Rambler's Top100Astronet    
  по текстам   по ключевым словам   в глоссарии   по сайтам   перевод   по каталогу
 
На сайте
Астрометрия
Астрономические инструменты
Астрономическое образование
Астрофизика
История астрономии
Космонавтика, исследование космоса
Любительская астрономия
Планеты и Солнечная система
Солнце

Спекл-интерферометрия

(от англ. speckle - пятнышко, крапинка) - один из методов пространственной интерферометрии, основанный на анализе зернистой структуры телескопич. изображения космич. объектов. При помощи С.-и. удается с высоким разрешением изучать достаточно яркие объекты (ярче 15m). С.-и. предложена в 1970 г. франц. астрономом А. Лабейри.

Возможность выявления деталей строения космич. объектов зависит от четкости их изображений. Но даже в идеальном оптич. прибооре четкость неизбежно ограничена дифракцией, и точечный источник излучения виден как диск с угловым размером $\alpha\sim \lambda /D$, где D - диаметр объектива телескопа. Поэтому реальное изображение протяженного источника, состоящего из многих излучающих точек, также всегда несколько размыто.

Формирование изображения в телескопе:
лучи, по-разному отклоненные атмосферой,
собираются в фокусе. При короткой
экспозиции со светофильтром видна
интерференционная зернистая картина;
размер зерен $\sim \lambda /D$.
Метод С.-и. позволяет в значит. мере исключить размытость, вызванную искажениями в атмосфере и оптич. системе телескопа, и довести разрешающую способность оптич. прибора практически до дифракционной. В методе С.-и. регистрируют сильно увеличенное изображение с короткой экспозицией (~10-2 с). Оказывается, что оно состоит из множества мелких пятнышек-спеклов (зерен), к-рые возникают благодаря интерференции лучей света, попадающих в фокальну юплоскость телескопа от разных участков объектива. Каждое такое пятнышко похоже на дифракционный диск в фокальной плоскости идеального телескопа, работающего вне атмосферы. Влияние атмосферы в реальных наземных условиях заключается в том, что дошедший от источника до телескопа волновой фронт всегда искажен оптич. неоднородностями атмосферы. Попадающие в телескоп волны имеют поэтому случайные фазовые задержки, а интерференционная картина в фокальной плоскости (мозаика пятен) непрерывно меняется (изображение объекта как бы кипит). При регистрации с малыми экспозициями фиксируется "мгновенное" распределение пятен, а при больших экспозициях оно усредняется, изображение теряет свою тонкую структуру и приобретает размытый вид (рис.). В изображениях неточечных (протяженных) источников излучени характер пятен (их форма, размеры) отражает особенности самого источника. Напр., если наблюдается двойная звезда, то пятна располагаются парами и каждая пара - это как дифракц. диски от двух компонентов звезды. Для получения информации о структуре набюлюдаемого объекта обрабатываются, т.е. подвергаются статистич. анализу, десятки и сотни его "мгновенных" снимков. При исследовании слабых источников излучения приходится пользоваться электронно-оптич. преобразователями, усиливающими во много раз яркость изображений. Чувствительность метода значитеольно повышается, если применяются спец. телевизионные приемники, к-рые способны регистрировать отдельные кванты излучения. В конечном счете именно квантовая природа излучения ограничивает чувствительность С.-и.: изображение слабой звезды представляет собой совокупность отдельных точек в тех местах, куда попали фотоны. Анализ слабых объектов требует очень большого усреднения. Напр., если в кадр попадают всего 1-2 фотона от источника, то для исследования такого источника необходимо обработать свыше миллиона кадров. Анализ их осуществляется при помощи ЭВМ. Расчет показывает, что методом С.-и. можно наблюдать звезды до 18-20m (пока изучались звезды до 14-15m).

С.-и. с успехом применяется для исследований тесных двойных звезд. Если спектроскопич. измерения дают размеры орбиты звезд двойной системы в линейной мере (в а.е.), то С.-и. - в угловой мере (в секундах дуги). Сопоставление этих данных позволяет определить расстояние до системы. Но осн. результатом изучения орбит звезд двойной системы явл. определение масс их компонентов. С.-и. дает возможность существенно увеличить число звезд, для к-рых определена масса.

С помощью С.-и. измерены диаметры нескольких холодных звезд-гигантов, в частности, двух долгопериодических переменных звезд oCeti и RLeo. Подобно диску Солнца, их диски ярче в центре и темнее по краям. Зависимость видимого диаметра звезды от длины волны дает важную информацию для построения моделей протяженных атмосфер этих звезд. Спекл-интерферометрами определены диаметры и форма нескольких астероидов и Плутона (на котором выявлен ряд деталей), улучшены снимки солнечных пятен. Новые методы математической обработки спекл-изображений позволят, видимо, получить фотографии небольших небесных тел с высоким разрешением. Благодаря сравнительной простоте и универсальности С.-и. получила достаточно широкое распространение. Уже более десяти обсерваторий мира располагают спекл-интерферометрами.

Лит.:
Токовинин А.А., Щеглов П.В., Проблема достижения высокого разрешения в наземной оптической астрономии, УФН, 1979, т. 129, в. 4, с. 645-70.

(А.А. Токовинин)


Глоссарий Astronet.ru


А | Б | В | Г | Д | З | И | К | Л | М | Н | О | П | Р | С | Т | У | Ф | Х | Ц | Ч | Ш | Э | Я 

Оценка: 2.8 [голосов: 87]
 
О рейтинге
Версия для печати Распечатать

Астронет | Научная сеть | ГАИШ МГУ | Поиск по МГУ | О проекте | Авторам

Комментарии, вопросы? Пишите: info@astronet.ru или сюда

Rambler's Top100 Яндекс цитирования