Коррекция волнового фронта для интерференционного коронографа с малым углом вращательного сдвига

Подал: Шульгина Ирина Валериевна (очно)

Авторы
И.В. Шульгина, А.В. Юдаев, А.В. Тавров
Организации
Институт космических исследований РАН
Секция
Исследование планет
Подсекция
Экзопланеты
Научный руководитель
Тавров Александр Викторович
Место работы научного руководителя
ИКИ РАН
Текст тезисов
Экзопланеты - это планеты, находящиеся за пределами нашей Солнечной системы, и их обнаружение возможно только путем измерения незначительных изменений в движении звезды, вокруг которой они вращаются, или же уменьшении блеска родительской звезды при прохождении планеты между звездой и наблюдателем. Исследование экзопланет усложняется тем, что экзопланеты намного тусклее своих звезд и имеют размеры, сравнимые с размерами Земли или Юпитера (массы до 13 масс Юпитера). Метод прямого наблюдения относится к получению изображения экзопланеты как точечного источника. Это может быть либо в отраженном свете от родительской звезды (в видимом диапазоне), либо в результате ее собственного теплового излучения (в инфракрасном диапазоне). В настоящее время поиск экзопланет методом прямого наблюдения является одной из развивающихся технических задач и пока позволяет обнаруживать экзопланеты на больших орбитах у близких звезд.[1]
Для прямого наблюдения экзопланет применяются высококонтрастные методы, такие как коронографы и специальные аподизации. В данной работе разрабатывается интерференционный коронограф с малым углом вращательного сдвига. Свет звезды, собираемый телескопом, делится на две равные по интенсивности волны, между которыми вносится фазовый сдвиг на π, так что в результате волны интерферируют в противофазе и погашаются. Благодаря тому, что звезда при специальном гидировании является осевым источником, а планеты – неосевыми источниками света, то при интерференции волн, мы получаем не погашенные изображения экзопланет.
В данной работе представлены исследования, где моделировали Солнечную систему, рассматриваемую через телескоп и коронограф. При угловом размере родительской звезды равному размеру Солнца, наблюдаемому телескопом с диаметром D=2,4 м (HST) на длине волны λ=500 нм на расстоянии 10 пк, что составляет ≈ 0.02 λ/D, мы можем наблюдать планеты начиная с Юпитера со значениями светимости от 10-9 до 10-12. Наведение телескопа (гидирование) происходит с ошибкой по углу, то показано, что при ошибках со значением на порядок углового размера звезды 1 угловая миллисекунда мы еще можем наблюдать планеты на расстоянии 12 λ/D отчетливо. Поэтому предусмотрен внутренний механизм точного гидирования. Коррекция волнового фронта посредством жидкокристаллического фазового модулятора с числом пикселей 1000х2000 позволяет дополнительно получить требуемое качество изображения в оптической системе для режима высокого контраста.
В планах исследования объединение интерферометрии и принципов аподизации для увеличения контраста изображения планет и снижения требований к точности гидирования и др. инструментальным погрешностям. Дополнительно открывается практическая возможность обнаружения более близких землеразмерных планет.