天文像的復原物理百科知識
為消除大氣引起的望遠鏡中天體圖像畸變而發展起來的一種新技術。在一般天文觀測中,由於快速變化的大氣湍動的平均效應,所得到的星像是一個角徑0.5~2甚至更大的模糊圓,大望遠鏡的分辨率因而受到嚴重限制(見天文寧靜度)。天文像復原的目的,是使觀測結果的分辨率接近或達到望遠鏡的衍射極限,從而再現消除了大氣影響的星像。
1970年,法國拉貝里提出,如果曝光時間短(小於0.02秒),那麼在曝光瞬間大氣是相對穩定的,拍到的星像不會是模糊一團,而是由許多斑點細節所構成的複雜圖像。所謂斑點就是入射波前上同位相區域的光線干涉的結果,其尺寸接近望遠鏡的衍射極限。在斑點干涉圖的瞬時天體像中包含了接近衍射極限的高分辨信息。對斑點干涉圖進行物理上稱為傅里葉變換的處理,便可將這些信息提取出來,在某些情況下可以再現天體的像。這個過程被稱為斑點干涉測量。這種技術之所以能夠實現,主要是由於多級像增強器技術的發展。應用這種技術才能在瞬間將闇弱的星像拍攝下來。在美國基特峯天文台4米望遠鏡的斑點照相機示意圖中:顯微物鏡3將星像放大,在照相機8的底片上顯示出斑點細節。干涉濾光片5帶寬約200埃,限制入射光的波寬範圍,以保證成像光束的瞬時相干性。稜鏡4用來補償大氣色散。照相機8的快門是聯動的,能在短時間內拍攝大量(幾十到幾百張)斑點干涉圖,以便進行統計平均,並提高測量結果的信噪比。對斑點干涉圖可用模擬方法處理:用平行的激光光束穿過斑點干涉圖,投射到照相底片上,底片上記錄的衍射花樣便是傅里葉變換的干涉圖。在觀測雙星時,衍射花樣是平行的條紋,其間隔反比於雙星角距。條紋方向決定雙星連線的'方位角。這套裝置已用於雙星的常規觀測,可測出0.035的雙星角距,方位角誤差0.2。比模擬方法更精確的是數字方法,即用快速顯微密度計對每張干涉圖掃描,數字化的測量結果輸給電子計算機,再進行傅里葉變換。斑點干涉測量是一種被動方法,其應用頗受原理上的限制。此外,快速拍攝闇弱星像,儘管採用了多級像增強器,也只能應用到亮於15等星(見星等)的天體。
另一種稱為主動光學系統的像復原技術正處於試驗階段。這種技術是在光線進入探測器之前,主動改正入射光束的波前畸變。為此,需在光路中引入一種裝置,能夠快速檢測出波前畸變。主鏡的表面形狀是可以快速變化的,例如主鏡採用撓性結構,或由許多可控制的小鏡塊拼成。在上述檢測裝置控制下,鏡面不同部分可獨立運動。在光路中引進相反的波前畸變,則在最後焦平面上可獲得消除湍流大氣和光學像差影響的天體像。利用這種技術可以研究亮星鄰近區域的細節。
不論是主動或被動的天文像復原技術,一般都要求在被測天體的等暈區內有一顆足夠亮的星(其角直徑必須小於望遠鏡的衍射極限)作為基準,用來確定瞬時間大氣導致的波前畸變。所謂等暈區就是諸點源的波前畸變相同的區域,其大小約在10之內。像復原技術一般也限於這個區域。目前,像復原技術還在發展之中,這種技術突破了大氣限制,是地面天文光學的一項重大發展,對解決許多天文學前沿課題具有很大的推動力。
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