Б.Б.Шкурский. Теоретические характеристики и технические возможности коррекции волнового фронта космического телескопа для наблюдения экзопланет ПГУ Апатиты апреля.

К постановке задачи: для коронографического контраста 10 9 необходимо качество ВФ λ/5000

Ошибка изготовления оптики приводит после погашения света к возникновению остаточного спекл-поля Стандартное качество оптики ~λ/20

Angular co-ordinate ФРТ звезды Интенсивность, а.е ФРТ планеты Следствие ошибки оптики Меньше погасить не удается Светлое поле Темное поле

Примеры спекл-полей при погашении излучения звезды на наземных телескопах

На наземных телескопах АО функционирует в динамическом режиме для компенсации атмосферной турбулентности В космических телескопах АО функционирует в квазистатическом режиме для компенсации: (1) искажений ВФ, вносимых оптикой (2) искажений ВФ, вносимых ошибкой визирования телескопа Адаптивная оптика

Лучшая адаптивная оптика – extreme AO – хуже λ/1000

SCC self- coherent camera Без SCC с SCC

Наиболее точные методы коррекции волнового фронта работают на лабораторном столе и только в перспективе достигнут требуемых точностей для погашения на ~ λ/5000. Возможно ли, неточной системой АО получить точную компенсацию ошибки ? (1) Метод UNI (несбалансированного интерферометра) и PAC (фазовой и амплитудной коррекции) (2) Предложен метод EUNI (существенно несбалансированного интерферометра)

И так далее Угол – фазовая ошибка растет

В основе метода лежит когерентное сложение исходного пучка излучения со своей копией, скорректированной, посредством адаптивной оптики, но ослабленной по амплитуде, в результате чего когерентное сложение волн имеет качество волнового фронта, значительно превосходящее возможности используемой адаптивной оптики. Это уже опропобавоно Это новое

Моделирование NE = 1 – cos(err.2pi)

Планы использования Планируемый ОКР Старт 2022 NASA/TPF-I (2020) Nulling efficiency NASA/TPF-C NASA/TPF-I NASA/TPF-C (2014) Paused in F.Y. 2006