Спекл-интерферометрия, активная и адаптивная оптика презентация

Содержание

Изображение звезды в присутствии атмосферы и без нее

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

Слайд 2Изображение звезды в присутствии атмосферы и без нее

Слайд 3Формирование спекл изображения

Слайд 4Спекл изображения одиночной звезды

Слайд 5Спекл 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

Опыт Юнга

Слайд 8Принцип Формирования спекл изображения
Fringe spacing λ / d

Speckle lifetime
τ ∼ r0

/ Δυ .

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

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

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

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

Слайд 13Преобразование Фурье.

Слайд 14Преобразование Фурье.

Слайд 15Метод Лабейри (применительно к двойным звездам)

Слайд 16Составляющие спекл камеры

Слайд 17Астрономическое 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 18Восстановление изображения двойной звезды

Слайд 19 Двойная звезда Hip 10928
Спекл изображение
Спектр мощности, расстоние

между компонентами 0.1”

Слайд 20Тесная двойная звезда Chara 112
Спекл изображение
Спектр мощности, расстояние между компонентами

0.04”

Слайд 21Восстановление изображения тройной звезды
Накопление спектра мощности
Интерферограммы
Kui 99

Слайд 22 Восстановление изображения R136

Слайд 23Восстановленные изображения кратных систем

Слайд 24Визуальные орбиты двойных систем 41Dra и Hip689

Слайд 25Зависимость масса-светимость

Слайд 26Молодые массивные звезды в
Трапеции Ориона

Слайд 276 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 28Переменные типа Миры

Слайд 29Восстановленное изображение R Cas в полосе TiO
714 nm
(сильное поглощение)
42.3 x 55.6

mas
неоднородный диск


(Weigelt et al. 1996)

Слайд 30Углеродная 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 31Протопланетная 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












The Red Rectangle
6 м БТА + 10 м Keck телескопы
Изображения K-L

цвета
(Men’shchikov et al. 2001)

Слайд 33Кислородная 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 34Быстро 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 35Eta Carinae на VLTI

Слайд 36Eta Carinae (2.2 м телескоп ESO)

Слайд 37Спекл восстановление Eta Carinae
2.2 м ESO

Слайд 38Массивный 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 39S140 IRS1 – сравнение обычного изображения и изображения полученного методом биспектрального

анализа

Слайд 40Молодой звездный объект S140 IRS3
Изображение в К-полосе
7 x 7 arcsec
Тройная система
(Preibisch

et al. 2001)

Слайд 41Сейферт 2 галактика NGC 1068
К и Н полосы

Слайд 42Принцип 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 43Типичные 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 44Деформируемые 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 45Деформируемые 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 46Датчики 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 47ДВФ 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 48Датчики 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 49Лазерные 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 50Многосопряженная 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 51Заключительные 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 52Спасибо !

Похожие презентации

Излучение источников. Интегральная показательная функция. (Лекция 5) 291
Лекция № 9. Механические волны 378
Кручение. Определение напряжений и деформаций при кручении 1057
Лекция 1 523
Неравномерное движение. Мгновенная скорость 285
Разделение жидких и газовых неоднородных систем 460

Обратная связь

Если не удалось найти и скачать презентацию, Вы можете заказать его на нашем сайте. Мы постараемся найти нужный Вам материал и отправим по электронной почте. Не стесняйтесь обращаться к нам, если у вас возникли вопросы или пожелания:

Email: Нажмите что бы посмотреть 

Что такое ThePresentation.ru?

Это сайт презентаций, докладов, проектов, шаблонов в формате PowerPoint. Мы помогаем школьникам, студентам, учителям, преподавателям хранить и обмениваться учебными материалами с другими пользователями.

Для правообладателей

Яндекс.Метрика