Составители:
Рубрика:
Г Л А В А 7
ОПТИЧЕСКИЕ ИНТЕРФЕРОМЕТРЫ В АСТРОМЕТРИИ
Работы в области звездной интерферометрии по определению угловых
размеров звезд, спутников планет и астероидов, угловых расстояний между
компонентами двойных и кратных систем, создание различного типа
интерферометров, работающих в оптическом и инфракрасном диапазонах
подготовили основу для применения оптического интерферометра в
позиционной астрономии с целью измерения положений небесных объектов
повышенной точности. Первые разработки в этом направлении начались еще в
1970-х годах после появления радиоинтерферометрии со сверхдлинными
базами (РСДБ) с ожидаемой точностью миллисекундного уровня по обеим
координатам. Однако, чтобы участвовать в массовых позиционных
наблюдениях обширных списков звезд оптические интерферометры должны
пройти длительный путь усовершенствования. Хотя, вне всякого сомнения -
это инструмент 21-го столетия.
7.1. Методы оптической интерферометрии (интерферометр
Майкельсона).
Известно, что разрешающая способность телескопа или интерферометра
определяется в соответствии с формулой:
∆ = 1.22×λ/D, (7.1 )
где λ - длина волны наблюдаемого диапазона, D - диаметр входного
отверстия телескопа, антенны или базы интерферометра.
При увеличении диаметра телескопа или базы интерферометра
разрешающая способность может быть увеличена. При размерах апертуры
наземного оптического телескопа около 1 метра и поле зрения около 0.5 градуса
разрешение ограничивается в основном атмосферной турбуленцией на уровне
2-3 mas при времени регистрации в течении часа.
Исследования американских астрономов Шао и Колавиты (M.Shao &
M.M.Clavita) ожидаемой точности определения положений объектов с
помощью длиннобазисного оптического интерферометра наземного
расположения в обсерваториях с отличным астроклиматом, типа Mauno Kea,
Гавайи показывают, что можно достичь астрометрической точности около 10-
30 микросекунд за время интеграции света около часа (см. рис. 7.1). Такое
повышение точности на два порядка определяется следующими
обстоятельствами: 1) учет атмосферных помех - величина базы должна быть
достаточно велика (до 50 метров при λ=0.55 мкм) чтобы превышать расстояния
между отдельными световыми лучами в турбулентной атмосфере; 2) смещения
базы должны быть учтены с точностью не хуже 0.001 мкм; 3) использование
опорных звезд в узких полях (около 20″) вокруг определяемых звезд, когда
вызванные нестабильностью атмосферы угловые смещения обоих объектов
сильно коррелированы.
Страницы
- « первая
- ‹ предыдущая
- …
- 87
- 88
- 89
- 90
- 91
- …
- следующая ›
- последняя »
