【国模全体超大尺度私拍】夜天文中的自适应光学

发表时间:2018-07-16 15:19:19文章来源:名人网
1 引言

汗青悠长的天文学自降生以来就是一门实测与理论连系极为慎密的学科。观测设备和手艺的成长不竭地加深着人类对宇宙的领会。帮忙天文学家在观测时可以或许看得更深远、更清楚就成为天文千里镜成长的永恒方针。

更深远,即要求观测设备需要有足够的集光本事或活络度,可以或许探测来自暗弱天体的旌旗灯号;更清楚,则要求观测设备应具有足够高的空间分辩本事,可以或许将密近的天体或天体的细节清楚分辩。考虑到千里镜的集光本事与千里镜的口径成平方关系,活络度在衍射极限环境下与口径成四次方关系,空间分辩率在抱负环境下与口径成反比关系,是以,在千里镜成长的400年间,地基千里镜的口径在不竭增大,响应的观测能力也越来越强,进而帮忙我们不竭揭示着宇宙中的奥秘(见图1)。

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图1 千里镜的成长趋向。下方横轴为年月,纵轴为千里镜标准,上方横轴为那时对宇宙认知的“规模”。分歧底色别离对应千里镜的分歧后端,从最早人眼观测(蓝),到乳胶底片(绿),再到现代各类CCD(橙)。手艺改革提高了天文学家对宇宙的观测能力,从而加深了对宇宙的领会

尽管地基千里镜的口径在不竭增大,但在现实观测时,千里镜的分辩能力却因为上空大气湍流的限制而达不到理论所展望的衍射极限,即θDiff= 1.2 × λ/D,此中λ 为观测波长,D 为千里镜口径。现实中存在一个随地址、时候和曝光长度等身分相关的极限值,即所谓的视宁度限θ0。以10 米千里镜为例,其对应的理论衍射极限约为0.01 角秒。但即使坐落活着界上公认最好的两个天文台址之一的夏威夷莫纳克亚(Mauna Kea)山上的10米凯克(Keck)千里镜,在视宁度限下所能达到的最佳分辩率也仅为0.25角秒(对应波长500 nm)。因为成像的点扩散函数(Point Spread Function,PSF)被视宁度所限制,口径增大仅增添了千里镜镜面领受的光子的数目,领受光子数正比于(D220×曝光时候)0.5,是以活络度仅与口径成平方的关系。对于衍射极限下的观测,因为PSF 的巨细正比于λ/D ,噪声项不再与D和θ0相关,活络度也就晋升为与口径D成4 次方的关系。考虑到10 米级大口径千里镜的观测费用在6 千美元/小时以上,提高活络度直接带来的收益将是千里镜的整体观测效率的晋升。是以若何恢复大口径地基千里镜口径大所带来的优势,使其可以或许助力现代天文观测成为亟待解决的问题。

自顺应光学系统(Adaptive Optics ,AO)的呈现在必然水平上解决了上述问题,作为千里镜整个系统傍边的波前校正系统,使大口径地基千里镜第一次可以或许在地面上实现衍射极限观测。正如Merkle 在文献中提到,当自顺应光学初次成功在欧洲南边天文台的1.52 米千里镜上实现衍射极限天文观测时,“做地基天文观测的天文学家长久以来的胡想终于成真”。自此,国际上大口径千里镜争相研发并配备传统自顺应光学系统,操纵自顺应光学系统进行天文研究的文章数目也在逐年增加(图2)。

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图2 操纵凯克2 千里镜上的自顺应光学系统观测并撰写颁发的科学文章逐年统计。图中分歧颜色代表了其上配备有自顺应光学系统的科学仪器。图片源自于P.Wizinowich 2013 年的文章

可是,自顺应光学受到手艺程度的限制,并不完美,存在局限性。对于天文观测而言,与自顺应光学相关的手艺要求别离有:

(1)观测波段。表征系统校正的波长规模;

(2)极限星等。表征系统所能探测到的最暗天体的亮度;

(3)校正视场巨细。表征系统可以供给有用校正的视场规模;

(4)视场内的分辩本事。表征系统在供给校正时,在校正视场内对天体方针的分辩能力;

(5)天空笼盖率。表征系统所可以或许有用供给校正的天区占千里镜可观测全数天区的百分比;

(6)对比度。表征系统校正下,所能观测的两颗密近天体亮度之比的极限值,换言之,在一颗亮星四周天区能找到暗星,两者亮度的比值。

对于现阶段的自顺应光学系统,同时以高机能实现以上6 点尚无可能。是以凡是会按照科学方针对以上6 点分歧的优先级要求确定自顺应光学系统的形式。本文将在第2 节中介绍今朝国际上呈现的几种应用于夜天文的自顺应光学系统的道理,第3节中介绍它们的应用以及成长近况,第4节瞻望将来自顺应光学系统在夜天文中的应用。

2 自顺应光学系统道理简介
因为观测天体距离遥远,来自天体的光波波阵面在达到地球大气层上方时已经可以被近似为平面波。若是千里镜放在太空,那么波前由千里镜成像后,将获得一个纯真由千里镜口径D 决议的艾里斑(图3(a)),其角直径θ ? 1.22 × λ/D。因为存在大气,平面波前就会因为大气湍流发生畸变。地面上的千里镜领受成像后,将获得黑点图(Speckle Image,图3(b))。图中每一个黑点的巨细均与艾里斑近似。因为天文观测往往需要长时候曝光,最终获得的图像将是一幅幅短曝光散斑图叠加出来的庞大光斑。这个光斑的尺寸与曝光过程中大气湍流的强度分布直接相关。这个尺寸被界说为视宁度θseeing,表征大气湍流在垂向分量上整体对成像分辩率影响的特征标准,称为弗莱德参数(Fried Parameter),即r0? 1.22 × λ/θseeing

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图3 艾里斑(a)和千里镜进行短时候曝光后所获得的黑点图(b)

20世纪50年月,天文学家HoraceW. Babcock提出了“视宁度校正装配”概念:将一个镜面面型经由过程自动节制进行高速转变的反射镜放置在千里镜成像的光路中,再假设该系统可以经由过程某种参考旌旗灯号探测获得大气引起的湍流畸变,就可以将该镜面面型及时校正。入射波前被反射后将会恢复成平面波进步入后续光路,最终获得没有大气畸变的高分辩天文图像(图3)。这个设计的布局与当前的自顺应光学系统根基附近。现实上,厥后成长出来的更为复杂的自顺应光学系统,也均顺从以上道理。整个系统也就可以按功能划分为波前探测子系统、波前校正子系统、及时节制子系统、以及导星生成子系统4部门。

图4 给出告终构最根本、今朝在国际上应用最普遍的单层共轭自顺应光学系统(Single Conjugate Adaptive Optics, SCAO)的布局简图。图中从千里镜传输过来的波前先由波前校正器校正。校正后的波前一部门通往科学仪器进行科学观测,另一部门波前残差由波前传感器领受,及时节制器按照测量获得的旌旗灯号重构波前,并转换为节制旌旗灯号,再次传输给校正器,实现整个系统的闭环节制。若是将千里镜观测标的目的上整层大气的湍流转变压缩成一层,就可以操纵一套波前传感器、一套波前校正器实现必然视场规模内的校正。因为大气湍流在垂向分量上存在特定分布,在分歧高度上,湍流的演化速度和程度向传布速度均存在差别,使得在必然时候内可以或许将全高度上湍流“定住”并可以整体看作一层的角度规模很小,该张角被称为大气等晕角θ00的视场规模内自顺应光学系统可以实现有用矫正,超出的视场部门图像质量会急剧下降。在较好的台址,凡是在500 nm 时θ0约为2—3 角秒。这段可以或许将湍流“定住”的时候被称作大气相关时候τ0,在可见光波段约为数毫秒。考虑到波长λ 与θ00均存在~ λ1.2的关系,以及波前校正器、波前探测器等器件动态机能和计较机能的限制,今朝SCAO 遍及工作于1 μm 以上的近红外—红外波段,校正视场与大气等晕角附近,闭环带宽在百赫兹到千赫兹规模。波长越长校正的程度也越好。

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图4 单层共轭自顺应光学系统简图:将畸变的波前恢复成平面波,实现接近衍射极限分辩率的图像。该系统首要分成4 部门, 波前校正子系统( 变形镜及其驱动器,“ 双手”),波前探测子系统(波前探测器,“双眼”),联系这两部门的及时节制子系统(“大脑”),以及生成参考旌旗灯号的导星生成子系统。Babcock提出的设计与这个道理简图近似

如前所述,自顺应光学系统除了上述3 部门,还需借助天空中的光源为探测大气湍流供给校准旌旗灯号。抱负环境下,可以采用所观测的天体方针自己作为参考旌旗灯号,经由过程探测该方针发出的波前实现校正。因为今朝夜天文观测方针已遍及较暗(10 米级千里镜SCAO K波段观测方针的极限星等约为23—24 等),仅依靠观测方针自己,在微秒量级的曝光时候内波前探测器难以达到足够的信噪比实现波前探测。若是在观测方针标的目的数角秒的等晕角规模内能找到另一颗足够亮的天然亮星,观测方针和这个天然亮星标的目的根基一致,大气湍流对它们的影响便根基不异,因而可以操纵这颗天然亮星作为校准星,为波前探测器供给校准旌旗灯号。天然导星(Natural Guide Star,NGS)的位置和亮度对于自顺应光学系统的校正机能就有着主要的影响。美国的10米凯克千里镜其天然导星SCAO实现闭环的导星极限亮度为15等。天空中可以或许知足亮度要求的天体数目很是有限,还能同时知足与观测方针之间的距离要求的亮星就更少。按照文献,在K波段进行校正时,可用于矫正的天然导星所能笼盖的天区(假设天然导星为中间的等晕角规模内可被AO矫正)与全天区面积之比,即天空笼盖率,小于1%。这使得纯真依靠天然导星进行校正的自顺应光学系统应用很是受限。

为了提高自顺应光学系统的天空笼盖率,20世纪80 年月美国军方在星火靶场(Star Fire OpticalRange)率先睁开了操纵激光在高空大气中生成亮斑,人工生成亮星的手艺,称为激光导星(LaserGuide Star,LGS)手艺。截至今朝,按照激光导星的生成机理,LGS首要分为两种:一种操纵激光与15 km 高度以下的底层大气中气体分子与激光之间的瑞利散射生成激光导星,称为瑞利激光导星。一种操纵589.19 nm的钠激光共振激发处于高空90—110 km高度的游离态的钠原子发生共振荧光作为激光导星,称为钠激光导星。因为激光导星可以经由过程调整发射千里镜的标的目的调节导星在天空的位置,就可以包管在观测视场内总能存在亮星实现高阶波前畸变的探测。但因为生成导星的激光在上行和下行过程中在大气中所经由过程的路径不异,标的目的相反,所以俯仰畸变(Tip/Tilt模,即Zernike 模中的Z1 模)无法经由过程激光导星探测获得,仍需要辅以一颗天然亮星确定Tip/Tilt(TT)模。在这种环境下,考虑到天然亮星仅需探测TT 模,对于它到视场中间的距离以及亮度的要求较之前大幅下降,同样Keck 千里镜的SCAO系统,在采用激光导星后,天然导星的极限星等要求降为19 等,导星与观测方针间的距离要求也可以放宽到60 角秒 (红外波段的TT 导星所带来的机能晋升更大),更主要的是,天空笼盖率也从本来的约1%大幅提高到约80%。当然,激光导星同样存在着局限性。因为激光导星相较天然导星高度有限,所能探测的大气湍流为导星与千里镜入瞳面所构成的锥体内所包含的部门大气,与无限远天体与千里镜入瞳面构成的圆柱存在区别。高度越高激光导星所能探测到的湍流层面积越小,即会呈现所谓的“锥体效应”(Cone Effect)。其成果就是对大气湍流采样不完整,会在波前探测部门引入额外残差。同时导星无论采用脉冲激光生成,或是持续波激光操纵门限手艺(Range Gating)生成,均存在必然长度,对于大口径千里镜来说,距导星较远的位置在波前探测时会因为几何投影存在导星光斑拉长现象。人造导星因为对焦距离与观测方针分歧也会带来对焦非等晕(Focal Anisoplanatism,FA)现象。钠导星对大气钠层的依靠性也会使其亮度、高度发生及时转变,进而影响自顺应光学系统的矫正机能。

尽管激光导星在现实应用中存在上述诸多问题,但因为它可以极大地提高自顺应光学系统的合用天区,今朝国际上的很多天然导星自顺应光学系统都已睁开或已完成响应的进级工作(图5)。前面提到因为激光导星存在锥体效应,经由过程连系分歧标的目的的几颗导星对应的锥体,连系响应的波前重构方式就可以实现大气湍流的宽视场(1 角分以内)层析重构,更大视场内(数角分)局部多个小视场重构或近地层重构。当导星之间间距不大,锥体重叠的部门高于湍流高度时,就可以提高对大气湍流的探测规模,实现更宽视场的衍射极限校正。若是波前重构是按照分歧高度分层计较,同时变形镜也共轭到分歧分层进行校正,这种系统被称作多层共轭自顺应光学系统(Multi-Conjugate Adaptive Optics,MCAO,见图6(b))。若是波前重构在分层计较之后再合成为一层,并由单个变形镜实现校正,该系统则称为激光层析自顺应光学系统(Laser Tomography Adaptive Optics,LTAO,见图6(c))。这两种系统可以在K波段1 角分量级的视场巨细内实现衍射极限的校正,但如需更大视场下的衍射极限观测今朝所提出的系统概念是多方针自顺应光学系统(Multi-Object Adaptive Optics,MOAO,见图6(d))。这对于需要在10 角分量级的大视场内同时观测多个方针的科学案例极有帮忙。该系统的做法是仅针对视场内各个方针做小区域的衍射极限校正,近似于操纵多个单导星自顺应光学系统组合成一套完整系统。但因为该系统采用开环节制,对探测及校正器件要求极高,今朝仅有RAVEN系统在威廉·赫歇尔千里镜(William Herschel Telescope,WHT)进行过尝试,并在昴星团千里镜上连系IRCS光谱仪进行过科学观测。

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图5 国际地基10 米级光学红外千里镜已纷纷装备激光导星进级其自顺应光学系统(a)欧洲南边天文台的VLT;(b)夏威夷山顶,从左至右,日本的昴星团千里镜,美国的凯克Iⅈ(c)美国的双子千里镜(南);(d)美国双子千里镜在90 km高空钠层生成的钠激光导星星座

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图6 多激光导星自顺应光学系统简图 (a)近地层自顺应光学系统;(b)多层共轭自顺应光学系统;(c)激光层析自顺应光学系统;(d)多方针自顺应光学系统

因为大气湍流的首要能量集中于近地层(地表100 m高度以下),若是仅校正近地层,就可以将激光导星的几个锥体间的角度分得更大,在牺牲全高度大气探测能力的环境下实现更大视场的探测。这种仅能在数角分视场内实现优于视宁度分辩率2—3倍的平均校正的系统,被称作近地层自顺应光学系统(Ground Layer Adaptive Optics,GLAO,见图6(a))。尽管空间分辩率相较衍射限自顺应光学低,但该系统在衍射限自顺应光学无法工作的较差的湍流情况下仍能实现部门校正,有用地提高了千里镜的观测效率。美国的多镜面千里镜(Multi Mirror Telescope,MMT)最先实现了GLAO,K波段2 角分视场内的分辩率提高了约2 倍。美国的大双筒千里镜(Large Binocular Telescope, LBT) 的ARGOS系统,在4 角分的视场内,星斑的半高全宽减小了2—3 倍。欧洲南边天文台甚大千里镜(Very Large Telescope,VLT)在750 nm实现1 角分视场内分辩率2 倍的提高。相对于传统自顺应光学复杂的点扩散函数(Point Spread Function,PSF),GLAO的PSF 不变、易测得,有利于后续的观测数据处置。其所带来的信噪比显著提高(4—9倍),同时提高了千里镜的观测效率和观测深度(图7)。但此类系统因为校正视场大,矫正镜凡是需要作为千里镜次镜处于光路之中,尺寸大,加工难度高。正因为如斯,今朝国际上实现此系统的千里镜并不多。

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图7 将来39 米欧洲极大千里镜(E-ELT)仿真获得分歧环境下的观测结果图(图像巨细为2 角秒×2 角秒) (a)视宁度极限下;(b)近地层自顺应光学系统;(c)激光层析自顺应光学系统

在GLAO 系统提高校正视场巨细的同时,另一种自顺应光学系统, 极限自顺应光学系统(Extreme Adaptive Optics, ExAO)在尽力将小视场内高阶像差校正到极低的程度( 斯特雷尔比在90%以上),从而连系星冕仪观测对比度极高( 10789)的科学方针。该系统对直接探测系外行星、研究其大气成分都有着主要意义。今朝国际上最成功地安装了此类自顺应光学系统的科学仪器,一个是美国双子千里镜上的Gemini Planet Imager(GPI), 另一个是欧洲甚大千里镜上的Spectro-Polarimetric Highcontrast Exoplanet Research instrument(SPHERE)。这两台仪器上的ExAO 所共有的特点包罗:校正精度高(斯特雷尔比>90%),校正频率快(>1000 Hz),子孔径/变形镜促动器摆列密度大(校正规模内>1000个子孔径)。
3 自顺应光学系统夜天文应用

正如前文所述,千里镜以及晋升其机能的自顺应光学系统对天文学观测至关主要,但不成轻忽的另一方面,即科学仪器,同样是告竣天文发现的至关主要的一环。作为千里镜系统的终端,科学仪器早已替代了人眼、胶片,在自顺应光学呈现以前的数十年里已成为天文学家研究天文现象最主要的东西。在自顺应光学系统呈现后,自顺应光学系统也仅是作为千里镜光路中的一部门,为科学仪器办事。所以在本节,我们从科学仪器的角度,切磋分歧自顺应光学系统是若何与它们连系在一路的。

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表1 今朝国际科学产出前列的配备有自顺应光学的科学仪器列表

P. Wizinowich 在文献的图8 中列举了1995—2012 年国际上科学产出最高的配有自顺应光学系统的天文台。我们连系该成果与ADS1)查找的近年来已颁发的文章,将截至2016 年国际上产出最多的自顺应光学系统列于表1,系统参数出处列于表2。从表1 中我们可以看到,这些排名靠前的配有自顺应光学系统的科学仪器首要分布在国际上几个大口径千里镜中。这里面包含了:10 米级的甚大千里镜(VLT),凯克千里镜(Keck),双子千里镜(Gemini),昴星团千里镜(Subaru),大双筒千里镜(LBT)。同时在小口径方面也有应用,包罗了5米级的多镜面千里镜(MMT),南非光学千里镜(SOAR), 海尔千里镜(Hale), 2 米级的基特峰2.1 米千里镜以及沙因(Shane)千里镜。因为AO在大口径千里镜上所能带来的机能晋升较小口径千里镜更为较着,所以从AO 成长的过程上来看,该系统也是最先在大口径千里镜上率先实现其应用,随后才逐渐向5米级千里镜上普及。

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表2 表1 中的文献引用列表

AO系统的实现难度与波长互相关注,今朝首要的AO系统均工作在近红外波段以上,即波长约在0.9 至2.5 μm(J、H、K 波段)及更红的波段。校正的体例首要采用SCAO。校正的导星最早是天然导星,现已遍及采用激光导星和天然导星连系的体例(在没有合适天然导星的环境下,可以采用激光导星供给参考旌旗灯号)。校正视场的宽度遍及在10 角秒量级。AO后端所搭配的仪器很是普遍,从成像相机,到低—高分辩光谱仪均有实例。这也从一方面证实了AO系统可觉得天文学家在小视场,近红外波段,与各类仪器搭配,供给响应的观测手段。

AO高空间分辩率、高活络度的特点,使其很是适合对密近多天体、密集星场等在空间长进行精测的科学观测。按照远近分歧,这方面的应用大致可以分为4类:太阳系内的科学观测、银河系内的科学观测、银河系外的科学观测,以及比力怪异的一类——系外行星的科学观测。具体的观测内容丰硕多样,限于篇幅,我们只响应举几个比力有趣的例子。

AO在太阳系内的一类应用是对小行星的观测。估量小行星质量最好的方式是经由过程察看环绕小行星扭转的卫星的轨迹计较获得。因为卫星及轨道半径凡是很小,AO的高分辩本事在这类应用中就显得尤为主要。1999 年,加拿大— 法国— 夏威夷千里镜(Canada—France—Hawaii Telescope, CFHT)操纵AO 成像系统发现了第一个环绕小行星45Eugenia 扭转的卫星,切确测量了它的轨道(图8),并发现45 Eugenia这颗小行星的密度比水的密度仅大了20%[23]。在太阳系中的另一类应用是对行星及其卫星的观测。大口径千里镜的自顺应光学系统可以在近红外—红外波段供给与哈勃千里镜可见光波段分辩率附近的成像能力,且波长规模更宽,仪器能力也更为多样。两者连系就可以从全光谱上领会观测方针的自身特点。De Pater 操纵自顺应光学系统对土星概况的光斑进行了多波段的观测,在5 μm的图像中,发现了仅有小光斑对应的风暴系统的图像在外围存在一个亮圈,而大红斑(Great Red Spot)则无此类现象(图9)。基于此观测成果,天文学家对这些风暴系统成立了新的反气旋模子(anticyclone model),进而诠释了为何大红斑这种大型风暴系统无法存在如许的反气旋。

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图8 CFHT 观测的45 Eugenia 及其小行星,图中绿色虚线为小行星轨道,轨道上的5 个点为分歧“月相”时的小行星。图中右上角的箭头标了然轨道长轴仅0.77 角秒

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图9 多波段观测下的土星光斑(a)近红外波段AO观测的土星光斑;(b)中红外波段的土星光斑。可见对于小光斑,其周边存在光环

在银河系内的研究中,AO首要用于研究恒星形成以及与恒星形成相关的星周盘(circumstellardisk)、行星系统等。对于研究恒星分类,对极低质量的双星以及褐矮星双星的精测(轨道、亮度)就很是主要。因为这类恒星自身的温度较低,辐射首要集中在近红外波段,很是适合自顺应观测。Laird Close 和Nick Siegler, 以及后来的Trent Dupuy、Michael Liu就别离操纵Gemini 千里镜以及凯克千里镜的自顺应光学系统对极低质量的双星系统样本进行了普查式的高分辩观测(survey,即对大量的观测样本进行同一观测)。观测成果显示了极低质量的双星系统轨道椭率在0.1—0.8 均有分布,中值为0.34,轨道周期与椭率不相关,这都与类太阳恒星所分歧。图10 是Dupuy 样本之一的一系列观测成果。

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图10 哈勃和凯克千里镜对双星系统HD130948BC在分歧时段的观测成果

对银河系中间超大质量黑洞的观测是近年来自顺应光学系统,尤其是激光导星自顺应光学系统在科学观测方面的另一大主要研究范畴。对银河系中间的测量成果可外推至其他星系的研究。这就要求对银河系中间角秒量级规模内进行高分辩率观测。因为距银河系中间10 角秒规模内并无足够亮(可见光波段)的亮星作为天然导星,今朝这种观测仅能依靠激光导星实现。Andrea Ghez 等人经由过程操纵凯克千里镜及甚大千里镜激光导星自顺应光学系统对银河系中间超大质量黑洞周边的恒星进行了活动学观测,揭示了银河系中间超大质量黑洞的一系列特征。图11 是在说起凯克千里镜自顺应光学系统科学产出和自身机能时最常引用的一张观测结果图。图11(b)是凯克激光导星自顺应光学系统的观测图(10×10 角秒),图11(a)为中间1×1 角秒内恒星的活动轨迹。恰是经由过程持续观测这些活动轨迹,天文学家才得以猜测银河系中间超大质量黑洞的位置和质量。

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图11 Ghez 带领的UCLA银河系中间团组(the Galactic center group)操纵凯克激光导星自顺应光学系统观测银河系中间及四周恒星的活动学轨迹(图像来自:http://www.astro.ucla.edu/%7Eghezgroup/gc/)

自顺应光学天然也被应用于观测银河系外的天体,尤其对红移在1.5—3 规模内的星系的内部布局和动力学研究。因为这类星系的巨细凡是为1—2 角秒,且特征光谱已经从可见光红移至近红外波段,所以很是适合今朝的自顺应光学系统进行观测。尤其是当自顺应光学系统与积分视场光谱仪连系后,对于研究星系内部布局很是有帮忙。图12 是Genzel 等人操纵甚大千里镜的积分视场光谱仪SINFONI (Spectrograph forIntegral Field Observations)在近红外波段对红移2 的星系ZC406690 观测的成果。(a)图显示了该星系整体的扭转标的目的和速度,(b)图显示了星系中各个恒星形成的区域(clumps),(c)图则给出了理论计较成果(蓝色+红色) 与现实观测成果的对比。可见,自顺应光学系统在角秒量级的视场内实现0.1 角秒的分辩率就可以有用地将星系内分歧恒星形成的区域分辩开来,对其进行别离研究,就有助于进一步领会星系演化的纪律。

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图12 Genzel 操纵甚大千里镜自顺应光学系统和积分视场光谱仪SINFONI 对ZC406690 观测的成果

寻找类地行星,尤其是对类地行星直接成像是近年来最为热点的天文观测标的目的。对类地行星的直接成像,是发现类地行星的最为直接的证据。因为宿主恒星与行星的亮度相差极大,而且距离很近,所以必需依靠以提高对比度和成像质量为目标的极限自顺应光学系统。Christian Marois 操纵凯克千里镜、双子千里镜以及甚大千里镜的自顺应光学系统对HR8799 进行的成像观测直接捕捉到了环绕该恒星扭转的3 颗行星(图13 左)2)。后续对该系统熟行星的光谱研究更揭示这些类木行星的大气特征。尽管今朝直接成像发现的行星数目仍是有限,可是跟着专门用于类地行星成像的仪器,如双子千里镜的GPI 以及甚大千里镜的SPHERE (图13 右)接踵投入利用,相信会有更多的行星将会经由过程极限自顺应光学系统直接成像法得以发现和证实。

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图13 (左)操纵Keck 和Gemini 星冕仪及AO观测的HR8799 及环绕其扭转的b、c、d 三颗行星;(右)VLT SPHERE发现的第一颗系外行星HIP 65426b

4 将来瞻望

自顺应光学系统近年来被越来越多的天文台所采用,可是今朝的自顺应光学系统还存在局限性。针对这些局限性,国际上已提出了一批新一代的自顺应光学系统并已睁开了响应的研究设计。这些新系统拟解决的首要问题包罗以下几方面:(1)衍射极限下视场扩展至角分量级;(2)视宁度加强模式下(半高全宽缩小至视宁度1/2—1/3),视场扩展至5—10 角分量级;(3)校正波段扩展至可见光波段;(4)全天区笼盖;(5)提高系统主动化水平,实现无人值守。这些内容在文中已有阐述。

将来的自顺应光学系统,尤其是国际上今朝正在兴建的30 米级千里镜的首光自顺应光学系统,遍及以近红外波段校正、多层共轭自顺应光学系统(MCAO)为主,配以多激光导星构成的导星星座,实现角分量级的校正视场。这些系统无疑将会在活络度和分辩率上展示其壮大威力,在不久的将来,帮忙天文学家进一步揭示浩瀚宇宙中的无限奥秘。

本文选自《物理》2018年第6期

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10. 四十载风雨兼程再出发初心不忘——写在中国科学院理论物理研究所建所40 周年之际

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