Атмосферные эффекты и возможности их устранения

Рис 9.5

 

Атмосфера Земли ответственна за четыре вредных эффекта, препятствующих получению телескопом изображений экзопланет. Во-первых, атмосфера поглощает излучение, приходящее из космоса, снижая тем самым уровень сигнала у поверхности Земли. На рис. 9.5 для разных длин волн показана доля поглощённого излучения источника, наблюдаемого на уровне моря достаточно высоко над горизонтом при безоблачной погоде. В основном поглощение обусловлено атмосферными газами. Наша атмосфера довольно прозрачна в видимой области спектра, но в инфракрасном диапазоне поглощение резко усиливается, прежде всего, из-за присутствия водяного пара в нижних слоях атмосферы. В большей части ультрафиолетового диапазона атмосфера совершенно непрозрачна из-за молекул О₂ и О₃. В радиодиапазоне, особенно на волнах длиной от 10 мм до 10 м, атмосфера вновь становится прозрачной, но волны длиннее 10 метров не достигают поверхности, отражаясь от ионосферы.

Во-вторых, атмосфера сама испускает излучение, в основном из-за теплового движения составляющих её молекул. Спектральный диапазон этого теплового излучения зависит от температуры атмосферы, для Земли это средний инфракрасный диапазон (5 – 100 мкм). В этих лучах атмосфера светится днем и ночью. Это излучение добавляется к шуму (уравнение 9.2) и затрудняет обнаружение слабых небесных объектов. Чтобы ослабить поглощение и излучение атмосферы в среднем инфракрасном диапазоне, инфракрасные телескопы устанавливают высоко в горах, но полностью решить эту проблему можно только запустив телескоп на орбиту.

Третий вредный эффект – рассеяние излучения, при котором оно ослабляется без поглощения [При рассеянии часть излучения изменяет своё первоначальное направление и не участвует в создании изображения источника, хотя в конце концов некоторая его доля может достичь наблюдателя, но уже с других направлений. – Прим. ред. ]. За рассеяние частично ответственны молекулы атмосферы. Мы все знакомы с результатом

рассеяния солнечного света, создающего голубой цвет неба; он голубой, потому что степень рассеяния молекулами воздуха возрастает с уменьшением длины волны как 1/ l ⁴, так называемое рэлеевское рассеяние. Кроме того, свет рассеивается аэрозолями – взвешенными в воздухе твердыми или жидкими частицами крошечного размера. Все мы пользуемся аэрозольными баллончиками, но атмосферные аэрозоли в основном природного происхождения: они состоят из капелек воды, кристалликов льда, пылинок и органических частиц. Правда, в последнее время вызывают беспокойство искусственные аэрозоли, содержание которых растёт в верхних слоях атмосферы: в основном это мельчайшие кристаллики льда в следах реактивных самолетов. Яркий солнечный свет, рассеянный воздухом и аэрозолями, скрывает от нас днём излучение звезд. А в ночное время источником «светового загрязнения» атмосферы служит городское освещение. В этом смысле и Луну можно считать источником светового загрязнения. Рассеяние света ухудшает качество астрономических изображений по двум причинам. Во-первых, оно вносит свой вклад в шум, а во-вторых, в атмосфере рассеивается и уходит обратно в космос часть излучения источника, что понижает уровень сигнала. Частично преодолеть эту проблему помогает установка телескопов вдали от городов с их ночным освещением и высоко в горах, но для окончательного её решения требуется выход в космос.

Четвёртый вредный эффект атмосферы – искажение волнового фронта приходящего излучения. Причина в том, что коэффициент преломления реальной атмосферы не постоянен: он изменяется и в пространстве, и во времени. Этот эффект оценивают по так называемой атмосферной «видимости», т.е. по качеству изображения. Мы рассмотрим это в следующем разделе, а затем расскажем, как можно с этим бороться.

 

Атмосферная «видимость»

 

Напомним, что функция рассеяния точки (ФРТ) объектива описывает распределение интенсивности света в изображении некоторого точечного объекта, находящегося на большом удалении. При этом предполагается, что между главным зеркалом телескопа и наблюдаемым объектом ничего нет, так что волновые фронты излучения попадают на зеркало в виде плоскостей, как показано на рис. 9.2(а). Если зеркало оптически совершенное, то вид ФРТ ограничивается лишь дифракцией, как показано на рис. 9.2(б). К сожалению, в действительности между зеркалом и объектом всегда что-то находится, как минимум – межзвездная среда и атмосфера Земли. Чрезвычайно разреженной межзвездной средой, как правило, можно пренебречь, но наша атмосфера довольно плотная, особенно в нижних слоях, и мы обязаны учитывать проблемы, связанные с прохождением света сквозь тропосферу – приповерхностный слой примерно 10-километровой толщины.

Если бы показатель преломления n атмосферы Земли просто менялся в зависимости от высоты, это оказывало бы ничтожное влияние на изображение звезды. К сожалению, n изменяется от точки к точке: турбулентность тропосферы создает вариации плотности воздуха, которые проявляются в виде неоднородностей n. Скорость световой волны пропорциональна 1/ n, поэтому плоский волновой фронт после прохождения через атмосферу с неоднородным значением n искажается – одни участки фронта обгоняют другие. Вблизи зеркала волновой фронт уже не плоский. Этот эффект можно рассматривать как ухудшение ФРТ зеркала, но правильнее ввести в рассмотрение новую, составную ФРТ из двух компонентов, – отдельно для зеркала и для атмосферы, – поскольку само зеркало ведь не стало хуже. При низкой турбулентности атмосферы можно получать лучшее качество изображений.

На уровне моря, при хорошем качестве изображений волновой фронт оптического излучения (l» 0,5 мкм) остается достаточно плоским на масштабе около 0,1 м. Следовательно, зеркало диаметром не более 0,1 м демонстрирует свою дифракционно-ограниченную ФРТ. Из-за турбулентных флуктуаций и ветра плоские участки фронта приходят к зеркалу с различной ориентацией (это называют качанием волнового фронта), что приводит к хаотическим смещениям ФРТ в фокальной плоскости. В следующем разделе описано, как можно компенсировать такие искажения. Искажения фронта уменьшаются с ростом длины волны; можно доказать, что масштаб, на котором сохраняется плоская форма фронта, приблизительно пропорционален l ^1,2. Таким образом, на волне длиной 2 мкм волновые фронты остаются достаточно плоскими на масштабе порядка 0,5 м, но телескопы с такой апертурой считаются небольшими. Размещение телескопов в высокогорных обсерваториях несколько улучшает ситуацию, но всё же для получения изображений экзопланет необходимы крупные телескопы, качество изображений у которых сильно страдает от атмосферной турбулентности. К счастью, адаптивная оптика позволяет бороться с этой проблемой.

 

Адаптивная оптика

 

На рис. 9.6(а) показан принцип действия и основные элементы типичной системы адаптивной оптики. Прежде всего, датчик волнового фронта оценивает степень атмосферных искажений, сравнивая форму волнового фронта опорного источника, находящегося в поле зрения телескопа, с той формой, которая была бы при идеальном качестве изображений. На основе этих данных посылается управляющий сигнал на качающееся зеркало, которое своим наклоном компенсирует средний наклон волнового фронта по всей поверхности главного зеркала. Другой сигнал посылается на деформируемое зеркало, которое изменением своей формы исправляет мелкую "рябь" волнового фронта. В целом, действие системы приводит к тому, что волновой фронт опорного источника выравнивается, и этим существенно нейтрализуется атмосферное дрожание и размытие [При этом восстанавливается и качество изображения всех других объектов, расположенных на небе близко к опорному источнику, поскольку приходящий от них свет проходит через атмосферу практически тем же путём, что и свет опорного источника. – Прим. ред. ]. На рис.9.2(б) представлен пример действия такой системы.

 

Рис 9.6

Опорным источником света может быть яркая одиночная звезда, однако вероятность того, что достаточно яркая звезда окажется на небе вблизи интересующего нас объекта, невелика. Поэтому часто в качестве опорного источника используют "искусственную звезду", создаваемую в верхних слоях атмосферы. На высотах 85 – 100 км довольно много атомов натрия, которые можно заставить светиться в линии 0,589 мкм, облучая их с земли лазером соответствующей частоты. К сожалению, «искусственная звезда» не может помочь исправить общий наклон волнового фронта, поскольку любой наклон, возникший у фронта при движении лазерного луча с поверхности Земли к атомам натрия, затем исчезает при обратном движении света к поверхности по тому же пути. Так что для коррекции наклона волнового фронта нужно использовать настоящие звезды, причём ею может быть сама исследуемая звезда. Однако её нельзя использовать для коррекции мелкомасштабных искажений волнового фронта, так как для этого потребовалось бы заранее знать детальную структуру её изображения, а это как раз то, что мы хотим узнать в результате наблюдений!

До сих пор мы обсуждали коррекцию «мгновенных» изображений, но нельзя забывать, что атмосфера – подвижная и переменчивая оптическая среда. Её пространственные флуктуации плотности переносятся ветром, а также самопроизвольно меняются: пониженная плотность воздуха в микрообъеме может быстро смениться повышенной, и наоборот. Первый из упомянутых эффектов требует от системы адаптивной оптики более высокого быстродействия – форму деформируемого зеркала требуется менять сотни раз в секунду при работе в видимом диапазоне спектра. В инфракрасном диапазоне масштаб искажений волнового фронта больше (разд. 9.3.1), так что подстройку формы зеркала можно осуществлять реже.

Коррекция с помощью адаптивной оптики, разумеется, не может быть абсолютно точной даже для изображения опорного источника, поскольку для оценки искажений волнового фронта необходимо затратить некоторое время на регистрацию излучения. Даже при наблюдении ярких опорных источников, форма искажений за время регистрации успевает измениться. Нельзя также забывать, что деформируемое зеркало состоит из конечного числа элементов (обычно из нескольких десятков), и поэтому оно не может корректировать искажения, масштаб которых вблизи него меньше размера элементов зеркала. Кроме этого, точность коррекции уменьшается с ростом углового расстояния между изучаемым и опорным источниками света, поскольку лучи с разных направлений проходят через атмосферу к поверхности зеркала по разным траекториям. Из-за этого искажения соответствующих волновых фронтов также несколько различаются.

Оценивая возможности адаптивной оптики в целом, можно сказать, что она позволяет в видимой области спектра приблизиться к дифракционно-ограниченной ФРТ в поле радиусом несколько секунд дуги от опорного источника света. В инфракрасном диапазоне поле зрения с исправленным качеством становится несколько больше. Наилучшим решением вновь представляется сооружение обсерваторий в горах или вынос телескопов за пределы атмосферы. Что может дать применение адаптивной оптики на крупнейших наземных телескопах и на что способен оптический телескоп в космосе?