- СПЕКЛ-ИНТЕРФЕРОМЕТРИЯ
- СПЕКЛ-ИНТЕРФЕРОМЕТРИЯ
-
в астрономии - метод наземных оптич. наблюдений, основанный на анализе тонкой структуры «мгновенных» изображений космич. объектов. С.-и. позволяет получать высокое угл. разрешение при наличии атм. искажений изображения.
В отсутствие атмосферы разрешение идеального (без аберраций) телескопаопределяется угл. размером дифракц. кружка, т. е. равно
радиан (где 
- длина волны, D - диаметр объектива); напр., для 6-метрового оптич. <телескопа эта величина 
Из-за искажений волнового фронта в атмосфере и инструменте «мгновенное»изображение точки в реальном телескопе распадается на множество дифракц. <пятен (с характерным размером 
),распределённых в области размером d~ 1" (спекл-изображение). Вместес изменением атм. искажений изменяется и структура изображения (характерноевремя 
0,02 с), поэтому при обычных для астрономии экспозициях она размывается. <В результате изображение точки представляет собой пятно размером d, т. е. разрешение телескопа существенно ухудшается. При помощи анализатонкой структуры серии изображений, зарегистрированных с короткой (
0,02 с) экспозицией, в методе С.-и. удаётся довести разрешение наземныхтелескопов до дифракц. предела ценой потери чувствительности.В 1970 А. Лабейри (A. Labeyrie) показал, что наблюдаемые в «мгновенных»изображениях звёзд дифракц. пятна в принципе тождественны спеклам, наблюдаемымпри освещении предметов лазером, и возникают за счёт интерференции в фокусетелескопа волн, получивших в атмосфере случайные фазовые задержки. Из-замалости этих задержек спекл-изображения могут наблюдаться не только в монохроматич. <свете, по и в достаточно широком диапазоне спектра. Лабейри предложил обрабатыватьсерии спекл-изображений, вычисляя их ср. спектр мощности или автокорреляц. <ф-цию (АКФ) (см. Случайный, процесс). Пусть, напр., наблюдается тесная двойная звезда (рис., а; негатив); её спекл-изображение( б )состоит из двух идентичных картин, образованных каждым из компонентов. <Для отделения характеристик объекта от случайных деталей единичных изображенийусредняют АКФ по большому числу изображений (от неск. десятков до миллиона).Усреднённая АКФ (рис., в; приведены линии равных значений) будетсодержать 3 максимума: самый большой в начале координат и 2 боковых, соответствующихсовпадению сдвинутых спеклов яркого компонента со спеклами слабого компонента. <Расстояние между главным и боковым максимумами равно расстоянию между компонентамидвойной звезды. В спектре мощности (рис., г; приведены линии равных значений)боковым максимумам соответствует система полос. Период полос обратно пропорционаленрасстоянию между компонентами. По контрасту полос можно определить отношениеинтенсивностей излучения компонентов.
Осн. ур-ние С.-и. можно получить из следующих соображений. Если
- распределение интенсивности света в объекте наблюдения,
- распределение интенсивности в спекл-изображений точки, то распределениеинтенсивности в изображении объекта 
представляет собой свёртку этих ф-ций (
- угл. координаты):
Из определения АКФ
(свёртки
отличаются знаками переменней интегрирования во 2-м сомножителе, для симметричныхф-ций они совпадают) получаем осн. ур-ние С.-и.:
где угл. скобки обозначают усреднение по реализациям случайной ф-ции Р (по кадрам). Зная из наблюдений
и определив 
по наблюдениям точечного источника (звезды), находим 
-АКФ объекта, по к-рой можно судить о его тонкой структуре, но нельзя, вообщеговоря, восстановить исходное изображение.В 1970-х гг. была создана теория С.-и., т. е. рассчитаны свойства спекл-изображений, <их связь с характеристиками атм. неоднородностей, телескопа и метода регистрации. <Было показано, что спекл-интерферометр есть разновидность звёздного интерферометраМайкельсона, а спеклы суть хаотич. интерференц. полосы. Чувствительностьвсех звёздных интерферометров ограничена квантовой природой света. Когдаза время экспозиции в одном спекле регистрируется в среднем меньше одногофотона, то спеклов уже не видно, но АКФ всё же удаётся измерить за счётнакопления большого числа (до 106) кадров. Необходимость получитьприемлемое отношение сигнала к шуму за время наблюдений задаёт предел чувствительности, <к-рый сильно зависит как от атм. условий, так и от характера объекта. Накрупных телескопах методом С.-и. наблюдают звёзды не слабее 16-18m.
Наблюдения методом С.-и. начаты в 1972. Вначале спекл-изображения регистрировалина фотоплёнку, ныне преим. используют телевиз. счётчики фотонов. АКФ вычисляют, <как правило, в реальном времени с помощью электронного цифрового коррелятора. <Измерены угл. диаметры неск. десятков звёзд на разных длинах волн, а такжеугл. размеры нек-рых астероидов, спутников больших планет и др. <объектов. <Наблюдались мелкие детали солнечной поверхности. наиб. число результатовполучено в области изучения двойных звёзд: выполнено более 8000 измеренийс точностью до
, открыто ок. 300 тесных двойных звёзд, определены орбиты неск. системи вычислены массы компонентов. Методом С.-и. проводят наблюдения такжев ИК-диапазоне спектра на длинах волн до 5 мкм. Так были исследованы околозвёздныепылевые оболочки и диски, открыты холодные компоненты в двойных системах.С.-и. развивается в неск. направлениях. Разрабатываются способы восстановленияистинного изображения, а не АКФ. Предложено неск. методов, в т. ч. методзамкнутых фаз, аналогичный радиоастр. апертурному синтезу, и методтройных корреляц. ф-ций. Чувствительность их хуже, чем в обычной С.-и. <Обработка данных требует большого объёма вычислений, что и сдерживает внедрениеэтих методов, хотя нек-рые астр. приложения уже имеются.
Повышается точность измерений. В частности, предложено измерять смещенияспеклов в зависимости от длины волны, чтобы на существующих телескопахполучить эфф. разрешение до
С целью повышения разрешения в оптическом и ИК-диапазонах создаютсяинтерферометры, образованные независимыми телескопами с базами в десяткии сотни метров. Кроме измерения угл. диаметров в нек-рых приборах ставитсязадача измерения координат источников с точностью до
Ведётся предварит. разработка космич. интерферометров с большими базами, <к-рые намного превзойдут наземные интерферометры по чувствительности.
Лит.:Labeyrie A., Stellar interferometry methods, «Ann. Rev.Astron. and Astrophys.», 1978, v. 16, p. 77; Ф р а н с о н М., Оптика спеклов, <пер. с франц., М., 1980; R о d d i е r Г., The effects of atmospheric turbulencein optical astronomy, «Progr. in Optics», 1981, v. 19, p. 283; ТоковининА. А., Звездные интерферометры, М., 1988. А. А. Токовинин.
Физическая энциклопедия. В 5-ти томах. — М.: Советская энциклопедия. Главный редактор А. М. Прохоров. 1988.
.
