накопление спектра мощности Интерферограммы Kui 99

Слайд 22

Восстановление изображения R136

Восстановление изображения R136

Слайд 23

Восстановленные изображения кратных систем

Восстановленные изображения кратных систем

Слайд 24

Визуальные орбиты двойных систем 41Dra и Hip689

Визуальные орбиты двойных систем 41Dra и Hip689

Слайд 25

Зависимость масса-светимость

Зависимость масса-светимость

Слайд 26

Молодые массивные звезды в
Трапеции Ориона

Молодые массивные звезды в Трапеции Ориона

Слайд 27

6 м телескоп
Март 2001, J-полоса
Расст. 89.9 mas (около 1 AU)
Орб. период 3.5 year
Сумма

6 м телескоп Март 2001, J-полоса Расст. 89.9 mas (около 1 AU) Орб.
масс 0.115 М_sun

(Kenworthy et al. 2001)

Система молодых коричневых карликов GL 569 B

Слайд 28

Переменные типа Миры

Переменные типа Миры

Слайд 29

Восстановленное изображение R Cas в полосе TiO

714 nm
(сильное поглощение)
42.3 x 55.6 mas
неоднородный диск
(Weigelt

Восстановленное изображение R Cas в полосе TiO 714 nm (сильное поглощение) 42.3 x
et al. 1996)

Слайд 30

Углеродная звезда – источник космической пыли
Ассиметричная потеря массы, вплоть до 0.0001 M_sun/yr
Период пульсаций

Углеродная звезда – источник космической пыли Ассиметричная потеря массы, вплоть до 0.0001 M_sun/yr
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

Слайд 31

Протопланетная туманность Red Rectangle

Тесная двойная система в центре 3000Lo
Двухполюсные джеты , 70 deg.

Протопланетная туманность Red Rectangle Тесная двойная система в центре 3000Lo Двухполюсные джеты ,
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

Слайд 32


The Red Rectangle

6 м БТА + 10 м Keck телескопы
Изображения K-L цвета
(Men’shchikov et

The Red Rectangle 6 м БТА + 10 м Keck телескопы Изображения K-L
al. 2001)

Слайд 33

Кислородная AGB звезда AFGL 2290

42 x 50 AU диаметр на расстоянии 0.98 кпк
Температура

Кислородная AGB звезда AFGL 2290 42 x 50 AU диаметр на расстоянии 0.98
пыли 800 K на внутренней границе

(Gauger et al. 1999)

Слайд 34

Быстро эволюционирующий OH/IR сверхгигант NML Cyg

200 ms поле, K- полоса
Внутренняя граница пылевой

Быстро эволюционирующий OH/IR сверхгигант NML Cyg 200 ms поле, K- полоса Внутренняя граница
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

Слайд 35

Eta Carinae на VLTI

Eta Carinae на VLTI

Слайд 36

Eta Carinae (2.2 м телескоп ESO)

Eta Carinae (2.2 м телескоп ESO)

Слайд 37

Спекл восстановление Eta Carinae

2.2 м ESO

Спекл восстановление Eta Carinae 2.2 м ESO

Слайд 38

Массивный протозвездный объект S140 IRS1

Внутренняя область:
светимость 2x10^4 Lo
Масса около 20 M_sun,
Av = 30-50

Массивный протозвездный объект S140 IRS1 Внутренняя область: светимость 2x10^4 Lo Масса около 20
mag
Двухполюсные джеты (в К-полосе виден только южный джет)

Динамическая область8 magn. для поля 13 x 21 arcsec
(Weigelt et al. 2001)

Слайд 39

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

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

Слайд 40

Молодой звездный объект S140 IRS3

Изображение в К-полосе
7 x 7 arcsec
Тройная система

(Preibisch et al.

Молодой звездный объект S140 IRS3 Изображение в К-полосе 7 x 7 arcsec Тройная
2001)

Слайд 41

Сейферт 2 галактика NGC 1068

К и Н полосы

Сейферт 2 галактика NGC 1068 К и Н полосы

Слайд 42

Принцип адаптивной оптической системы.

Турбулентность корректируется с помощью эластичного или деформируемого зеркала (ДЗ) расположенного

Принцип адаптивной оптической системы. Турбулентность корректируется с помощью эластичного или деформируемого зеркала (ДЗ)
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).

Слайд 43

Типичные параметры АО систем

Постоянная времени: 1 мс
Размер корректируемого элемента : от 10

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

Слайд 44

Деформируемые зеркала: сегментированные.

Ранние деформируемые зеркала состояли из дискретных элементов, каждый из которых управлялся

Деформируемые зеркала: сегментированные. Ранние деформируемые зеркала состояли из дискретных элементов, каждый из которых
с помощью 3 пьезоактюаторов. В настоящее время общепринятая технология состоит в наклеивании тонкой 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

Слайд 45

Деформируемые зеркала: биморфные.

Биморфное зеркало состоит из двух пьезоэлектрических пластин, которые соединены вместе и

Деформируемые зеркала: биморфные. Биморфное зеркало состоит из двух пьезоэлектрических пластин, которые соединены вместе
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.

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

Слайд 46

Датчики волнового фронта Требования к измерениям волнового фронта

Датчик волнового фронта должен работать

Датчики волнового фронта Требования к измерениям волнового фронта 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.

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.

Слайд 47

ДВФ Шака - Гартмана.

Когда приходящий волновой фронт плоский, все изображения расположены в правильной

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

Слайд 48

Датчики кривизны (ДК).

Датчики, измеряющие кривизну волнового фронта были разработаны Родье (Roddier) после 1988.

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

Слайд 49

Лазерные опорные звезды.

Лазерное пятно формируется на некоторой конечной высоте H над телескопом: H=10...20

Лазерные опорные звезды. Лазерное пятно формируется на некоторой конечной высоте H над телескопом:
км для Рэлеевских ЛОЗ или 90 км - для натриевых ЛОЗ. Турбулентный слой на высоте h будет зондироваться по-разному лазерным и звездным лучом. 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.

Слайд 50

Многосопряженная Адаптивная оптика.

Много-Сопряженная Адаптивная Оптика (МСАО) - дальнейшее развитие концепции АО. Она заключается

Многосопряженная Адаптивная оптика. Много-Сопряженная Адаптивная Оптика (МСАО) - дальнейшее развитие концепции АО. Она
в исправлении турбулентности 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.

Слайд 51

Заключительные замечания

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

Заключительные замечания Ограничения: блеск, поле зрения, обработка данных Спекл-интерферометрия –-> эволюция к длиннобазовым
Keck, LBT,…)
Данные, полученные на одиночном телескопе (короткая база), остаются важными для астрофизической интерпретации
Проблема стабильности PSF для сегментированных зеркал
В комбинации с спектроскопией – новый источник знаний
Будущее интерферометрии в космосе
Имя файла: Спекл-интерферометрия,-активная-и-адаптивная-оптика.pptx
Количество просмотров: 78
Количество скачиваний: 0