Gwiazdy nie migoczą

Gwiazdy nie migoczą

Alexey Levin
"Popular Mechanics" №9, 2015

Rozpraszanie gwiazd, które wydają się mrugać do obserwatora, wygląda bardzo romantycznie. Ale dla astronomów ten piękny blask nie jest wcale podziwiany, ale przez zupełnie odmienne uczucia. Na szczęście istnieje sposób, aby naprawić sytuację.

Eksperyment, który tchnął nowe życie w naukę o kosmosie, przeprowadzono nie w słynnym obserwatorium czy olbrzymim teleskopie. Eksperci dowiedzieli się o tym z artykułu "Pomyślne testy optyki adaptacyjnej", opublikowanego w czasopiśmie astronomicznym Posłaniec w 1989 roku. Przedstawiono wyniki testów systemu elektrooptycznego Come-On, zaprojektowanego w celu skorygowania atmosferycznego zniekształcenia światła ze źródeł kosmicznych. Przeprowadzono je od 12 do 23 października na 152-centymetrowym odbłyśniku francuskiego Obserwatorium OHP (Observatoire de Haute-Province). System zadziałał tak dobrze, że autorzy rozpoczęli artykuł stwierdzając, że "od dawna marzenie astronomów pracujących nad naziemnymi teleskopami zostało ostatecznie spełnione dzięki stworzeniu nowej optycznej techniki obserwacji – optyki adaptacyjnej".

Po kilku latach systemy adaptacyjnej optyki (AO) zaczęły być instalowane na dużych instrumentach. W 1993 roku wyposażyli 360-centymetrowy teleskop Europejskiego Obserwatorium Południowego (ESO) w Chile, nieco później – ten sam instrument na Hawajach, a następnie teleskopy o długości 8-10 metrów.Dzięki AO, naziemne instrumenty mogą widzieć luminarze w świetle widzialnym z rozdzielczością, która była tylko dla kosmicznego teleskopu Hubble'a, a nawet więcej dla promieni podczerwonych. Na przykład, w bardzo użytecznym dla astronomii odcinku strefy bliskiej podczerwieni o długości fali 1 mikron, Hubble zapewnia rozdzielczość 110 kątowych ms i 8-metrowe teleskopy ESO do 30 ms.

W rzeczywistości, gdy francuscy astronomowie testowali swój system AO, podobne urządzenia istniały już w Stanach Zjednoczonych. Ale nie zostały stworzone na potrzeby astronomii. Klientem tych wydarzeń był Pentagon.

Kiedy powietrze jest przeszkodą

Jeśli zaobserwujesz w teleskopie dwie gwiazdy znajdujące się na niebie bardzo blisko siebie, ich obrazy scalą się w jeden punkt świetlny. Minimalna odległość kątowa między takimi gwiazdami, ze względu na falową naturę światła (granica dyfrakcji), jest rozdzielczością instrumentu i jest wprost proporcjonalna do długości fali światła i odwrotnie proporcjonalna do średnicy (otworu) teleskopu. Tak więc, dla reflektometru trzymetrowego, obserwowanego w zielonym świetle, granica ta wynosi około 40 kątów, a dla reflektora 10-metrowego – nieco ponad 10 ms (pod takim kątem widoczna jest mała moneta z odległości 2000 km).

Jednak szacunki te są ważne tylko dla obserwacji w próżni.W atmosferze ziemskiej nieustannie pojawiają się wykresy lokalnych turbulencji, które kilkaset razy na sekundę zmieniają gęstość i temperaturę powietrza, aw konsekwencji jego współczynnik załamania. Dlatego w atmosferze front fali świetlnej z kosmicznego źródła nieuchronnie rozprzestrzenia się. W rezultacie rzeczywista rozdzielczość zwykłych teleskopów wynosi w najlepszym przypadku 0,5-1 sekundy kątowej i nie osiąga w dużym stopniu granicy dyfrakcji.

Prowadzące gwiazdy

Wyobraźmy sobie urządzenie, które analizuje fale świetlne przesyłane przez teleskop setki razy na sekundę w celu wykrycia śladów turbulencji atmosferycznych i, korzystając z tych danych, zmienia kształt odkształcalnego lustra umieszczonego w ognisku teleskopu, aby zneutralizować hałas atmosferyczny i idealnie wykonać obraz obiektu "próżnia". W takim przypadku rozdzielczość teleskopu jest ograniczona wyłącznie granicą dyfrakcji.

Istnieje jednak jedna subtelność. Zwykle światło odległych gwiazd i galaktyk jest zbyt słabe, aby można było rzetelnie odbudować front fali. Inną rzeczą jest to, że w pobliżu obserwowanego obiektu znajduje się jasne źródło, którego promienie docierają do teleskopu prawie tą samą ścieżką – mogą być używane do odczytywania szumu atmosferycznego.To był ten schemat (w nieco okrojonej formie) w 1989 r., Który wypróbowali francuscy astronomowie. Wybrali kilka jasnych gwiazd (Deneb, Capella i inne), a dzięki optyki adaptacyjnej naprawdę poprawili jakość swoich obrazów podczas obserwacji w świetle podczerwonym. Wkrótce takie systemy, wykorzystujące gwiazdy-gwiazdy (gwiazdy przewodnie) na ziemskim niebie, zaczęły być używane na dużych teleskopach do prawdziwych obserwacji.

Ale na ziemskim niebie jest kilka jasnych gwiazd, więc ta technika jest odpowiednia do obserwacji tylko 10% sfery niebieskiej. Ale jeśli natura nie stworzyła odpowiedniej gwiazdy we właściwym miejscu, możesz stworzyć sztuczną gwiazdę – za pomocą lasera wywołać wysoki poziom światła atmosfery, który stanie się referencyjnym źródłem światła dla systemu kompensacyjnego.

Metoda ta została zaproponowana w 1985 r. Przez francuskich astronomów Renault Foy i Antoine Labeyri. Mniej więcej w tym samym czasie ich koledzy z USA Edward Kibblewhite i Laird Thomson doszli do podobnych wniosków. W połowie lat 90. emitery laserowe w połączeniu z urządzeniami AO pojawiły się na średniej wielkości teleskopach w Lick Observatory w USA oraz w Calar Alto Observatory w Hiszpanii. Jednak użycie tej techniki w teleskopach 8-10-metrowych zajęło około dziesięciu lat.

Zakrzywione lustra
Elementem wykonawczym systemu optyki adaptacyjnej jest odkształcalne lustro, które jest wygięte za pomocą piezoelektrycznych lub elektromechanicznych napędów (siłowników) na polecenie systemu sterowania, który odbiera i analizuje dane na temat zniekształceń z czujników fali.

Interes wojskowy

Historia optyki adaptacyjnej ma nie tylko oczywistą, ale i tajną stronę. W styczniu 1958 r. Pentagon ustanowił nową strukturę, ARPA (obecnie DARPA), odpowiedzialną za rozwój technologii dla nowych generacji broni. Oddział ten odegrał kluczową rolę w tworzeniu optyki adaptacyjnej: obserwowanie sowieckich orbiterów wymagało teleskopów niewrażliwych na zakłócenia atmosferyczne o najwyższej rozdzielczości, a na dłuższą metę rozważano zadanie stworzenia broni laserowej do niszczenia pocisków balistycznych.

W połowie lat sześćdziesiątych ubiegłego wieku uruchomiono program badania zaburzeń atmosferycznych i oddziaływania promieniowania laserowego z powietrzem pod kontrolą ARPA. Dokonano tego w RADC (Rome Air Development Centre), zlokalizowanym w bazie lotniczej Griffis w stanie Nowy Jork.Potężne reflektory zamontowane na bombowcach latających nad zasięgiem były używane jako referencyjne źródło światła, i to było tak imponujące, że przestraszeni mieszkańcy czasami zwracali się do policji!

Wiosną 1973 r. ARPA i RADC zawarły umowę z firmą Itec Optical Systems lub prywatnie ją zaangażowały w opracowanie instrumentów, które kompensują rozpraszanie światła przez zakłócenia atmosferyczne, w ramach programu RTAC (Real-Time Atmospheric Compensation). Zespół Itec stworzył wszystkie trzy główne komponenty AO – interferometr do analizy zaburzeń czoła światła, odkształcalne lustro do ich korygowania oraz układ sterowania. Ich pierwsze lustro o średnicy dwóch cali zostało wykonane ze szkła pokrytego odblaskową folią aluminiową. Piezoelektryczne siłowniki (21 sztuk) zostały wbudowane w płytę podstawową, która może być zmniejszana i wydłużana o 10 μm pod działaniem impulsów elektrycznych. Już pierwsze testy laboratoryjne przeprowadzone w tym samym roku świadczyły o sukcesie. A następnego lata nowa seria testów wykazała, że ​​sprzęt eksperymentalny może naprawić wiązkę laserową już w odległości kilkuset metrów.

Te czysto naukowe eksperymenty nie zostały jeszcze sklasyfikowane.Jednak w 1975 r. Zatwierdzono zamknięty program CIS (Compensating Imaging System) dla rozwoju spółek akcyjnych w interesie Pentagonu. Zgodnie z nim stworzono bardziej zaawansowane czujniki falowe i odkształcalne zwierciadła z setkami aktorów. Sprzęt ten został zainstalowany na 1,6-metrowym teleskopie umieszczonym na szczycie góry Haleakala na hawajskiej wyspie Maui. W czerwcu 1982 r. Po raz pierwszy udało się pozyskać zdjęcia sztucznego satelity Ziemi o odpowiedniej jakości przy jego pomocy.

Z celownikiem laserowym

Chociaż eksperymenty na Maui trwały jeszcze kilka lat, centrum rozwoju przeniesiono do specjalnego obszaru bazy lotniczej Kirtland w stanie Nowy Meksyk, do tajnego Sandia Optical Range (SOR), gdzie od dawna pracowali nad bronią laserową. W 1983 r. Grupa kierowana przez Roberta Fugeita rozpoczęła eksperymenty, podczas których mieli zbadać laserowe skanowanie niejednorodności atmosferycznych. Pomysł ten został przedstawiony w 1981 r. Przez amerykańskiego fizyka Juliusa Feinleiba, a teraz trzeba go było przetestować w praktyce. Feinleib zaproponował wykorzystanie elastycznego (Rayleigha) rozpraszania kwantów światła na niejednorodności atmosfery w systemach AO. Niektóre z rozproszonych fotonów powracają do punktu, z którego odeszły,w odpowiedniej części firmamentu pojawia się charakterystyczna luminescencja źródła niemal punktowego, sztucznej gwiazdy. Fuget i jego koledzy zarejestrowali zniekształcenia fali fal odbijającego promieniowania w drodze na Ziemię i porównali je z podobnymi zakłóceniami światła gwiazd pochodzącymi z tej samej części nieba. Perturbacje okazały się prawie identyczne, co potwierdziło możliwość wykorzystania laserów do rozwiązywania problemów związanych z AO.

Pomiary te nie wymagały skomplikowanej optyki – wystarczyło prostych systemów lusterek. Jednak, aby uzyskać bardziej wiarygodne wyniki, trzeba je powtórzyć na dobrym teleskopie, który został zainstalowany w SOR w 1987 roku. Fugeit i jego asystenci przeprowadzali na nim eksperymenty, podczas których narodziła się optyka adaptacyjna z gwiazdami stworzonymi przez człowieka. W lutym 1992 r. Uzyskano pierwszy znaczący obraz ciała niebieskiego, Betelgeuse (najjaśniejsza gwiazda konstelacji Oriona). Wkrótce możliwości tej metody zostały zademonstrowane na fotografiach wielu gwiazd, pierścieni Saturna i innych obiektów.

Oczy AO
Czujnik Shek-Hartman działa w następujący sposób: po opuszczeniu układu optycznego teleskopu światło przechodzi przez kratkę małych soczewek, które kierują go do macierzy CCD.Gdyby promieniowanie kosmicznego źródła lub sztucznej gwiazdy rozprzestrzeniło się w próżni lub w idealnej atmosferze, wszystkie mini-soczewki skupiałyby się ściśle w środku pikseli im przypisanych. Ze względu na atmosferyczne zakręty punkty zbieżności promieni "chodzą" po powierzchni matrycy, a to pozwala nam zrekonstruować same perturbacje "border = 0>Oczy AO
Czujnik Shek-Hartman działa w następujący sposób: po opuszczeniu układu optycznego teleskopu światło przechodzi przez kratkę małych soczewek, które kierują go do macierzy CCD. Gdyby promieniowanie kosmicznego źródła lub sztucznej gwiazdy rozprzestrzeniło się w próżni lub w idealnej atmosferze, wszystkie mini-soczewki skupiałyby się ściśle w środku pikseli im przypisanych. Z powodu turbulencji atmosferycznych punkty zbieżności promieni "chodzą" wzdłuż powierzchni matrycy, co umożliwia odtworzenie samych perturbacji.

Grupa Fugeit rozpalała sztuczne gwiazdy za pomocą laserów o wysokiej mocy miedzianych, które generowały 5000 impulsów na sekundę. Tak wysoka częstotliwość błysków pozwala na skanowanie nawet najbardziej krótkotrwałych turbulencji. Czujniki interferometryczne zostały zastąpione przez bardziej zaawansowany czujnik Sheka-Hartmana, wynaleziony we wczesnych latach siedemdziesiątych (nawiasem mówiąc, również na zlecenie Pentagonu).Lustro z 241 siłownikami dostarczonymi przez Itec może zmienić kształt 1664 razy na sekundę.

Podnieś wyżej

Rozpraszanie Rayleigha jest raczej słabe, więc jest podekscytowane w zakresie wysokości 10-20 km. Promienie od sztucznej gwiazdy odniesienia rozchodzą się, podczas gdy promienie od znacznie bardziej odległego kosmicznego źródła są ściśle równoległe. Dlatego ich fronty falowe są zniekształcone w warstwie turbulentnej, która nie jest do końca taka sama, co wpływa na jakość korygowanego obrazu. Lepiej jest zapalić gwiazdowe sygnały nawigacyjne na większej wysokości, ale mechanizm Rayleigha jest tu nieodpowiedni.

Problem ten w 1982 roku rozwiązał profesor Princeton University Will Harper. Zaproponował wykorzystanie faktu, że w mezosferze na wysokości około 90 km gromadzi się wiele atomów sodu z powodu spalania mikrometeorytów. Harper zaproponował, aby wzbudzić rezonansową luminescencję tych atomów za pomocą impulsów laserowych. Natężenie takiej luminescencji przy jednakowej mocy lasera jest o cztery rzędy wielkości wyższe niż natężenie światła przy rozpraszaniu Rayleigha. To była tylko teoria. Jego praktyczna realizacja była możliwa dzięki staraniom pracowników Lincoln Laboratory w Hansky Air Base w Massachusetts. Latem 1988 r. Otrzymali pierwsze obrazy gwiazd wykonanych za pomocą mezosfery.Jednak jakość zdjęć nie była wysoka, a wdrożenie metody Harpera wymagało wielu lat polerowania.

Wiosną 1991 r. Pentagon postanowił usunąć pieczęć bezpieczeństwa z większości prac nad optyką adaptacyjną. Pierwsze raporty na jej temat zostały zrobione w maju na konferencji American Astronomical Association w Seattle. Niedługo potem pojawiły się publikacje czasopism Chociaż armia amerykańska nadal angażowała się w optykę adaptacyjną, odtajnione wyniki lat 80. stały się własnością astronomów.

B 2013 Unikatowa kamera Gemini Planet do fotograficznej i spektrograficznej egzoplanety, zaprojektowana na ośmiometrowe teleskopy Gemini, została pomyślnie przetestowana. Pozwala nam obserwować planety za pomocą AO, którego widzialna jasność jest miliony razy mniejsza od jasności gwiazd, wokół których się obracają ")"> B 2013 Unikatowa kamera Gemini Planet do fotograficznej i spektrograficznej egzoplanety, zaprojektowana na ośmiometrowe teleskopy Gemini, została pomyślnie przetestowana. Pozwala nam obserwować planety za pomocą AO, którego widzialna jasność jest miliony razy mniejsza od jasności gwiazd, wokół których obracają się "border = 0> B 2013 Unikatowa kamera Gemini Planet do fotograficznej i spektrograficznej egzoplanety, zaprojektowana na ośmiometrowe teleskopy Gemini, została pomyślnie przetestowana.Pozwala nam obserwować planety za pomocą AO, którego widzialna jasność jest miliony razy mniejsza od jasności gwiazd, wokół których obracają się

Świetna niwelator

"Po raz pierwszy AO zezwolił naziemnym teleskopom na uzyskanie danych o strukturze bardzo odległych galaktyk" – powiedziała Claire Max, profesor astronomii i astrofizyki na Uniwersytecie Santa Cruz. Gwiazdy w pobliżu supermasywnej czarnej dziury w centrum galaktyki również są napędzane przez AO.

AO dał wiele do zbadania układu słonecznego. Z jego pomocą uzyskano obszerne informacje na temat pasa asteroid, w szczególności na temat systemów podwójnych planetoid. AO wzbogaciło wiedzę o atmosferach planet Układu Słonecznego i ich satelitów. Dzięki temu od piętnastu lat obserwowane są koperty gazowe Tytana, największego satelity Saturna, dzięki któremu można śledzić dobowe i sezonowe zmiany jego atmosfery. Tak więc zgromadzono już szeroki wachlarz danych dotyczących warunków pogodowych na zewnętrznych planetach i ich satelitach.

W pewnym sensie optyka adaptacyjna wyrównała możliwości astronomii ziemskiej i kosmicznej.Dzięki tej technologii największe stacjonarne teleskopy z ich gigantycznymi zwierciadłami zapewniają znacznie lepszą rozdzielczość niż Hubble czy jeszcze nie uruchomiony Teleskop IR James Webb. Ponadto przyrządy pomiarowe dla obserwatoriów naziemnych nie mają sztywnych ograniczeń wagowych i wymiarowych, które regulują projektowanie urządzeń kosmicznych. Nie jest więc przesadą stwierdzenie – podsumował profesor Max – że optyka adaptacyjna radykalnie zmieniła wiele gałęzi współczesnej nauki o Wszechświecie.

Czuję atmosferę

Wcześniej wymiary regulowanych obszarów nieba były ograniczone do komórek z bokiem 15 kątowych ms. W marcu 2007 r. Po raz pierwszy przetestowano optykę adaptacyjną multi-conjugate (MCAO) w jednym z teleskopów ESO. Sonduje turbulencje na różnych wysokościach, co umożliwiło zwiększenie rozmiaru skorygowanego pola widzenia do dwóch lub więcej minut kątowych.

"W tym stuleciu możliwości spółki akcyjnej znacznie się rozszerzyły" – mówi Claire Max, profesor astronomii i astrofizyki, dyrektor Centrum Optyki Adaptacyjnej na Uniwersytecie Kalifornijskim w Santa Cruz. MCAO.Pojawiły się nowe czujniki wavefront i potężniejsze programy komputerowe. Opracowano lustra z mikroelektromechanicznymi siłownikami, które umożliwiają szybszą i szybszą zmianę kształtu powierzchni odbijającej niż siłowniki piezoelektryczne. W ostatnich latach opracowano i przetestowano eksperymentalne systemy optyki adaptacyjnej wielopunktowej (MOAO), za pomocą których można jednocześnie monitorować do dziesięciu lub więcej źródeł w polu widzenia o średnicy 5-10 minut łuku. Zostaną zainstalowane na teleskopach nowej generacji, które zaczną działać w następnej dekadzie. "


Like this post? Please share to your friends:

;-) :| :x :twisted: :smile: :shock: :sad: :roll: :razz: :oops: :o :mrgreen: :lol: :idea: :grin: :evil: :cry: :cool: :arrow: :???: :?: :!: