Коррекция волнового фронта для интерференционного коронографа с малым углом вращательного сдвига

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.