補償光学とレーザースター

私たちの大気は空を観察するのを妨げます

地球の大気は動的であり、その空気層の温度は不均一です。 これらの層は移動、混合、エネルギーの交換を行い、圧力、熱、湿度、移動による外乱が地上からの天体観測を大きく妨げます。 さらに、この永続的で予測不可能な大気の乱気流。

望遠鏡で受け取った画像は、空気分子の撹拌と渦のリズムに合わせて震えます。 波面が乱れているといいます。何十億年も旅してきた飛行機の波面は、その旅の最後の数ミリ秒で地球の大気上で壊れます。 2010 年以来、AO システムは大規模天文台の標準装備の一部となっています。

一般原則

補償光学 (AO) は、大気の乱気流によって生じる歪みをリアルタイムで補正する技術です。 これらの外乱は光の波面を変化させ、地上の望遠鏡の解像度を低下させます。 このシステムは、1953 年にアメリカの天文学者によって提案された波面分析装置によって制御される可変形状ミラーに基づいています。ホレス・バブコック（1912-2003）。

人工レーザー星

望遠鏡を導く明るい星がない空の領域を観察したいとき、天文学者は独自の光マーカーを作成します。人工レーザー星。 彼らは、中間圏の高度約90 kmにあるナトリウムの薄い層に向けて黄色のレーザー光線を送信します。 ナトリウム原子は励起され、地上から見える光を返します。大気の乱流の影響を補正し、より鮮明な画像を取得するための基準となる輝点が得られます。

注： :
地球の中間圏には確かに高度90kmを中心としたナトリウム層が存在します。これは目に見える「雲」ではなく、微小隕石のアブレーションによって生じた Na 原子の非常に薄いベールです。

望遠鏡のミラー上で画像が補正される仕組み

センサーは星や星からの光の様子を観察します。レーザースター大気中を通過する際に変形します。 コンピューターはこれらの歪みをマップに変換し、補正するためにミラーをどこでどのくらい曲げる必要があるかを示します。 光に規則的な伝播面を与えるために、小さなアクチュエータがミラーの裏側を数十ナノメートル押したり引いたりします。 この測定、分析、補正のサイクルは 1 秒あたり数百回から数千回繰り返され、乱流の変化を直接監視します。

パフォーマンスと制限

目的は、空気による変形をほぼ完全にキャンセルして、望遠鏡が宇宙にあるかのように鮮明な画像を取得することです。 品質は以下によって測定されますシュトレール係数、補償光学によって残留誤差が減少すると増加します。

• 補正はアクチュエータの数とその速度によって制限されます。
• 非常に細かい乱流または非常に速い乱流は、部分的に修正されないままになる場合があります。
• レーザースターは基準としてよく使用されますが、ターゲットの光を正確に再現するわけではありません。
• 測定ノイズにより、補正の最終的な精度が制限されます。

実際には、正確なセンサー、堅牢な再構成アルゴリズム、高速で高密度の MD を組み合わせることで、補正されたスペクトル帯域と角度に対する望遠鏡の回折限界に近づく補正画像が得られます。

科学的応用

VLT や Keck などの望遠鏡に取り付けられた AO システムを使用すると、回折限界に近い解像度の画像を取得できます。 これらは、系外惑星の画像化、銀河核やコンパクトな星団の研究に不可欠です。

補償光学系比較表

補償光学系比較表

出典:ESO、ケック天文台、ジェミニ天文台、MagAO-X、すばる望遠鏡、TMTプロジェクト。