Похожи ли функции рассеяния точки от больших одиночных телескопов с адаптивной оптикой на функции Эйри для узкополосных фильтров?

этот ответ на Утверждение, что телескопы 30-метрового класса будут иметь разрешение, намного превышающее разрешение Хаббла: правда? упоминает

...возможность получения изображений с почти дифракционным ограничением с помощью адаптивной оптики.

Наиболее известным примером оптики с почти дифракционным ограничением является космический телескоп Хаббла, который уже около 30 лет работает над земной атмосферой. Путем обширного анализа полученных изображений одиночных звезд в нескольких положениях вне фокуса с использованием восстановления фазы стало возможным определить статическую карту фазовых ошибок для системы и использовать ее для создания смоделированных функций разброса точек, которые затем могут быть используется для деконволюции изображений интенсивности, повышения их резкости научным способом, чтобы, например, увидеть тусклые детали рядом с гораздо более яркими звездами .

Изображения ниже взяты из Krist, Hook & Stoehr (2011) 20 лет оптического моделирования космического телескопа Хаббла с использованием Tiny Tim (платный доступ, также researchgate .

См. также Поддержка WFC3 в Tiny Tim.

Я также должен процитировать Дж. Д. Родса и др. (2007) « Стабильность функции разброса точек усовершенствованной камеры для съемок на космическом телескопе Хаббл и последствия для слабого гравитационного линзирования» (также arXiv и Caltech ), в которой обсуждалось (среди прочего) взаимодействие между моросью и моделями PSF.

Вопрос: Похожи ли функции рассеяния точки от больших одиночных телескопов с адаптивной оптикой на функции Эйри для узкополосных фильтров?

В то время как фазовые поверхности космического телескопа Хаббл относительно статичны, весь смысл адаптивной оптики заключается в динамической модуляции фазовой карты апертуры для компенсации искажения волнового фронта в атмосфере. Поскольку это невозможно сделать идеально, результирующая функция рассеяния точки может отличаться от знакомой дифракционной картины круглого отверстия, закрытого центральным препятствием и лопатками-пауками.

Как они выглядят для узкополосного фильтра? Они все еще показывают диск Эйри?

1 в отличие от Как выглядит узкополосная «функция рассеяния точки» для длинных экспозиций с большой интерферометрической апертурой VLT?

Со страницы ESA HST heic1819 — фоторелиз; Хаббл показывает тень космической летучей мыши в хвосте змеи , и какова причина всех этих острых концентрических колец вокруг ярких звезд на этом изображении HST? :

Вот обрезанная монохромная область интереса:

heic1819 — фоторелиз; Хаббл обрезанный, монохромный

Далее растянуты по контрасту и размеру:

heic1819 — фоторелиз; Хаббл обрезанный, монохромный

Рис. 2. Карта комбинированных ошибок поверхности первичного и вторичного зеркал, оставшихся от полировки, полученная с использованием фазового восстановления на сильно расфокусированных изображениях звезд. Показана погрешность поверхности ±30 нм. Шаблоны затенения HST и WFPC2 накладываются друг на друга.

Рис. 2. Карта комбинированных ошибок поверхности первичного и вторичного зеркал, оставшихся от полировки, полученная с использованием фазового восстановления на сильно расфокусированных изображениях звезд. Показана погрешность поверхности ±30 нм. Шаблоны затенения HST и WFPC2 накладываются друг на друга.

Рис. 3. Наблюдаемые и смоделированные PSF со сферической аберрацией с помощью камеры для слабых объектов с использованием (вверху) фильтра F253M (центральная длина волны 253 нм) и (внизу) фильтра F486N. Модели были сгенерированы с использованием старых (до запуска) карт ошибок оптической поверхности, новых карт из фазового поиска и карт ошибок поверхности без карт. Каждый PSF имеет диаметр примерно 6 угловых секунд. Три лепестка — это тени от удерживающих подушек главного зеркала.

Рис. 3. Наблюдаемые и смоделированные PSF со сферической аберрацией с помощью камеры для слабых объектов с использованием (вверху) фильтра F253M (центральная длина волны 253 нм) и (внизу) фильтра F486N. Модели были сгенерированы с использованием старых (до запуска) карт ошибок оптической поверхности, новых карт из фазового поиска и карт ошибок поверхности без карт. Каждый PSF имеет диаметр примерно 6 угловых секунд. Три лепестка — это тени от удерживающих подушек главного зеркала.

Рис. 9. (Слева) Изображение двойной системы XZ Tauri с длинной выдержкой, полученное с помощью ПК WFPC2 и фильтра F675W. Отток из системы виден вверху справа, но блики ФРТ мешают деталям ближе к звездам. (Справа) Изображение после вычитания двух PSF от Tiny Tim соответствует звездам. Остатки дифракционных всплесков были замаскированы.

Рис. 9. (Слева) Изображение двойной системы XZ Tauri с длинной выдержкой, полученное с помощью ПК WFPC2 и фильтра F675W. Отток из системы виден вверху справа, но блики ФРТ мешают деталям ближе к звездам. (Справа) Изображение после вычитания двух PSF от Tiny Tim соответствует звездам. Остатки дифракционных всплесков были замаскированы.

Я немного сбит с толку тем, почему так много обсуждается HST PSF , когда ваш вопрос номинально касается наземной АО...
Кроме того, почему вы говорите «узкополосные фильтры» - есть ли у вас основания ожидать, что PSF будет сильно отличаться для широкополосных фильтров?
@PeterErwin Второй вопрос сначала: я ссылаюсь на то, что является причиной всех этих острых концентрических колец вокруг ярких звезд на этом изображении HST? Масштабирование с λ / г дифракция хроматическая, поэтому узкополосный фильтр может показать дюжину или более отчетливых колец. Так же, как мыльные пузыри; если вы просматриваете их через узкополосный фильтр, вы можете увидеть большее количество интерференционных полос в гораздо более толстых пленках, по той же причине, по которой мы используем ртутную или натриевую лампу низкого давления для просмотра полос с помощью оптической плоскости .
@PeterErwin 1-й вопрос: поэтому одна из причин, по которой я представляю, как выглядит PSF Хаббла, заключается именно в этом; чтобы показать, почему узкополосная часть моего вопроса важна. Я также делаю это, чтобы обеспечить контраст тому, что появляется в ответах; Я объяснил, что карта фазовой ошибки HST по апертуре в основном статическая (не меняется со временем , но меняется в зависимости от положения и моросящего дождя), в то время как для системы адаптивной оптики на земле карта фазовой ошибки, конечно же, является динамической. Таким образом, я подготовил почву для того, что, как я ожидаю, будет совершенно другим интегрированным по времени PSF. Может быть, я ошибаюсь; Я не могу дождаться, чтобы узнать!
А, хорошо, теперь я понимаю. Спасибо за четкие объяснения. (Я должен признать, что мой обширный опыт работы с HST- изображениями практически всегда был связан с широкополосными изображениями, и поэтому мне никогда не приходилось видеть реальную разницу между узкополосными PSF и широкополосными PSF. Так что я кое-чему научился. новый-спасибо!)

Ответы (1)

Да, узкополосные изображения, полученные с помощью адаптивной оптики на наземных телескопах, дают функции рассеяния точек, напоминающие диски Эйри.

Чтобы ответить на этот вопрос, я отправился на поиски некоторых данных и случайно поймал отличную рыбу с первой попытки!

Я пошел в архив обсерватории Кека и выбрал только камеру NIRC2, указав 1-месячный диапазон дат достаточно далеко в прошлом, чтобы было много общедоступных данных. Я пролистал результаты поиска, пока не нашел узкополосный фильтр «H2O_ice». Диапазон длин волн, указанный для этого фильтра в таблице, составляет 2,99–3,14 мкм, что соответствует полосе пропускания 5%, обычно считающейся узкополосной.

Вот как выглядит изображение ( N2.20150112.58609.fits ) в этом фильтре с квадратным корнем, чтобы показать дифракционную картину:

введите описание изображения здесь

Я могу разобрать первое и второе кольца Эйри. Они шероховатые, потому что коррекция АО не идеальна (мы знаем, что это изображение АО, потому что AODMSTAT и другие ключевые слова говорят о том, что контуры АО замкнуты), а кольца имеют шестиугольную, а не круглую форму из-за формы сегментов главного зеркала.

Имеет смысл, что узкополосные ФРТ АО должны напоминать функции Эйри. Вот первые 3 рисунка в текущей статье Вики на диске Эйри :

введите описание изображения здесь

Рис. 1. Обычно базовые расчеты, подобные этим, выполняются для одной длины волны света, и вы видите кольца.

Рис. 2 наглядно показывает λ / Д зависимость функции Эйри от длины волны. Если фильтр достаточно широкий, эта хроматическая дисперсия заставит кольцо слиться с ядром, и в конечном итоге фотометрическая кривая будет больше похожа на гауссову. Так что на самом деле это ШИРОКОПОЛОСНЫЕ фильтры, которые показывают более плохо выраженные кольца Эйри, чем узкополосные.

Вы можете увидеть этот эффект на рис. 3 исходного вопроса. Два ряда предназначены для фильтров F253M (вверху) и F486N (внизу). Для фильтров HST «M» означает среднюю полосу пропускания, а «N» — узкую полосу пропускания. Похоже, что в нижнем ряду более тонкая структура по сравнению с более размытым радиальным распределением в верхнем ряду, но эти ФРТ очень сложны, и изображение растянуто, чтобы показать внешний ореол ФРТ. Вы не можете очень хорошо разглядеть первое кольцо Эйри при таком растяжении и увеличении.

Рис. 3. Вы можете ясно видеть дифракционную картину от лазерного освещения, максимально реалистичного узкополосного света!

Красивый! Ясно, я думаю, что «растяжение квадратного корня» делает графики похожими на абсолютное значение амплитуды.
О ничего себе, я никогда не делал эту связь, но да. Я просто думал об этом как о способе показать низкоуровневую вариацию и раздавить высокоуровневую вариацию.
Похожи ли функции рассеяния точки от больших одиночных телескопов с адаптивной оптикой на функции Эйри для узкополосных фильтров?
СпросиСетьПолитика конфиденциальности1y, 0v