УДК 520.6, 520.8, 535.41, 535-4
АХРОМАТИЧЕСКИЙ ИНТЕРФЕРЕНЦИОННЫЙ КОРОНОГРАФ С ПЕРЕМЕННЫМ ВРАЩАТЕЛЬНЫМ СДВИГОМ ДЛЯ ИССЛЕДОВАНИЯ ВНЕСОЛНЕЧНЫХ ПЛАНЕТ
© 2013 г. П. Н. Фролов1, 3, И. И. Ахметов2, Б. Б. Шкурский1, 3, И. В. Гвоздовский2, А. В. Киселев1, О. И. Кораблев1, 3, А. В. Тавров1, 3
Федеральное государственное бюджетное учреждение науки Институт космических исследований
Российской академии наук (ИКИРАН) Федеральное государственное бюджетное образовательное учреждение высшего профессионального образования
"Национальный исследовательский университет "Московский Энергетический Институт" (НИУМЭИ) 3Федеральное государственное автономное образовательное учреждение высшего профессионального образования "Московский физико-технический институт (государственный университет)" (МФТИ)
Поступила в редакцию 25.12.2012 г.
Прямое наблюдение экзопланет позволит прояснить многие принципиальные вопросы, связанные как с внесолнечными планетами, так и планетными системами; измерить спектры атмосфер планет. Получение изображения экзопланеты, неопосредованного светом звезды, находится на переднем крае современных оптических технологий из-за сочетания огромных яркостных контрастов и малых угловых расстояний между планетой и звездой. Для наблюдения экзо-Земли требуется ослабить яркость изображения родительской звезды на 9.. .10 порядков (в оптическом и ближнем ИК-диапа-зонах). Для наблюдения экзопланет наземные, например 8-10-метровые телескопы, для компенсации влияния атмосферы оснащают системами адаптивной оптики, которые не имеют пока достаточного пространственного и временного разрешений. Космический телескоп метрового класса, оснащенный звездным коронографом, позволит наблюдать ближайшие экзопланеты. В настоящей статье рассмотрен усовершенствованный инструмент звездной коронографии — ахроматический интерференционный коронограф с переменным вращательным сдвигом, выполненный по оптической схеме интерферометра общего пути для исследования внесолнечных планет путем непосредственного наблюдения. Приведены теоретические и расчетные оценки основных характеристик схемы. На макете коронографа проведены лабораторные экспериментальные измерения.
DOI: 10.7868/S0320930X13060029
ВВЕДЕНИЕ
В 1995 г. с открытием первой внесолнечной планеты (Mayor, Queloz, 1995), наблюдательной астрономией было получено подтверждение, что планеты можно обнаружить не только в Солнечной системе, но и в других частях Вселенной. Лишь немногие их характеристики схожи с аналогичными особенностями планет, обращающихся вокруг Солнца. Примером тому могут служить "горячие юпитеры" — класс экзопланет с массой порядка массы Юпитера, 1027 кг, но вращающиеся вокруг родительской звезды на расстоянии порядка 0.05 а. е. На начало 2013 г. известно более 850 экзопланет в примерно 650 планетных системах (http://exoplanet.eu). Почти все они обнаружены непрямыми методами. Примерно 60% подтвержденных экзопланет открыто спектральным методом лучевых скоростей, 35% — транзитным методом (прохождение планеты по диску звезды). В некоторых случаях транзитный метод позволяет исследовать состав атмосферы планеты спек-
трально-затменным методом (Perryman, 2011; Sing и др., 2011; Ксанфомалити, 2004; 2007).
Прямое наблюдение и спектральный анализ внесолнечных планет (экзопланет) остаются перспективными областями исследований. Причина тому — сочетание огромных яркостных контрастов и малых угловых расстояний между планетой и звездой. Поэтому первоочередной целью прямого наблюдения экзопланет будут ближайшие звезды в радиусе порядка 10 парсек. Рассмотрим систему Солнце—Земля, наблюдаемую с расстояния 10 пк. Яркостный контраст между интенсив-ностями их излучения составляет 106 в ИК-диапа-зоне и 109 — в видимом, видимое угловое расстояние между звездой и планетой ~0.1". Для того чтобы ослабить высокий оптический контраст, звездная коронография интенсивно развивалась от первоначального солнечного коронографа Бернара Лио (Lyot, 1939) к различным схемам (Guyon и др., 2006). Так, в (Roddier F., Roddier C., 1997) было предложено заменить "искусственную
Луну" солнечного коронографа фазовой маской. В дальнейшем предлагались сегментные фазовые маски ("фазовый нож" (Abe и др., 2003), четырех-сегментная маска (Rouan и др., 2000)) или маски с непрерывно меняющейся фазовой задержкой (Foo и др., 2005). В схемах коронографов фазовые маски применяются вместе с методами апподиза-ции (Labeyrie и др., 2006; Guyon и др., 2006). Фазовая маска, установленная в фокальной плоскости, гасит центральный максимум дифракционного изображения звезды, а зональная апподизация зрачка уменьшает интенсивность боковых максимумов.
АХРОМАТИЧЕСКИЙ ИНТЕРФЕРЕНЦИОННЫЙ КОРОНОГРАФ (АИК)
Важным шагом в развитии звездной короно-графии стал ахроматический интерференционный коронограф, предложенный в (Gay, Rabbia, 1996; Rabbia и др., 2007). Рисунок 1 иллюстрирует принцип работы схемы АИК. Полученное телескопом изображение звезды и планеты (показано в верхней части рисунка) коллимируется и направляется в интерферометр. Затем оно разделяется на два равных по интенсивности изображения, одно из которых сдвигается по фазе на п радиан относительно другого и одновременно поворачивается на 180° вокруг оптической оси, совпадающей с осью звезды (направлением на звезду). При совмещении изображений (нижняя часть рисунка) в результате интерференции в противофазе свет от звезды гасится (зануляется), в то время как свет от двух копий изображения планеты не гасится, так как они оказываются геометрически разделeнны-ми и располагаются симметрично относительно оптической оси.
Основным достоинством АИК является ахроматизм в широком диапазоне длин волн, ограничиваемом только окном прозрачности материала светоделителя. АИК имеет наилучшее пространственное разрешение, или наименьший рабочий угол (inner working angle IWA) — минимальное угловое расстояние между звездой и планетой, которое возможно разрешить с помощью коронографа и при котором величина пропускания света неосевого источника (планеты) уменьшается вдвое от максимально возможного пропускания. Более того, АИК устраняет симметричные (четные) статистические аберрации, что позволяет использовать коронограф с телескопом, где держатель вторичного зеркала устроен симметрично.
Принципиальным недостатком схемы АИК и некоторых других схем коронографов (Guyon и др., 2006) с малыми значениями наименьшего рабочего угла является фоновая засветка, обусловленная неполным гашением света звезды из-за ее конечного физического размера. Величина
Планета
Сдвиг фазы + п
Рис. 1. Схема АИК.
засветки зависит от размера телескопа, расстояния до объекта наблюдения и углового расстояния между звездой и планетой. Например, если наблюдать систему Солнце—Земля с расстояния 10 пк, то угловой размер звезды составляет «10-3 угл. секунд. Телескоп диаметром 1 метр (с разрешением 1.22\/В « 0.25 угл. секунды на длине волны 1 мкм) формально не разрешает диаметр звезды. При этом ахроматический интерференционный коронограф при данных условиях наблюдения позволяет ослабить максимальный контраст 105, но не более, из-за конечного физического размера звезды, т.е. неполной пространственной когерентности источника света. Чтобы уменьшить влияние фона (не полностью погашенного света звезды), были предложены несколько методов улучшения первоначальной схемы АИК.
Для небольших телескопов диаметром 0.5.. .1.5 м возможно объединение двух АИК общего пути в тандем двух последовательных интерферометров (Таугоу и др., 2008; Тавров, 2009), использующий
о
Планета
фазы
Рис. 2. Схема АИК с переменным вращательным
сдвигом.
интерференцию четырех копий изображения звезды и планеты. Копии имеют вращательный сдвиг на 90°. Функция когерентности в эффективном четырех лучевом интерферометре теоретически позволяет достичь контраста до 1010 при видимом размере звезды 0.01^/D и угловом расстоянии между звездой и планетой X/D. Таким образом, система Солнце—Земля, наблюдаемая с расстояния 10 пк, будет разрешена с короногра-фическим контрастом 1010 на длине волны 1 мкм.
Для больших телескопов диаметром от 1 м угловое расстояние между звездой и планетой достигает нескольких дифракционных радиусов (Эйри). Для таких условий схема АИК была доработана до ахроматического интерференционного коронографа вращательного сдвига (Achromatic Rotation shearing Coronagraph — ARC) (Aime и др., 2010) и комбинации вращательного и линейного сдвигов (Allouche и др., 2009). Эти схемы основаны на интерференции двух лучей, имеющих переменный вращательный сдвиг друг относительно
друга. Сдвиг можно менять в пределах 180°, чтобы получить максимальный коронографический контраст при используемом телескопе и наблюдаемых размере звезды и угловом расстоянии между звездой и планетой.
АИК С ПЕРЕМЕННЫМ ВРАЩАТЕЛЬНЫМ СДВИГОМ
В (Aime и др., 2010) предложены две оптические схемы ахроматического интерферометра вращательного сдвига (ARC), основанные на интерферометре Маха—Цендера с двумя пространственно-разделенными плечами. В одной из схем в плечах интерферометра размещены один или два вращателя изображения, представляющие собой систему трех плоских зеркал. В другом варианте поворот изображения достигается вращением одного из плеч интерферометра. Рисунок 2 иллюстрирует принцип работы схем АИК с переменным вращательным сдвигом. Полученное телескопом изображение звезды и планеты (показано в верхней части рисунка) коллимируют и направляют в интерферометр, где оно разделяется на два равных по интенсивности изображения. Одно из них сдвигается по фазе на п радиан относительно другого и одновременно поворачивается на заданный угол у вокруг оптической оси, совпадающей с осью звезды. При совмещении изображений (нижняя часть рисунка) в результате интерференции в противофазе свет от звезды гасится (зануляется). Свет от двух копий изображения планеты не гасится, так как они оказываются геометрически разделенными. Но при этом изображения планеты располагаются ближе друг к другу, чем при повороте на 180°.
В рассмотренных выше схемах коронографов для достижения коронографического контраста 1010 требуется созд
Для дальнейшего прочтения статьи необходимо приобрести полный текст. Статьи высылаются в формате PDF на указанную при оплате почту. Время доставки составляет менее 10 минут. Стоимость одной статьи — 150 рублей.