Để các ngôi sao không nhấp nháy

Để các ngôi sao không nhấp nháy

Alexey Levin
"Cơ học phổ biến" №9, 2015

Một tán xạ các ngôi sao dường như nháy mắt với một người quan sát trông rất lãng mạn. Nhưng đối với các nhà thiên văn học, ánh sáng lung linh tuyệt đẹp này không hề được ngưỡng mộ, mà là bởi cảm xúc hoàn toàn trái ngược. May mắn thay, có một cách để sửa chữa tình hình.

Thí nghiệm, đã hít thở cuộc sống mới vào khoa học về không gian, được thực hiện không ở trong đài quan sát nổi tiếng hay trên một chiếc kính viễn vọng khổng lồ. Các chuyên gia đã học về nó từ bài báo "Các thử nghiệm thành công của quang học thích nghi", được xuất bản trong một tạp chí thiên văn Người đưa tin vào năm 1989. Đã có kết quả kiểm tra hệ thống quang điện Come-On, được thiết kế để điều chỉnh sự biến dạng ánh sáng của khí quyển từ các nguồn vũ trụ. Chúng được tiến hành từ ngày 12 đến 23 tháng 10 trên phản xạ 152 cm của Đài quan sát OHP của Pháp (Observatoire de Haute-Province). Hệ thống đã hoạt động rất tốt đến mức các tác giả bắt đầu bài báo bằng cách nói rằng "giấc mơ lâu đời của các nhà thiên văn học làm việc trên kính viễn vọng trên mặt đất cuối cùng đã được thực hiện nhờ tạo ra một kỹ thuật quan sát quang học mới – quang học thích ứng."

Và sau một vài năm, hệ thống quang học thích ứng (AO) bắt đầu được cài đặt trên các thiết bị lớn. Năm 1993, họ trang bị một kính thiên văn 360 cm của Đài thiên văn Nam Âu (ESO) ở Chile, một chút sau đó – cùng một công cụ ở Hawaii, và sau đó là các kính thiên văn 8-10 mét.Nhờ AO, các công cụ trên mặt đất có thể nhìn thấy các ánh sáng trong ánh sáng khả kiến ​​với độ phân giải chỉ dành cho kính viễn vọng không gian Hubble và thậm chí nhiều hơn cho các tia hồng ngoại. Ví dụ, trong một phần rất hữu ích cho thiên văn học của vùng hồng ngoại gần với bước sóng 1 micron, Hubble cung cấp độ phân giải 110 ms góc, và kính thiên văn ESO 8 mét lên đến 30 ms.

Trong thực tế, khi các nhà thiên văn học người Pháp thử nghiệm hệ thống AO của họ, các thiết bị tương tự đã tồn tại ở Hoa Kỳ. Nhưng chúng không được tạo ra cho nhu cầu thiên văn học. Khách hàng của những phát triển này là Lầu Năm Góc.

Khi không khí là một trở ngại

Nếu bạn quan sát trong một kính viễn vọng hai ngôi sao nằm trên bầu trời rất gần nhau, hình ảnh của chúng sẽ hợp nhất thành một điểm sáng. Khoảng cách góc tối thiểu giữa các sao như vậy, do bản chất sóng của ánh sáng (giới hạn nhiễu xạ), là độ phân giải của thiết bị, và tỷ lệ thuận với bước sóng của ánh sáng và tỷ lệ nghịch với đường kính (khẩu độ) của kính thiên văn. Vì vậy, đối với một phản xạ ba mét, khi quan sát thấy trong ánh sáng xanh, giới hạn này là khoảng 40 ms góc, và đối với một phản xạ 10 mét – nhiều hơn 10 ms (ở một góc như vậy, một đồng xu nhỏ có thể nhìn thấy từ khoảng cách 2000 km).

Tuy nhiên, những ước tính này chỉ có giá trị đối với các quan sát trong chân không.Các ô hỗn loạn cục bộ liên tục phát sinh trong bầu khí quyển của trái đất, vài trăm lần mỗi giây thay đổi mật độ và nhiệt độ của không khí và do đó, chỉ số khúc xạ của nó. Do đó, trong khí quyển, mặt trước của sóng ánh sáng từ một nguồn vũ trụ chắc chắn lan truyền. Kết quả là, độ phân giải thực sự của kính viễn vọng thông thường là, tốt nhất là 0,5-1 giây góc cạnh và không đạt tới giới hạn nhiễu xạ.

Hướng dẫn sao

Hãy tưởng tượng một thiết bị phân tích sóng ánh sáng truyền qua kính thiên văn hàng trăm lần mỗi giây để phát hiện các vết nhiễu loạn khí quyển và sử dụng dữ liệu này, thay đổi hình dạng của gương biến dạng được đặt ở trọng tâm của kính viễn vọng để trung hòa nhiễu khí quyển và lý tưởng làm cho hình ảnh của đối tượng "chân không". Trong trường hợp này, độ phân giải của kính thiên văn chỉ giới hạn bởi giới hạn nhiễu xạ.

Tuy nhiên, có một sự tinh tế. Thông thường, ánh sáng của các ngôi sao và thiên hà xa xôi quá yếu để tái tạo đáng tin cậy của mặt sóng. Đó là một điều khác nếu có một nguồn sáng gần vật thể đang được quan sát, các tia mà từ đó đi đến kính viễn vọng gần như cùng một con đường – chúng có thể được sử dụng để đọc nhiễu khí quyển.Đó là kế hoạch này (ở dạng hơi bị cắt bớt) vào năm 1989 mà các nhà thiên văn học Pháp đã thử. Họ đã chọn một vài ngôi sao sáng (Deneb, Capella và những người khác) và với sự giúp đỡ của quang học thích ứng, họ thực sự cải thiện chất lượng hình ảnh của họ khi quan sát trong ánh sáng hồng ngoại. Chẳng mấy chốc, các hệ thống như vậy, sử dụng các đèn hiệu sao (các ngôi sao dẫn) của bầu trời trái đất, bắt đầu được sử dụng trên các kính thiên văn lớn để quan sát thực sự.

Nhưng có vài ngôi sao sáng trong bầu trời của trái đất, vì vậy kỹ thuật này phù hợp để quan sát chỉ có 10% của thiên cầu. Nhưng nếu thiên nhiên chưa tạo ra một ngôi sao phù hợp ở đúng nơi, bạn có thể tạo ra một ngôi sao nhân tạo – sử dụng tia laze để tạo ra ánh sáng cao của bầu khí quyển, nó sẽ trở thành nguồn ánh sáng tham chiếu cho hệ thống bù.

Phương pháp này đã được đề xuất vào năm 1985 bởi các nhà thiên văn học người Pháp Renault Foy và Antoine Labeyri. Vào khoảng thời gian đó, các đồng nghiệp của họ từ Mỹ Edward Kibblewhite và Laird Thomson đã đưa ra kết luận tương tự. Vào giữa những năm 1990, các máy phát laser ghép nối với thiết bị AO xuất hiện trên kính viễn vọng cỡ trung tại Đài quan sát Lick ở Mỹ và tại Đài thiên văn Calar Alto ở Tây Ban Nha. Tuy nhiên, phải mất khoảng mười năm để kỹ thuật này được sử dụng trên kính viễn vọng 8-10 mét.

Gương cong
Các yếu tố điều hành của hệ thống quang học thích ứng là một gương biến dạng, được uốn cong bằng cách sử dụng các ổ điện áp hoặc điện cơ (thiết bị truyền động) theo lệnh của hệ thống điều khiển, nhận và phân tích dữ liệu về biến dạng từ cảm biến sóng.

Quan tâm quân sự

Lịch sử của quang học thích nghi không chỉ rõ ràng, mà còn là một mặt bí mật. Vào tháng 1 năm 1958, Lầu Năm Góc đã thiết lập một cơ cấu mới, Cơ quan dự án nghiên cứu nâng cao, ARPA (nay là DARPA), chịu trách nhiệm phát triển công nghệ cho các thế hệ vũ khí mới. Bộ phận này đóng một vai trò then chốt trong việc tạo ra quang học thích ứng: quan sát các obitan của Liên Xô yêu cầu kính viễn vọng không nhạy cảm với các nhiễu loạn khí quyển với độ phân giải cao nhất và trong dài hạn nhiệm vụ tạo ra vũ khí laser để tiêu diệt tên lửa đạn đạo.

Vào giữa những năm 1960, một chương trình nghiên cứu nhiễu loạn khí quyển và sự tương tác của bức xạ laser với không khí đã được đưa ra dưới sự kiểm soát của ARPA. Điều này được thực hiện tại RADC (Trung tâm phát triển không khí Rome), đặt tại căn cứ không quân Griffis ở bang New York.Đèn pha mạnh mẽ gắn trên các máy bay ném bom bay trên phạm vi đã được sử dụng như một nguồn sáng tham khảo, và nó đã rất ấn tượng mà các cư dân sợ hãi đôi khi quay sang cảnh sát!

Vào mùa xuân năm 1973, ARPA và RADC đã ký hợp đồng hoặc tư nhân hóa Hệ thống quang Itec để tham gia vào việc phát triển các công cụ bù cho sự tán xạ ánh sáng do nhiễu loạn khí quyển, như một phần của chương trình bù khí quyển thời gian thực (RTAC). Nhân viên Itec đã tạo ra tất cả ba thành phần chính của AO – một giao thoa kế để phân tích các nhiễu loạn của mặt trước ánh sáng, một tấm gương biến dạng để điều chỉnh chúng và một hệ thống điều khiển. Chiếc gương đầu tiên của họ có đường kính hai inch được làm bằng thủy tinh được phủ một lớp màng nhôm phản chiếu. Các thiết bị truyền động áp điện (21 miếng) được lắp vào tấm đế, có khả năng bị giảm và kéo dài 10 μm dưới tác động của xung điện. Đã là các thử nghiệm trong phòng thí nghiệm đầu tiên được tiến hành trong cùng năm đã chứng thực cho sự thành công. Và mùa hè năm sau, một loạt các thử nghiệm mới đã chứng minh rằng thiết bị thí nghiệm có thể sửa chữa một chùm tia laser đã ở khoảng cách vài trăm mét.

Những thí nghiệm khoa học thuần túy này chưa được phân loại.Tuy nhiên, vào năm 1975, chương trình đóng cửa CIS (Compensating Imaging System) cho sự phát triển của các công ty cổ phần vì lợi ích của Lầu Năm Góc đã được phê duyệt. Phù hợp với nó, các cảm biến sóng trước tiên tiến hơn và gương biến dạng với hàng trăm bộ truyền động được tạo ra. Thiết bị này được lắp đặt trên một kính thiên văn dài 1,6 mét nằm trên đỉnh núi Haleakala trên đảo Maui của Hawaii. Vào tháng 6 năm 1982, lần đầu tiên, có thể chụp được một bức ảnh vệ tinh nhân tạo của Trái đất có chất lượng chấp nhận được với sự giúp đỡ của nó.

Với cảnh laze

Mặc dù các thí nghiệm trên Maui tiếp tục trong vài năm nữa, trung tâm phát triển chuyển đến một khu vực đặc biệt của căn cứ không quân Kirtland ở New Mexico, đến Dải quang Sandia bí mật (SOR), nơi họ đã từ lâu làm việc trên vũ khí laser. Năm 1983, một nhóm do Robert Fugeit dẫn đầu đã bắt đầu thí nghiệm, trong thời gian đó họ đã nghiên cứu quét bằng laser về tính không đồng nhất của khí quyển. Ý tưởng này được đưa ra vào năm 1981 bởi nhà vật lý người Mỹ Julius Feinleib, và bây giờ nó đã được thử nghiệm trong thực tế. Feinleib đề xuất sử dụng phân tán đàn hồi (Rayleigh) của lượng tử ánh sáng trên các tính không đồng nhất của khí quyển trong các hệ thống AO. Một số photon phân tán quay trở lại điểm mà chúng rời đi,và trong phần tương ứng của bầu trời một phát quang đặc trưng của một nguồn gần như điểm, một ngôi sao nhân tạo, phát sinh. Fuget và các đồng nghiệp của ông đã đăng ký biến dạng của mặt sóng của bức xạ phản xạ trên đường đến Trái đất và so sánh chúng với những nhiễu loạn tương tự của ánh sáng sao đến từ cùng một phần của bầu trời. Các nhiễu loạn hóa ra gần như giống hệt nhau, xác nhận khả năng sử dụng laser để giải quyết các vấn đề về AO.

Những phép đo này không yêu cầu quang học phức tạp – đủ hệ thống gương đơn giản. Tuy nhiên, để có kết quả đáng tin cậy hơn, chúng phải được lặp lại trên một kính thiên văn tốt, được lắp đặt trên SOR vào năm 1987. Fugeit và các trợ lý của ông đã tiến hành các thí nghiệm về nó, trong đó quang học thích ứng với các ngôi sao nhân tạo được sinh ra. Vào tháng 2 năm 1992, hình ảnh được cải thiện đáng kể đầu tiên của một thiên thể, Betelgeuse (ánh sáng chói lóa nhất của chòm sao Orion), đã thu được. Chẳng mấy chốc, khả năng của phương pháp này được thể hiện trong các bức ảnh của một số ngôi sao, nhẫn của Saturn và các vật thể khác.

Mắt AO
Cảm biến Shek-Hartman hoạt động như thế này: sau khi rời khỏi hệ thống quang học của kính viễn vọng, ánh sáng truyền qua một mạng lưới các thấu kính nhỏ hướng nó tới mảng CCD.Nếu bức xạ của một nguồn vũ trụ hoặc một ngôi sao nhân tạo trải rộng trong chân không hoặc trong một bầu không khí yên tĩnh lý tưởng, thì tất cả các thấu kính nhỏ sẽ tập trung vào đúng các điểm ảnh được gán cho chúng. Bởi vì các xoắn xoắn trong khí quyển, các điểm hội tụ của các tia "đi" dọc theo bề mặt ma trận, và điều này cho phép chúng ta tái tạo lại các nhiễu loạn "border = 0>Mắt AO
Cảm biến Shek-Hartman hoạt động như thế này: sau khi rời khỏi hệ thống quang học của kính viễn vọng, ánh sáng truyền qua một mạng lưới các thấu kính nhỏ hướng nó tới mảng CCD. Nếu bức xạ của một nguồn vũ trụ hoặc một ngôi sao nhân tạo trải rộng trong chân không hoặc trong một bầu không khí yên tĩnh lý tưởng, thì tất cả các thấu kính nhỏ sẽ tập trung vào đúng các điểm ảnh được gán cho chúng. Do sự hỗn loạn khí quyển, các điểm hội tụ của các tia "đi bộ" dọc theo bề mặt của ma trận, và điều này cho phép chúng ta tái tạo lại các nhiễu loạn.

Nhóm Fugeit đã đốt cháy các ngôi sao nhân tạo bằng laser hơi đồng có công suất cao tạo ra 5.000 xung mỗi giây. Một tần số nhấp nháy cao như vậy cho phép quét ngay cả những biến động ngắn nhất. Các cảm biến sóng mặt giao thoa kế được thay thế bởi một cảm biến Shek-Hartman tiên tiến hơn, được phát minh vào đầu những năm 1970 (bằng cách này, cũng được đưa ra bởi Lầu Năm Góc).Một chiếc gương với 241 bộ truyền động được cung cấp bởi Itec có thể thay đổi hình dạng 1664 lần mỗi giây.

Tăng cao hơn

Sự tán xạ Rayleigh khá yếu, vì vậy nó được kích thích ở độ cao 10–20 km. Các tia sáng từ sao tham chiếu nhân tạo phân kỳ, trong khi các tia từ một nguồn vũ trụ xa hơn rất nhiều song song. Do đó, mặt sóng của chúng bị bóp méo trong lớp hỗn loạn không hoàn toàn giống nhau, ảnh hưởng đến chất lượng của ảnh đã chỉnh sửa. Nó là tốt hơn để ánh sáng các cảnh báo sao ở độ cao cao hơn, nhưng cơ chế Rayleigh là không phù hợp ở đây.

Vấn đề này vào năm 1982 đã được giải quyết bởi Giáo sư Đại học Princeton Will Harper. Ông đã đề xuất sử dụng thực tế rằng trong tầng trung lưu ở độ cao khoảng 90 km có rất nhiều nguyên tử natri tích lũy ở đó do sự đốt cháy của micrometeorites. Harper đề xuất kích thích sự phát quang cộng hưởng của các nguyên tử này với sự trợ giúp của các xung laser. Cường độ của phát quang như vậy với công suất laser bằng nhau là bốn bậc độ lớn hơn cường độ sáng trong tán xạ Rayleigh. Đó chỉ là một lý thuyết. Việc thực hiện thực tế của nó đã được thực hiện bởi những nỗ lực của nhân viên phòng thí nghiệm Lincoln tại căn cứ không quân Hansky ở Massachusetts. Vào mùa hè năm 1988, họ đã nhận được những hình ảnh đầu tiên của các ngôi sao được thực hiện với sự trợ giúp của các đèn hiệu mesospheric.Tuy nhiên, chất lượng của các bức ảnh không cao, và việc thực hiện phương pháp Harper đòi hỏi nhiều năm đánh bóng.

Vào mùa xuân năm 1991, Lầu Năm Góc đã quyết định loại bỏ tem bảo mật khỏi hầu hết công việc của mình trên quang học thích nghi. Các báo cáo đầu tiên về cô đã được thực hiện vào tháng Năm tại hội nghị của Hiệp hội Thiên văn học Mỹ ở Seattle. Các ấn phẩm tạp chí được theo sau. Mặc dù quân đội Mỹ tiếp tục tham gia vào quang học thích ứng, các kết quả được phân giải của thập niên 1980 đã trở thành tài sản của các nhà thiên văn học.

B 2013 Một máy chụp ảnh hành tinh Gemini độc đáo cho các hành tinh ngoại ảnh quang phổ và hình ảnh, được thiết kế cho kính thiên văn Gemini dài 8 mét, đã được thử nghiệm thành công. Nó cho phép chúng ta quan sát các hành tinh với sự trợ giúp của AO, có độ sáng nhìn thấy được ít hơn hàng triệu lần độ sáng của các ngôi sao xung quanh chúng biến ') "> B 2013 Một máy chụp ảnh hành tinh Gemini độc đáo cho các hành tinh ngoại ảnh quang phổ và hình ảnh, được thiết kế cho kính thiên văn Gemini dài 8 mét, đã được thử nghiệm thành công. Nó cho phép chúng ta quan sát các hành tinh với sự trợ giúp của AO, có độ sáng nhìn thấy được ít hơn hàng triệu lần so với độ sáng của các ngôi sao xung quanh mà chúng biến thành "border = 0> B 2013 Một máy chụp ảnh hành tinh Gemini độc đáo cho các hành tinh ngoại ảnh và quang phổ được thiết kế cho kính thiên văn Gemini dài 8 mét đã được thử nghiệm thành công.Nó cho phép chúng ta quan sát các hành tinh với sự giúp đỡ của AO, có độ sáng rõ ràng gấp hàng triệu lần độ sáng của các ngôi sao xung quanh chúng.

Great leveler

"Lần đầu tiên, AO cho phép các kính thiên văn dựa trên mặt đất thu thập dữ liệu về cấu trúc của các thiên hà rất xa," Claire Max, giáo sư thiên văn học và thiên văn học tại Đại học Santa Cruz cho biết. Các ngôi sao gần lỗ đen siêu lớn ở trung tâm của thiên hà cũng đang được điều khiển bởi AO.

AO đã đưa ra nhiều nghiên cứu về hệ mặt trời. Với sự giúp đỡ của nó, thông tin mở rộng thu được về vành đai tiểu hành tinh, đặc biệt là về các hệ thống tiểu hành tinh kép. AO đã làm giàu kiến ​​thức về khí quyển của các hành tinh của hệ mặt trời và vệ tinh của chúng Nhờ đó, trong mười lăm năm nay, các quan sát được tạo thành từ phong bì khí của Titan, vệ tinh lớn nhất của sao Thổ, khiến cho nó có thể theo dõi sự thay đổi theo mùa và theo mùa trong khí quyển của nó. Vì vậy, một loạt dữ liệu về điều kiện thời tiết trên các hành tinh bên ngoài và vệ tinh của chúng đã được tích lũy.

Trong một nghĩa nào đó, quang học thích ứng cân bằng các khả năng của thiên văn trái đất và không gian.Nhờ công nghệ này, kính viễn vọng văn phòng phẩm lớn nhất với gương khổng lồ của họ cung cấp độ phân giải tốt hơn nhiều so với kính viễn vọng Hubble hoặc Kính viễn vọng IR James Webb chưa ra mắt. Ngoài ra, các thiết bị đo cho các đài quan sát trên mặt đất không có các giới hạn về chiều rộng và chiều cứng cứng nhắc, điều chỉnh thiết kế của các thiết bị không gian. Vì vậy, nó không phải là một cường điệu để nói, "Giáo sư Max kết luận," rằng quang học thích ứng đã triệt để chuyển đổi nhiều ngành khoa học hiện đại về vũ trụ. "

Cảm nhận bầu không khí

Trước đây, kích thước của các khu vực bầu trời có thể điều chỉnh được giới hạn trong các tế bào với một bên của 15 góc cạnh ms. Vào tháng 3 năm 2007, một quang học thích ứng đa liên hợp (MCAO) đã được thử nghiệm lần đầu tiên tại một trong những kính thiên văn ESO. Nó thăm dò sự nhiễu loạn ở các độ cao khác nhau, làm cho nó có thể tăng kích thước của trường được điều chỉnh cho đến hai hoặc nhiều phút góc.

"Trong thế kỷ này, khả năng của công ty cổ phần đã mở rộng rất nhiều", Claire Max, giáo sư thiên văn học và thiên văn học, giám đốc Trung tâm quang học thích ứng tại Đại học California-Santa Cruz, cho biết. MCAO.Cảm biến sóng mặt mới và các chương trình máy tính mạnh mẽ hơn đã xuất hiện. Gương với các bộ truyền động vi điện cơ được tạo ra, cho phép thay đổi hình dạng của bề mặt phản xạ tốt hơn và nhanh hơn các bộ truyền động trên áp điện. Trong những năm gần đây, hệ thống thí nghiệm quang học thích ứng đa đối tượng (MOAO) đã được phát triển và thử nghiệm, theo đó bạn có thể đồng thời giám sát tối đa mười nguồn hoặc nhiều hơn trong một trường nhìn có đường kính 5–10 arc-phút. Chúng sẽ được cài đặt trên kính viễn vọng thế hệ mới, sẽ bắt đầu hoạt động trong thập kỷ tới. "


Like this post? Please share to your friends:
Trả lời

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