Астронет > Первое наблюдение VLTI как интерферометра

Астронет: М. Е. Прохоров/ГАИШ Первое наблюдение VLTI как интерферометра
http://variable-stars.ru/db/msg/1172871

Первое наблюдение VLTI как интерферометра
12.11.2001 17:12 | М. Е. Прохоров/ГАИШ, Москва

Первое наблюдение VLTI как интерферометра

Это началось как простой этап настройки инструмента, а завершилось совершенно неожиданным успехом.

29 октября 2001 года на двух из четырех телескопов VLTI (Very Large Telescope Interferometer - Очень Большой Телескоп-Интерферометр) обсерватории Паранал (ESO) - на ANTU и MELIPALе (каждому из четырех больших телескопов VLTI присвоены собственные имена) - проводилась первая попытка интерферометрического наблюдения звезды Ахернар ( $\alpha$ Эридана). Для этого два 8.2 метровых телескопа, удаленных на 102 м друг от друга, были одновременно наведены на эту звезду, а принимаемый ими свет сводился в едином фокусе в Интерферометрической лаборатории. Если свести пучки света "правильным" образом, то их фазы сохраняются, при сложение такие пучки интерферируют между собой и образуют "полосатую" интерференционную картину по которой можно определять многие параметры наблюдаемого объекта. Анализ контраста интерференционной картины показал, что уже в этом первом эксперименте Ахернар выглядела не точечным источником, ее угловой диаметр равнялся 1.9^.10⁶ угловых секунд. На расстоянии до звезды равном 145 световым годам это соответствует размеру 13 млн. км.

Теперь немного о самом комплексе инструментов VLTI. С самого начала этот проект задумывался как интерферометр. Он состоит из четырех очень больших телескопов с диаметрами зеркал 8.2 м каждый и еще около десяти более мелких инструментов. Каждый их этих инструментов может вести наблюдения независимо от других, но главной, самой интересно и, одновременно, самой трудной задачей, было (и еще будет) заставить их работать вместе как один инструмент (работу оптического интерферометра иллюстрирует первый из приведенных ниже рисунков). При этом разрешение такого объединенного телескопа-интерферометра будет определяться расстоянием между наиболее удаленными инструментами участвующие в подобном наблюдении (большие инструменты расположены на расстоянии около 100 м друг от друга, а самые удаленные из дополнительных телескопов - примерно в 300 м). Тот эксперимент о котором мы рассказываем - первая (и удачная) попытка заставить большие инструменты VLTI работать как интерферометр.

Первые наблюдения на VLTI с помощью двух 8.2-м телескопов

ESO PR Photo 30a/01

Иллюстрация работы оптического интерферометра на двух 8.2-м. Интерференционная картина наблюдалась с помощью прибора VINCI, размещенного в общем фокусе системы телескопов в Интерферометрической Лаборатории. Световая волна от звезды падает на оба телескопа, свет, собранный ими, с помощью системы зеркал собираются в общем фокусе системы. Система зеркал достаточно сложна потому, что надо не только привести пучки света от телескопов в одну точку, но и сохранить фазу световых волн. Для этого оптические пути, которые проходит каждый из пучков света (а их длина около 200 м), должны быть с высокой точностью равны друг другу. В фокусе образуется интерференционная картина (показана желтым), полосы которой наблюдаются и измеряются.

ESO PR Photo 30b/01

Здесь показано световое пятно, образующееся в общем фокусе VLTI, куда приходят пучки света от двух телескопов. Несмотря на сложную систему зеркал и большую (около 200 м) длину оптического пути в фокусе было получено изображение очень высокого качества ширина которого на половине интенсивности составляет 0.45 угловой секунды. Заметим, что это размер этого изображения в основном определяется неоднородностью земной атмосферы и оно почти в миллион раз больше углового размера самой звезды.

Всего через семь месяцев после испытания интерферометра на двух малых телескопах VLTI, ученым и инженерам проекта удалось провести испытания и на двух больших инструментах. Данный успех показывает потенциальную возможность наблюдений с помощью 4 гигантских телескопов. Телескопы, участвовавшие в эксперименте, были удалены на 102 м друг от друга. Для того чтобы передать собранный телескопом свет в общих фокус использовалась система их 25 зеркал, каждое из которых должно было быть установлен с точностью до доли длины волны света (т.е. до тысячных долей миллиметра или лучше).

Как вы можете видеть на рис.1. свет от звезды собирается сначала в Несмитовском фокусе телескопа, т.е. отражается от 3 зеркал, установленных в его трубе. Оттуда свет попадает в промежуточный фокус Куде под телескопом, затем по проложенным под землей трубам на линию задержки VLTI, расположенную в интерферометрическом туннеле. И, наконец, после 25 зеркал и 200 м, свет достигает прибора VIMCI, в котором два пучка света когерентно (по фазе) складываются и образуют интерференционную картину.

Эксперимент показал, что большие инструменты VLTI обладают точностью наведения на объект около 1 угловой секунды и, что даже более важно, стабильностью ведения порядка 0.2 угловых секунды в час. Качество изображения в едином фокусе практически не отличается от качества изображений индивидуальных телескопов (в их фокусах Несмита или Кассегрена). Установка на инструменты системы адаптивной оптики позволит существенно уменьшить размер изображения и довести его до теоретического (дифракционного) предела, который составляет 0.057 уг.сек в инфракрасной K-полосе 2.2 микрон (или 0.032 уг.сек в J-полосе 1.2 микрон).

Первые научные результаты, полученные во время первого испытания

ESO PR Photo 30c/01

Интерференционная картина от звезды Ахернар, наблюдавшаяся на компьютере в контрольном центре VLTI, во время первого эксперимента на двух 8.2-м телескопах VLTI.

ESO PR Photo 30d/01

Эволюция интерференционной картины от звезды Ахернар со временем. Каждый горизонтальный срез данного изображения - запись индивидуальной интерференционной картины, подобной приведенной на графике слева. Время изменяется по вертикали снизу вверх.

Из анализа приведенной здесь интерференционной картины был сделан вывод, что угловой диаметр звезды Ахернар равен 0.00192 $\pm$ 0.00005 уг.сек. Столь удачное первое испытание привело инженеров и ученых VLTI к мысли использовать в качестве звезд во время технических испытаний наиболее интересные объекты, для которых они надеялись получить очень ценные научные результаты.

И такие тесты и наблюдения были проведены. В первые три ночи наблюдались следующие звезды:

У близкого красного карлика HD 217987 был измерен диаметр (0.92 $\pm$ 0.05 mas), было проведено два сена наблюдений. Это первое измерение углового диаметра такой небольшой звезды, как M0 карлик, кроме того это одна из наиболее холодных звезд главной последовательности.
Гигант HD 36167. После четырех сеансов наблюдений оценка его диаметра - 3.32 $\pm$ 0.02 mas. Для этой звезды уже существовали непрямые оценки диаметра 3.55 $\pm$ 0.06 mas (Cohen M. et al. 1999, Astronomical Journal 117, 1864).
Три звезды, которые окружены дисками: $\varepsilon$ Эридана 2.20 $\pm$ 0.02 mas (8 сеансов за 2 ночи); Фомальгаут ( $\alpha$ Южной Рыбы) 2.31 $\pm$ 0.02 mas (4 сета данных); $\pm$ Живописца - для этой звезды в 4 сеансах наблюдений удалось получить только верхний предел ее диаметра.
Две Цефеиды: $\zeta$ Близнецов и $\beta$ Золотой Рыбы, их диаметры 1.78 $\pm$ 0.02 mas (7 сеансов) и 2.00 $\pm$ 0.04 mas (6 сеансов), соответственно. Диаметр $\zeta$ Geminorum измерялся ранее на трех разных интерферометрах, он изменяется от 1.5 до 1.8 mas с периодом 10 дней. Диаметр $\beta$ Doradus был измерен впервые.
Красный гигант $\Psi$ Феникса наблюдался 16 раз в течение 2 ночей при 3 различных положениях на небе (проекции базы интерферометра для этих положений различались). Предварительная оценка диаметра звезды составляет 8.21 $\pm$ 0.02 mas. Это очень крупная звезда, в будущем для нее с помощью интерферометра можно будет измерять такие тонкие детали, как потемнение к краю или отклонения от сферической симметрии.
Загадочная звезды $\eta$ Киля - очень яркая голубая переменная очень массивная звезда. Вспышки не ней наблюдаются с 1840 года. В результате этих вспышек образовалась окружающая звезду туманность Гомункулус. Центральный объект $\eta$ Киля плохо изучен, но вероятно он имеет сложную структуру и интерферометрические наблюдения этого объекта очень важны. В результате наблюдений была получена интерференционная картинка с низким контрастом (около 20%), которая говорит о том, что объект разрешен и его диаметр составляет несколько угловых миллисекунд. Для более точных выводов нужны дополнительные наблюдения.

(Заметка составлена по материалам пресс-релиза ESO.)