Интерферометрическая связь больших наземных телескопов

 

Развитие волоконно-оптических средств связи привело к созданию интерферометрических комплексов, включающих большие телескопы с

диаметрами зеркал до 8 и более метров и базами до 200 метров (KIIA, VLTI и др.). Хотя главные задачи таких комплексов лежат в области астрофизических исследований, тем не менее в области позиционных определений для наземной астрометрии открываются уникальные возможности: поиск и исследование слабых спутников планет и новых объектов солнечной системы, новых планетных систем в окрестностях ближайших звезд, изучение отдельных звезд, двойных и кратных звездных систем и др.

 

Рис.1.8 Общий принцип действия двухэлементного оптического интерферометра

 

В основе определения координат посредством оптической интерферометрии лежит явление интерференции (сложения) световых волн при условии их когерентности (т.е. согласованности по амплитуде и фазе). Этот принцип был реализован в двухэлементном интерферометре Майкельсона, основные идеи которого в различных модификациях присутствуют в современных наземных (и космических) проектах. Для получения координат наблюдаемого обьекта (звезды) оптический интерферометр должен измерять угол между направлением на звезду и вектором базы (рис.1.8). Для получения второй координаты необходима другая база, различно ориентированная от первой.

Для определения угла между обьектом и базой (или между двумя. звездами) используется соотношение между задержкой d (положение интерференционных колец) и положением источника световых волн (обьектом): d = `В ´`S + c,

где ` В - единичный вектор базы интерферометра, соединяющей два сидеростата - зеркала 1 и 2 - (определяет величину базы, ее ориентировку);

` S - единичный вектор обьекта (определяет координаты); с - нуль-пункт линии задержки, т.е. постоянная, определяющая величину инструментальной задержки (ошибки оптического канала, метрологической лазерной системы, измерительных устройств и пр.); определяется, в основном, из посредством опытных измерений; d - величина задержки, измеряемая по положению центральной полосы (полосы нулевого порядка) интерферограммы и положению линии задержки (ЛЗ).

Для двухэлементного интерферометра с базой, горизонтально ориентированной по меридиану можно определить одну координату - склонение d, из формулы:

d = В´SinZ + c, или с другой базой в первом вертикале можно определить прямое восхождение a. Интерферометр с двумя и более базами может определять обе координаты наблюдаемого обьекта.

 

Принцип оптической интерометрии эффективно реализован на двух уникальных комплексах: 1) Keck I и Keck II обсерватории Mauna Kea (Гавайи, США), см. рис. 1.9, 2) Большой телескоп-интерферометр VLBI (рис.1.11).

 

Интерферометрический комплекс KIIA (Гавайи, США)

Расположенные на Гавайях (Mauna Kea) в одном из наиболее лучших по астроклимату мест на Земле два крупнейших телескопа Keck I и Keck II (10м) работают в режиме интерферометра Майкельсона с базой 85 метров, а в комбинации с 4-мя вспомогательными телескопами (D1.8м) образуют уникальный интерферометрический комплекс из 6-ти телескопов с переменной базой от 30м до 140 метров (Рис.1.9).

 

 

Рис. 1.9 Общий вид уникального интерферометрического комплекса Keck I и Keck II обсерватории Mauna Kea (Гавайи, США); ниже показано расположение 4-х вспомогательных телескопов относительно Keck I и Keck II

В режиме изображений предусмотрена возможность использования от 9 до 15 вариантов баз с 4, 5, 6-ю телескопами; при этом угловое разрешение наблюдаемых точечных обьектов до 19^m возможно на уровне, около 3 mas в диапазоне 1.5-5мкм за время накопления до 1000 секунд. На базе 85м ожидаемое угловое разрешение около 5 mas для диапазона 2.2мкм. В астрометрическом режиме высокое разрешение обеспечивается участием в схеме интерферометрического комплекса вспомогательных телескопов, образующих конфигурацию двух ортогональных баз длиной более 100 метров. В дифференциальном режиме можно достичь точности 30 mas для обьектов до 21^m , за время накопления около часа.