Диссертация (1103493), страница 2
Текст из файла (страница 2)
Тем самым расширяется круг задач, для решения которых возможноприменить данный метод, поэтому тема диссертации является важной ивостребованной.Цели и задачиОсновной целью настоящей диссертационной работы является исследованиеметода ахроматической интерференционной коронографии с переменнымвращательнымсдвигомприменительнокзадачепрямогонаблюденияслабоконтрастных объектов (например, планет или протопланетных дисков) внепосредственной окрестности звезд.Для достижения целей диссертации были поставлены и решались следующиезадачи:1. Исследовать метод ахроматического интерференционной коронографии,дополнить его переменным вращательным сдвигом и определить егоприменимость для решения задачи погашения протяженного источника света.2.
Построить математическую модель исследуемого коронографа и оценить путемчисленного расчета его характеристики по погашению света звезд длянаблюдения их непосредственной окрестности (вплоть до несколькихдифракционных радиусов).3. Разработатьоптическуюахроматическогосхему,реализующуюинтерференционногофизическийкоронографаспринциппеременнымвращательным сдвигом, на основе интерферометра общего пути (кольцевого).64. Создать прототип коронографа, провести лабораторные эксперименты попогашению света яркого источника и наблюдению слабоконтрастныхисточников в его близкой окрестности, экспериментально проверитьрезультаты теоретического анализа и численного расчета.5.
Исходя из исследованных новых расширенных возможностей методаахроматическойвращательныминтерференционнойсдвигом,коронографиипроанализироватькругзадачспеременнымипримененийразработанного метода помимо задачи получения изображений экзопланет.Положения, выносимые на защиту1. Метод ахроматической интерференционной коронографии с переменнымвращательным сдвигом погашает свет звезды, контрастируя изображениеслабых источников в ее ближайшей окрестности, и может быть оптимизированподособенностинаблюдательныхзадач:угловойразмерзвезды,предполагаемые параметры орбиты планеты, размер телескопа, диапазон длинволн и др.
Достигаемый коронографический контраст достаточен длянаблюдения планет-гигантов около ближайших звезд и уменьшает контрастмежду звездой и землеподобной планетой до величины, укладывающейся вдинамический диапазон современных детекторов.2. Разработанная оптическая схема, представляющая собой модификациюкольцевого интерферометра Саньяка со встроенным вращателем оптическогоизображения, содержащая 2 поляризационных светоделителя, 6 плоских зеркалифазовуюпластинку,реализуетпринципахроматическогоинтерференционного коронографа с переменным вращательным сдвигом.3. Фазовая пластинка (как хроматическая, так и ахроматическая) исправляетнедостаточное пропускание полезного светового сигнала коронографа прималых ненулевых углах вращательного сдвига, увеличивает его более чем напорядок и не нарушает эффекта погашения света яркого осевого источника припроизвольном угле вращательного сдвига.74.
При работе с лабораторным прототипом ахроматического интерференционногокоронографа с переменным вращательным сдвигом свет яркого точечногоисточника (модель звезды) с непрерывным спектром погашается при любыхуглах вращательного сдвига, при этом слабый источник света (модель планеты)в близкой окрестности яркого существенно контрастируется.5. Применение коронографа для наблюдения фазовых кривых внесолнечныхпланет позволяет контрастировать фазовые кривые на фоне света звезды.Научная новизна работыВсе результаты диссертационной работы, представленные к защите,являются новыми.Предложен эффективный метод решения задачи прямого наблюденияслабоконтрастных источников света (например, планет) в непосредственнойокрестности звезд с помощью ахроматического интерференционного коронографас переменным вращательным сдвигом, выполненным на основе интерферометраобщего пути.Предложено использовать метод ахроматической интерференционнойкоронографии с переменным вращательным сдвигом для наблюдения фазовыхкривых внесолнечных планет, что позволит контрастировать их на фоне звезды итем самым упростит их изучение.Решена проблема недостаточного пропускания коронографа при малыхненулевых углах вращательного сдвига путем внесения в схему фазовойпластинки, при этом она не изменяет соотношения фаз между волнами,распространяющимися в разных плечах интерферометра и не нарушаетработоспособности метода.Практическая значимости работы, область применения результатовПредложенный и исследованный в работе метод звездной коронографииприменимдляпрямогонаблюденияслабоконтрастныхобъектовв8непосредственной окрестности звезд в максимально широком диапазоне длинволн, а также для применения в спекл-интерферометрии и других астрономическихзадачах в качестве интерферометра вращательного сдвига.
Причем данный методпозволяет адаптировать и оптимизировать оптическую схему в зависимости отрешаемых наблюдательных задач различного формата без необходимости вноситьизменения в конструкцию.Непосредственнаярекомендацийпонепосредственногопрактическаяформированиюнаблюденияизначимостьблокасостоитнаучнойисследованияввыработкеаппаратурывнесолнечныхдляпланетиоколозвездных дисков в планируемых российских экспериментах на наземных икосмических телескопах, в частности, "Планетный мониторинг", "Звездныйпатруль", “Спектр-УФ”.Достоверность полученных результатов и апробация результатов работыДостоверность результатов, полученных в диссертации, основывается наиспользовании известных моделей физических явлений, а также признанныхметодов и подходов физической оптики. Правильность выбранных подходов такжеподтверждается тем, что полученные теоретические и численные результатысогласуются с результатами проведенных экспериментов.По результатам работы подана заявка на патент на полезную модель: заявка№ 201613675 от 13.09.2016.Основные материалы работы докладывались и обсуждались на следующихроссийских и международных конференциях и семинарах в период с 2013 по 2016годы: 11-ая, 12-ая и 13-ая конференции молодых ученых «Фундаментальные иприкладные космические исследования», ИКИ РАН, Москва, 2014, 2015,2016. 56-ая научная конференция МФТИ, Москва-Долгопрудный, 2013. 40th COSPAR Scientific Assemblу, Moscow, 2014. Научно-техническая конференция «Метрологическое обеспечениефотоники», Москва, 2015.9 Российско-германский молодежный семинар «Перспективы космическойнауки и исследований космоса», Берлин, 2016. SPIE Astronomical Telescopes + Instrumentation, Edinburgh, 2016. Научные семинары, проводимые в ИКИ РАН, МФТИ, МГУ.Публикации и личный вклад автораОсновныематериалыдиссертацииопубликованыв6статьяхвмеждународных и российских журналах из перечня ВАК (входящих в Web ofScience).Все исследования, содержание и результаты которых изложены в настоящейдиссертационной работе, проведены лично автором в процессе научнойдеятельности.
Автором осуществлялись: проработка и применение методоврешения к задачам, поставленным в диссертации; проведение численных расчетов,моделирований, подготовка и осуществление экспериментов, обработка ихрезультатов; подготовка докладов и текстов публикаций, а также переписка средакциями журналов и рецензентами.Структура и объем работыДиссертация состоит из введения, пяти глав, выводов и списка литературы.Работа содержит 133 страницы, 77 рисунков, 136 наименований спискалитературы.101 МЕТОДЫ И ИНСТРУМЕНТЫ ДЛЯ ОБНАРУЖЕНИЯ ИИССЛЕДОВАНИЯ ВНЕСОЛНЕЧНЫХ ПЛАНЕТ1.1 Краткая статистика открытий экзопланетВ 1988 году впервые было заявлено о возможном обнаружении планеты запределами Солнечной системы около одного из компонентов двойной звездыГамма Цефея [1].
В 1989 году был найден массивный компаньон звезды HD 114762[2]. В 1992 была обнаружена планетная система у пульсара PSR B1257+12 [3]. И,наконец, в 1995 году, была открыта и достоверно подтверждена перваявнесолнечная планета около звезды главной последовательности 51 Пегаса [4].Таким образом, наблюдательной астрономией было получено доказательство того,что планеты можно обнаружить не только в Солнечной системе, но и около другихзвезд. Большинство внесолнечных планет совсем не похожи на планеты,обращающиеся вокруг Солнца.
Примером тому могут служить горячие юпитеры –класс экзопланет с массой порядка массы Юпитера (1027 кг), но приближающихсяк родительской звезде на расстояние порядка 0.05 а.е., или суперземли,занимающие по массе промежуточное положение между Землей и Нептуном.К 2017 году достоверно обнаружено более 3500 внесолнечных планет впримерно 2700 планетных системах [5, 6], а также около 5000 надежныхкандидатов в экзопланеты по результатам миссии Kepler ожидают проверкиназемными телескопами [7]. Почти во всех случаях (более 90%) детектированиепланет было осуществлено одним из двух непрямых методов: лучевой скоростиили транзитов.1.2 Непрямые методы поиска экзопланет1.2.1 Метод измерения лучевых скоростейМетод измерения лучевых скоростей основан на регистрации периодическихизменений лучевой скорости родительской звезды, обращающейся вокруг общегос планетой центра масс [8, 9], см.
рисунок 1. Именно методом лучевых скоростей11была обнаружена первая экзопланета – горячий юпитер – около звезды главнойпоследовательности 51 Пегаса [4]. Значения лучевой скорости звезды из-завоздействия планеты лежат в пределах до сотен метров в секунду. Этомаксимальное значения достигается в случае массивных планет-гигантов натесных орбитах (горячих юпитеров).
Планеты земного типа на расстоянии однойастрономической единицы от звезды соответствуют значениям около 0.1 м/сек именее. Такие небольшие изменения лучевой скорости могут быть значительнозашумлены "дрожанием" звезды за счет конвекции (в англоязычной литературе"astrophysical noise", "stellar jitter") [10, 11].а) – появление периодически меняющейся составляющей в лучевой скорости звезды,обусловленной влиянием планеты, α – фазовый угол, описывающий положение звезды наорбите; б) – измерения лучевой скорости звезды 51 Пегаса из работы [4]Рисунок 1 – Иллюстрация метода измерения лучевых скоростейТочность измерения лучевой скорости звезды лучшими наземнымиспектрографами (например, HARPS, установленный на телескопе обсерваторииЛа-Силья, Чили, и HIRES - в обсерватории Кека, Гавайи) на сегодняшний деньможет превышать 1 м/с.
![](https://s.studizba.com/z.php?f=/templates/si/i/noavatar.png&w=100&h=100&t=1"){kind=avatar}
