Диссертация (1103493), страница 16
Текст из файла (страница 16)
Кроме того, с ростом ошибкинаведения значение коронографического контраста уменьшается вплоть доединицы, т.е. пропадает всякий выигрыш от использования коронографа. Этимаксимальные ошибки наведения составляют 0.13 угловой секунды для углаповорота 180° и 0.5 угловой секунды для угла поворота 10°.На рисунке 75а приведена возможная схема выполнения наблюдения фазовойкривой системы звезда-планета. На рисунке 75б эта схема изображена всокращенном виде с примерными численными значениями рабочих характеристик,достигаемыми в схеме ахроматического интерференционного коронографа спеременным вращательным сдвигом.
Подобная методика наблюдений приведена в110[39] для задачи непосредственного наблюдения внесолнечных планет. Буквенныеобозначения означают следующее: Г – поворот на объект наблюдения и/или грубоенаведение, Т – точное наведение, Н – наблюдение. График на рисунке 75представляет собой совокупность отрезков, что, возможно, не отражаетдействительную функциональную зависимость величины ошибки наведения отвремени, а лишь показывает направление и характер ее изменения: увеличение вовремя наблюдения (Н) и уменьшение во время настройки (Т). PE0 – наилучшеезначение ошибки наведения, которое может быть получено с помощью системынаведения.
PE1 – выбранное пороговое значение ошибки наведения, при которомдостигаемого значения коронографического контраста еще достаточно длярешения задачи наблюдения фазовых кривых.а) – полная схема; б) – сокращенная схема с оценками рабочих характеристик коронографаРисунок 75 – Схема выполнения наблюдения фазовой кривой системы звезда-планета спомощью ахроматического интерференционного коронографа с переменным вращательныисдвигом: Г – поворот на объект наблюдения и/или грубое наведение, Т – точное наведение, Н –наблюдение111Для получения фазовой кривой необходимо провести серию наблюдений взначительно разнесенные друг от друга моменты времени (доли периодаобращения планеты вокруг родительской звезды), в которые интенсивностьсобираемого коронографом света может сильно отличаться и зависит от двухнеизвестных: Fstar∙S(PE) и Fplanet согласно формуле 46, значения ρ0 полагаемизвестными.
Таким образом, для определения интенсивности планетного светанеобходим еще один источник информации, который позволил бы нам определитьзначение Fstar∙S(PE). Возможны следующие варианты преодоления этогозатруднения.Первый из них заключается в том, чтобы использовать ту часть получаемогокоронографом изображения, на которой нет планетного света, т.е. которая непересекается со значениями ρ0 наблюдаемой системы звезда-планета (илинескольких планет, если таковые имеются).
Интенсивность света в такой частиизображения будет определяться лишь вторым слагаемым из формулы 46Fstar∙S(PE), так что станет возможным определять его напрямую во время каждогонаблюдения.Еще один вариант состоит в том, чтобы использовать одновременно еще одинахроматический интерференционный коронограф с переменным вращательнымсдвигом, оптически сопряженный с первой схемой (оптические оси двух этихприборов параллельны между собой). Второй коронограф отличается от первоголишь выбором угла вращательного сдвига. А именно угол вращения выбираетсяблизким к нулю (порядка одного градуса или меньше), так чтобы его значение IWA(наименьший рабочий угол) было много больше характерных значений ρ0 (угловоерасстояние между звездой и планетой) наблюдаемой системы звезда-планета.Таким образом, во второй схеме свет планеты почти полностью погашается, инаблюдаемая на выходе второго коронографа интенсивность определится толькосветом звезды:2 = ∙ 2 ()(47)Показанные на рисунке 75 достигаемые значения коронографическогоконтраста гораздо ниже значений, рассчитанных в главе 2, что является112результатом наведения с ошибкой, к которой коронограф чувствителен.
Как раз втаких неблагоприятных для прямого наблюдения условиях возможно использоватьзвездный коронограф для решения менее требовательной задачи наблюденияфазовых кривых экзопланет.5.3 Несбалансированный интерферометр для исправления волнового фронтаКак было сказано выше, в п. 1.3 для прямого наблюдения внесолнечныхпланет помимо телескопа и коронографа требуется также система прецизионнойадаптивной оптики, задача которой состоит в исправлении волнового фронтасобираемого телескопом света.
Чтобы погасить звездный свет до уровня,достаточного для наблюдения планеты, подобной Земле, около ближайших звезд спомощью коронографа и телескопа диаметром около двух метров, необходимоисправить волновой фронт с точностью порядка λ/10000 и лучше. Столь высокиетребования на сегодняшний день находятся за пределами реальных рабочиххарактеристик существующих систем адаптивной оптики, используемых внаблюдениях на наземных телескопах. К тому же для компенсации влиянияатмосферы в наземных наблюдениях адаптивная оптика должна работать навысоких частотах (порядка 103 Гц), что дополнительно ограничивает возможностиисправления волнового фронта. В последние годы появляются сообщения одостижении в лабораторных экспериментах точности исправления волновогофронта лучше, чем λ/5000 [130, 131], но до готовности этих технологий кприменению в космическом эксперименте еще далеко.В качестве более доступной в техническом отношении альтернативы дляисправленияволновогофронтапредлагаетсяиспользоватьсущественнонесбалансированный интерферометр (“extremely unbalanced interferometer”, “EUI”)[132, 133], являющийся модификацией оптической схемы рассмотренного внастоящей работе ахроматического интерференционного коронографа.
Онпредставляет собой альтернативу предложенному ранее несбалансированномунуль-интерферометру(ванглоязычнойлитературе“unbalancednullinginterferometer”, “UNI”) [134, 135, 60], но значительно от него отличается гораздо113более высокой степенью несбалансированности по амплитуде (до 10:1 вместо1.1:1) и наличием деформируемого зеркала в одном из плеч. К тому жесущественно несбалансированный интерферометр не является интерферометром втрадиционном смысле, так как две волны на выходе всегда складываются толькосинфазно. Принципиальная оптическая схема существенно несбалансированногоинтерферометра и его применения показана на рисунках 76 и 77.
Собираемыйтелескопом свет проходит через первый каскад исправления волнового фронта –систему адаптивной оптики с деформируемыми зеркалами, обеспечивающимиточностькоррекциидоλ/500.Затемсветпопадаетвсущественнонесбалансированный интерферометр, где делится в отношении 1 к g (g < 1, см.рисунок). Часть света меньшей амплитуды распространяется в плече сдеформируемым зеркалом, максимальная точность коррекции которого составляеттакже около λ/500. Затем две световые волны объединяются и направляются взвездный коронограф. Моделирование показывает, что такой метод позволяетдостичь качества волнового фронта порядка λ/8000, хотя и вносит ошибку поамплитуде порядка сотых долей процента.В качестве основы для оптической схемы существенно несбалансированногоинтерферометра предполагается использовать схему исследованного в настоящейработе интерференционного коронографа для обеспечения стабильной нулевойоптической разности хода между плечами.1 – оптический телескоп; 2 – первый каскад исправления волнового фронта – системаадаптивной оптики; 3 – второй каскад исправления волнового фронта – значительнонесбалансированный интерферометр, М – плоское зеркало, BS и BC – светоделительныекубики, DM – деформируемое зеркало; 4 - коронографРисунок 76 – Принципиальная оптическая схема применения существеннонесбалансированного интерферометра114PBS1, PBS2 – поляризационные светоделители; wave plate – полуволновая фазовая пластинка;M1…M5 – плоские зеркала; DM – деформируемое зеркалоРисунок 77 – Предполагаемая оптическая схема существенно несбалансированногоинтерферометра5.4 Особенности спектрального анализа коронографических изображенийИзучение экзопланет – это в ближайшей перспективе получение их спектра сдостаточнымособенностей.разрешениемдляИсследованныйпоискавработеиотождествлениязвездныйспектральныхкоронографявляетсяахроматическим в широком диапазоне длин волн (0.6…2 мкм, см.
часть 3.5), чтозначительно упрощает подход к выполнению спектрального анализа. Основнымипрепятствиями наряду с необходимостью погасить яркую родительскую звездуявляются чрезвычайно низкая интенсивность и сильная зашумленность планетногосвета (как отражаемого, так и излучаемого), которые делают необходимымприменять изображающий спектрометр, а также напрямую влияют на требуемоевремя накопления светового сигнала. В литературе встречаются разные оценкивремени накопления: от нескольких часов до сотен дней [39], в зависимости отобъекта наблюдения, используемого телескопа, спектрального разрешения ипрочих параметров. Обзорная работа [136] дает подробное описание основныхособенностей спектров планетных атмосфер различных типов и составов вразличных диапазонах спектра, опираясь в том числе на данные, полученные в115результате исследования уже известных экзопланет, хотя авторы и воздерживаютсяот рекомендаций для прикладного использования.
![](https://s.studizba.com/z.php?f=/templates/si/i/noavatar.png&w=100&h=100&t=1"){kind=avatar}
