english version

назад, к новостям

Спекл-поляриметр: краткое описание

Устройство прибора схематически представлено на картинке справа (не в масштабе). Базовая оптическая схема стандартная – коллиматор (9) формирует параллельный пучок, который затем фокусируется при помощи объектива (16) на детекторе (17). Соотношение фокусов коллиматора и объектива увеличивает эффективное фокусное расстояние телескопа в 8 раз. В параллельном пучке установлен ряд элементов среди которых лучерасщепляющий элемент - призма Волластона (15). Благодаря ему оптика формирует на детекторе 2 ортогонально поляризованных изображения рядом друг с другом. Эффективное поле зрения прибора прямоугольное 5″х10″. Наложению ортогонально поляризованных изображений препятствует диафрагма поля (8), представляющая собой щель шириной 0.5 мм и установленная в первичной фокальной плоскости. Перед этой плоскостью располагается предфокальный блок, главным элементом которого является подвижная каретка (2), на которой установлено два перебрасывающих зеркала (3) и линейный полязатор (4).

Каретка имеет три рабочих положения. В положении off перебрасывающие зеркала и линейный поляризатор выведены из пучка и свет от телескопа (1) свободно проходит в прибор. В положении linpol свет от телескопа проходит через линейный поляризатор (4), что позволяет калибровать прибор. В положении find одно перебрасывающее зеркало направляет свет от телескопа во вспомогательную камеру (5,6), использующуюся для точного наведения телескопа, в это же время второе зеркало направляет свет от внутреннего калибровочного источника (7) в прибор.

Вращающаяся полуволновая пластинка (10, 11) применяется для вращения плоскости поляризации входящего излучения, что позволяет измерять оба параметра Стокса, относящиеся к линейной поляризации. Также это необходимо для применения схемы пространственной-временной модуляции при поляриметрии. В приборе предусмотрена возможность автоматической смены полуволновых пластинок с помощью специальной турели (10). В одной из позиций этой турели установлена ножевая диафрагма, использующаяся для юстировки взаимного положения оси вращения привода (11) и центра выходного зрачка прибора.

В параллельном пучке также установлен компенсатор атмосферной дисперсии (12, 13; производство RIVoptics ). Компенсатор представляет собой две независимо вращающиеся призмы прямого зрения. Каждая из призм состоит в свою очередь из двух призм, одна из которых сделана из стекла Ф1, а другая - из К8 (материал ЛЗОС). Углы при вершинах призм подобраны так, чтобы пучок проходил через призмы без отклонения, но в тоже время приобретал дисперсию. Вращение позволяет создать дисперсию любого направления и любой величины в некотором диапазоне. Эти параметры выбираются так, чтобы скомпенсировать дисперсию атмосферы в текущей полосе наблюдения.

В колесе фильтров (14) установлены стандартные Бесселевские фильтры BVRI, а также среднеполосные фильтры, центрированные на 550, 625 и 880 нм и полуширинами 50, 50 и 80 нм, соответственно.

В качестве приемника используется ПЗС с электронным усилением (Electron Multiplying Charge Coupled Device – EMCCD) Andor iXon 897. Детекторы этого типа практически лишены шума считывания (ценой двухкратного увеличения фотонного шума) и позволяют получать серии изображений с высокой частотой (полный кадр 35 раз в секунду). Детектор имеет весьма низкое количество косметических дефектов и большой квантовый выход.

Всего прибор имеет 6 моторизированных степеней свободы: четыре вращателя и два актюатора (Standa). Управление этими приводами и основным детектором осуществляется из специальной программы Sparkle2, работающей в фоне. Вспомогательной камерой управляет программа bullseye2, также работающая в фоне. Наблюдатель может взаимодействовать со Sparkle2 и bullseye2 посредством графического интерфейса, называемого specktate. Также возможна отправка команд по TCP/IP сокету вручную. Первый режим применяется при штатных наблюдениях, второй же является инженерным.

Сохранение данных выполняется в формате FITS на управляющем компьютере, учет наблюдений производится при помощи базы данных. Линия обработки данных написана на Matlab. Все ПО (управляющее и обработка) хранится в репозиториях под управлением git и может быть предоставлено желающим по запросу.

Прибор может быть смонтирован как в фокусе Кассегрена, так и в фокусе Нэсмита (номер 2). Процесс монтажа занимает 2 часа, подробно см. инструкцию. В обоих фокусах относительное отверстие телескопа равно F/8. Фокус Кассегрена предпочтителен для точных поляризационных и поляроастрометрических измерений. Измерения в остальных режимах могут быть выполнены в фокусе Нэсмита. Развит метод коррекции инструментальной поляризации до абсолютного уровня точности 0.15 процентов. Метод коррекции инструментального поляроастрометрического сигнала представлен здесь.

Дополнительную информацию о приборе можно почерпнуть в технических отчетах и статьях.

Методы

Прибор реализует следующие методы наблюдательной астрономии:

1. Спекл-интерферометрия. Главным фактором, ограничивающим угловое разрешение при астрономических наблюдениях на наземных оптических телескопах, является атмосферная турбулентность. Без применения специальных методов достижение разрешения лучше 0.7″ невозможно, в то же время дифракционное разрешение 2.5 м телескопа в видимом диапазоне примерно в 15 раз лучше. Метод спекл-интерферометрии позволяет путем анализа множества короткоэкспозиционных изображений получить дифракционное разрешения при наблюдении через турбулентную атмосферу (Labeyrie, 1970). Метод применяется в основном для измерения параметров двойных звезд с разделением 0.05-2″. Также спекл-интерферометрии доступны такие объекты как двойные астероиды, внутренние части околозвездного окружения и т.п. Предельная величина V=14-15.
2. Поляриметрия. Метод измерения поляризации излучения небесных тел. Схема прибора позволит измерять поляризацию с высокой точностью - 1e-4 от объекта V=12 за 15 минут накопления при монтаже в фокусе Кассегрена. Поскольку поле зрения прибора мало для большинства объектов невозможно одновременное измерение поляризации и потока. Поляризация в космических условиях возникает повсеместно: при рассеянии, при нетепловом механизме излучения, при распространении излучения в плазме и т.д. В тех случаях когда она обнаружима, измерение величины, изменения ее во времени и с длиной волны, позволяет сделать важные выводы о физических условиях в месте формирования излучения.
3. Дифференциальная спекл-поляриметрия. Метод получения информации о распределении поляризованного потока с дифракционным разрешением (Safonov et al., 2019). Этот относительно новый метод, похожий на предложенный в (Norris et al., 2012), может оказаться полезен для изучения околозвездного окружения, активных ядер галактик, сверхновых и в других объектах, для которых локализация места генерации поляризованного излучения затруднена. Интересной разновидностью ДСП является поляроастрометрия – метод измерения отклонения фотоцентра поляризованного потока от фотоцентра полного потока. Работоспособность этого метода была показана нами в ходе работ, связанных с разработкой спекл-поляриметра, на 70-см телескопе АЗТ-2 (Safonov, 2015).
4. Быстрая фотометрия. Детектор, используемый нами в спекл-поляриметре позволяет получать изображение точечного объекта с частотой до 1000 кадров в секунду. Эти изображения затем могут быть использованы для оценки потока. Быстрая фотометрия может быть применена, например, при наблюдении покрытий звезд луной. Также возможна быстрая поляриметрия.