спекл-интерферометрия

СПЕКЛ-ИНТЕРФЕРОМЕТРИЯ в астрономии - метод наземных оптич. наблюдений, основанный на анализе тонкой структуры «мгновенных» изображений космич. объектов. С--и. позволяет получать высокое угл. разрешение при наличии атм. искажений изображения.

В отсутствие атмосферы разрешение идеального (без аберраций) телескопа определяется угл. размером дифракц. кружка, т. е. равно радиан (где - длина волны, D - диаметр объектива); напр., для 6-метрового оптич. телескопа эта величина Из-за искажений волнового фронта в атмосфере и инструменте «мгновенное» изображение точки в реальном телескопе распадается на множество дифракц. пятен (с характерным размером), распределённых в области размером d ~ 1" (спекл-изображение). Вместе с изменением атм. искажений изменяется и структура изображения (характерное время 0,02 с), поэтому при обычных для астрономии экспозициях она размывается. В результате изображение точки представляет собой пятно размером d, т. е. разрешение телескопа существенно ухудшается. При помощи анализа тонкой структуры серии изображений, зарегистрированных с короткой ( 0,02 с) экспозицией, в методе С--и. удаётся довести разрешение наземных телескопов до дифракц. предела ценой потери чувствительности.

В 1970 А. Лабейри (A. Labeyrie) показал, что наблюдаемые в «мгновенных» изображениях звёзд дифракц. пятна в принципе тождественны спеклам, наблюдаемым при освещении предметов лазером, и возникают за счёт интерференции в фокусе телескопа волн, получивших в атмосфере случайные фазовые задержки. Из-за малости этих задержек спекл-изображения могут наблюдаться не только в монохроматич. свете, по и в достаточно широком диапазоне спектра. Лабейри предложил обрабатывать серии спекл-изображений, вычисляя их ср. спектр мощности или автокорреляц. ф-цию (АКФ) (см. Случайный, процесс). Пусть, напр., наблюдается тесная двойная звезда (рис., а; негатив); её спекл-изображение (б)состоит из двух идентичных картин, образованных каждым из компонентов. Для отделения характеристик объекта от случайных деталей единичных изображений усредняют АКФ по большому числу изображений (от неск. десятков до миллиона). Усреднённая АКФ (рис., в; приведены линии равных значений) будет содержать 3 максимума: самый большой в начале координат и 2 боковых, соответствующих совпадению сдвинутых спеклов яркого компонента со спеклами слабого компонента. Расстояние между главным и боковым максимумами равно расстоянию между компонентами двойной звезды. В спектре мощности (рис., г; приведены линии равных значений) боковым максимумам соответствует система полос. Период полос обратно пропорционален расстоянию между компонентами. По контрасту полос можно определить отношение интенсивностей излучения компонентов.

Осн. ур-ние С--и. можно получить из следующих соображений. Если - распределение интенсивности света в объекте наблюдения, - распределение интенсивности в спекл-изображений точки, то распределение интенсивности в изображении объекта представляет собой свёртку этих ф-ций ( - угл. координаты):

Из определения АКФ

(свёртки отличаются знаками переменней интегрирования во 2-м сомножителе, для симметричных ф-ций они совпадают) получаем осн. ур-ние С--и.:

где угл. скобки обозначают усреднение по реализациям случайной ф-ции Р (по кадрам). Зная из наблюдений и определив по наблюдениям точечного источника (звезды), находим- АКФ объекта, по к-рой можно судить о его тонкой структуре, но нельзя, вообще говоря, восстановить исходное изображение.

В 1970-х гг. была создана теория С--и., т. е. рассчитаны свойства спекл-изображений, их связь с характеристиками атм. неоднородностей, телескопа и метода регистрации. Было показано, что спекл-интерферометр есть разновидность звёздного интерферометра Майкельсона, а спеклы суть хаотич. интерференц. полосы. Чувствительность всех звёздных интерферометров ограничена квантовой природой света. Когда за время экспозиции в одном спекле регистрируется в среднем меньше одного фотона, то спеклов уже не видно, но АКФ всё же удаётся измерить за счёт накопления большого числа (до 10⁶) кадров. Необходимость получить приемлемое отношение сигнала к шуму за время наблюдений задаёт предел чувствительности, к-рый сильно зависит как от атм. условий, так и от характера объекта. На крупных телескопах методом С--и. наблюдают звёзды не слабее 16-18^m.

Наблюдения методом С--и. начаты в 1972. Вначале спекл-изображения регистрировали на фотоплёнку, ныне преим. используют телевиз. счётчики фотонов. АКФ вычисляют, как правило, в реальном времени с помощью электронного цифрового коррелятора. Измерены угл. диаметры неск. десятков звёзд на разных длинах волн, а также угл. размеры нек-рых астероидов, спутников больших планет и др.объектов. Наблюдались мелкие детали солнечной поверхности. наиб. число результатов получено в области изучения двойных звёзд: выполнено более 8000 измерений с точностью до , открыто ок. 300 тесных двойных звёзд, определены орбиты неск. систем и вычислены массы компонентов. Методом С--и. проводят наблюдения также в ИК-диапазоне спектра на длинах волн до 5 мкм. Так были исследованы околозвёздные пылевые оболочки и диски, открыты холодные компоненты в двойных системах.

С--и. развивается в неск. направлениях. Разрабатываются способы восстановления истинного изображения, а не АКФ. Предложено неск. методов, в т. ч. метод замкнутых фаз, аналогичный радиоастр. апертурному синтезу, и метод тройных корреляц. ф-ций. Чувствительность их хуже, чем в обычной С--и. Обработка данных требует большого объёма вычислений, что и сдерживает внедрение этих методов, хотя нек-рые астр. приложения уже имеются.

Повышается точность измерений. В частности, предложено измерять смещения спеклов в зависимости от длины волны, чтобы на существующих телескопах получить эфф. разрешение до

С целью повышения разрешения в оптическом и ИК-диапазонах создаются интерферометры, образованные независимыми телескопами с базами в десятки и сотни метров. Кроме измерения угл. диаметров в нек-рых приборах ставится задача измерения координат источников с точностью до

Ведётся предварит. разработка космич. интерферометров с большими базами, к-рые намного превзойдут наземные интерферометры по чувствительности.

Лит.: Labeyrie A., Stellar interferometry methods, «Ann. Rev. Astron. and Astrophys.», 1978, v. 16, p. 77; Ф р а н с о н М., Оптика спеклов, пер. с франц., М., 1980; R о d d i е r Г., The effects of atmospheric turbulence in optical astronomy, «Progr. in Optics», 1981, v. 19, p. 283; Токовинин А. А., Звездные интерферометры, М., 1988. А. А. Токовинин.

   <<      Предметный указатель      >>