Презентация на тему Спекл-интерферометрия, активная и адаптивная оптика

Спекл-интерферометрия, активная и адаптивная оптикаСпециальная астрофизическая обсерватория РАН Изображение звезды в присутствии атмосферы и без нее Формирование спекл изображения Спекл изображения одиночной звезды Спекл интерферограммы одиночной и           двойной звезд 6 m telescope, t=10 ms, Δλ/λ=30/550, ρ=1.62”Серия спекл изображений двойной звезды Опыт Юнга Принцип Формирования спекл изображенияFringe spacing λ / dSpeckle lifetimeτ ~ r0 / Δυ . Модель спекл изображения двойной звезды с расстоянием между компонентами 1.5” Модель спекл изображения двойной звезды с расстоянием  между компонентами 1” Модель спекл изображения двойной звезды с расстоянием между компонентами 0.05” Условия для спекл-интерферометрии1 Короткие экспозиции (~ 1 мс)2 Светофильтр3 Длинный фокус Преобразование Фурье. Преобразование Фурье. Метод Лабейри (применительно к двойным звездам) Составляющие спекл камеры Астрономическое приложение метода  спекл-интерферометрииИнтерферометрия двойных и кратных звездИзмерение диаметров звездГазопылевые оболочки около звезд на поздних Восстановление изображения двойной звезды Двойная звезда Hip 10928  Спекл изображениеСпектр мощности, расстоние между компонентами 0.1” Тесная двойная звезда Chara 112 Спекл изображениеСпектр мощности, расстояние между компонентами 0.04” Восстановление изображения  тройной звездыНакопление спектра  мощностиИнтерферограммыKui 99 Восстановление изображения R136 Восстановленные изображения кратных систем Визуальные орбиты двойных систем 41Dra и Hip689 Зависимость масса-светимость Молодые массивные звезды в    Трапеции Ориона 6 м телескопМарт 2001, J-полосаРасст. 89.9 mas (около 1 AU)Орб. период 3.5 yearСумма масс 0.115 М_sun(Kenworthy Переменные типа Миры Восстановленное изображение R Cas в полосе TiO714 nm(сильное поглощение)42.3 x 55.6 masнеоднородный  диск(Weigelt et al. Углеродная звезда – источник космической пылиАссиметричная потеря массы, вплоть до 0.0001 M_sun/yrПериод пульсаций 649 dТангенциальная скорость Протопланетная туманность Red RectangleТесная двойная система в центре 3000LoДвухполюсные джеты , 70 deg. opn. Наклон тора The Red Rectangle6 м БТА + 10 м Keck телескопыИзображения K-L цвета(Men’shchikov et al. 2001) Кислородная AGB звезда AFGL 229042 x 50 AU диаметр на расстоянии 0.98 кпкТемпература пыли 800 K Быстро эволюционирующий OH/IR сверхгигант NML Cyg 200 ms поле, K- полосаВнутренняя граница пылевой оболочки около 105 Eta Carinae на VLTI Eta Carinae (2.2 м телескоп ESO) Спекл восстановление Eta Carinae2.2 м ESO Массивный протозвездный объект S140 IRS1Внутренняя область:светимость 2x10^4 LoМасса около 20 M_sun,Av = 30-50 magДвухполюсные джеты (в S140 IRS1 – сравнение обычного изображения и изображения полученного методом биспектрального анализа Молодой звездный объект S140 IRS3Изображение в К-полосе7 x 7 arcsecТройная система(Preibisch et al. 2001) Сейферт 2 галактика NGC 1068К и Н полосы Принцип адаптивной оптической системы.Турбулентность корректируется с помощью эластичного или деформируемого зеркала (ДЗ) расположенного в параллельном пучке Типичные параметры АО системПостоянная времени: 1 мс Размер корректируемого элемента : от 10 см до 1 Деформируемые зеркала: сегментированные.Ранние деформируемые зеркала состояли из дискретных элементов, каждый из которых  управлялся с помощью Деформируемые зеркала: биморфные.Биморфное зеркало состоит из двух пьезоэлектрических пластин, которые соединены вместе и поляризованы в Датчики волнового фронта  Требования к измерениям волнового фронта Датчик волнового фронта должен работать с некогерентными ДВФ Шака - Гартмана.Когда приходящий волновой фронт плоский, все изображения расположены в правильной сетке, определенной геометрией Датчики кривизны (ДК).Датчики, измеряющие кривизну волнового фронта были разработаны Родье (Roddier) после 1988. Его идеей было Лазерные опорные звезды.Лазерное пятно формируется на некоторой конечной высоте H над телескопом: H=10...20 км для Рэлеевских Многосопряженная Адаптивная оптика.Много-Сопряженная Адаптивная Оптика (МСАО) - дальнейшее развитие концепции АО. Она заключается в исправлении турбулентности Заключительные замечанияОграничения: блеск, поле зрения, обработка данныхСпекл-интерферометрия –-> эволюция к длиннобазовым интерферометрам (VLTI, Keck, LBT,…)Данные, полученные Спасибо !

Презентацию Спекл-интерферометрия, активная и адаптивная оптика, из раздела: Разное,  в формате PowerPoint (pptx) можно скачать внизу страницы, поделившись ссылкой в социальных сетях! Презентации взяты из открытого доступа или загружены их авторами, администрация сайта не отвечает за достоверность информации в них. Все права принадлежат авторам материалов: Политика защиты авторских прав

Слайды и текст этой презентации

Слайд 1

Спекл-интерферометрия, активная и адаптивная оптика

Специальная астрофизическая обсерватория РАН


Слайд 2

Изображение звезды в присутствии атмосферы и без нее


Слайд 3

Формирование спекл изображения


Слайд 4

Спекл изображения одиночной звезды


Слайд 5

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


Слайд 7

Юнга

Опыт Юнга


Слайд 8

Δυ .

Принцип Формирования спекл изображения

Fringe spacing λ / d

Speckle lifetime
τ ~ r0 / Δυ .


Слайд 9

Модель спекл изображения двойной звезды с расстоянием между компонентами 1.5”


Слайд 10

Модель спекл изображения двойной звезды с расстоянием между компонентами 1”


Слайд 11

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


Слайд 13

Преобразование Фурье.


Слайд 14

Преобразование Фурье.


Слайд 15

Метод Лабейри (применительно к двойным звездам)


Слайд 16

Составляющие спекл камеры


Слайд 17

около звезд на поздних стадиях эволюцииСтруктура вещества около звезд на ранней стадии эволюцииОколоядерные области активных

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


Слайд 18

Восстановление изображения двойной звезды


Слайд 19

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”


Слайд 21

Восстановление изображения тройной звезды

Накопление спектра мощности

Интерферограммы

Kui 99


Слайд 22

Восстановление изображения R136


Слайд 23

Восстановленные изображения кратных систем


Слайд 24

Визуальные орбиты двойных систем 41Dra и Hip689


Слайд 25

Зависимость масса-светимость


Слайд 26

Молодые массивные звезды в
Трапеции Ориона


Слайд 27

yearСумма масс 0.115 М_sun(Kenworthy et al. 2001)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)

Система молодых коричневых карликов GL 569 B


Слайд 28

Переменные типа Миры


Слайд 29

диск(Weigelt et al. 1996)

Восстановленное изображение R Cas в полосе TiO

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


(Weigelt et al. 1996)


Слайд 30

пульсаций 649 dТангенциальная скорость 15 km/s2d-модель переноса излученияисточник излученияэффективная температурасвойства пылигеометрияИзменения структуры пылевой оболочки углеродной

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

Изменения структуры пылевой оболочки углеродной звезды
IRC +10216


Слайд 31

deg. opn. Наклон тора 7 deg.Внутренний радиус тора 30 AUВнешние области вплоть до 2000 AUРаспределение

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


Слайд 32

et al. 2001)














The Red Rectangle

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


Слайд 33

кпкТемпература пыли 800 K на внутренней границе(Gauger et al. 1999)

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)


Слайд 34

пылевой оболочки около 105 masКольцеподобное распределение интенсивностиСкорость потери массы 1.2x10^-4 M_sun/yrПроцесс потери массы NML Cyg

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


Слайд 35

Eta Carinae на VLTI


Слайд 36

Eta Carinae (2.2 м телескоп ESO)



Слайд 37

Спекл восстановление Eta Carinae

2.2 м ESO


Слайд 38

30-50 magДвухполюсные джеты (в К-полосе виден только южный джет)Динамическая область8 magn. для поля 13 x

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)


Слайд 39

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


Слайд 40

al. 2001)

Молодой звездный объект S140 IRS3

Изображение в К-полосе
7 x 7 arcsec
Тройная система

(Preibisch et al. 2001)


Слайд 41

Сейферт 2 галактика NGC 1068

К и Н полосы


Слайд 42

расположенного в параллельном пучке выходного зрачка телескопа. Сигнал для управления ДЗ получается от датчика волнового

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).


Слайд 43

10 см до 1 м Количество корректируемых элементов: от 13 до 300 и более...Яркость опорной

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


Слайд 44

управлялся с помощью 3 пьезоактюаторов. В настоящее время общепринятая технология состоит в наклеивании тонкой

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 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

и поляризованы в противоположных направлениях (параллельно их оси). Решетка электродов наносится между пластинами. Электроды,

Деформируемые зеркала: биморфные.

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.

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

должен работать с некогерентными источниками белого света.ДВФ должен использовать фотоны очень эффективно (нельзя фильтровать

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

правильной сетке, определенной геометрией матрицы линз. Как только волновой фронт искажается, изображения смещаются со своих

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 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

1988. Его идеей было соединить датчик кривизны и биморфное деформируемое зеркало в одном устройстве, минуя

Датчики кривизны (ДК).

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

H=10...20 км для Рэлеевских ЛОЗ или 90 км - для натриевых ЛОЗ. Турбулентный слой на

Лазерные опорные звезды.

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

заключается в исправлении турбулентности в трёх измерениях с помощью более чем одного деформирумого зеркала (ДЗ).

Многосопряженная Адаптивная оптика.

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

(VLTI, Keck, LBT,…)Данные, полученные на одиночном телескопе (короткая база), остаются важными для астрофизической интерпретацииПроблема стабильности

Заключительные замечания

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


Слайд 52

Спасибо !


  • Имя файла: spekl-interferometriya-aktivnaya-i-adaptivnaya-optika.pptx
  • Количество просмотров: 4
  • Количество скачиваний: 0