Физическая энциклопедия Том 4 - Порохов А.М.
Скачать (прямая ссылка):
HtHi 0?) =^0(Рі»Ра)^*(аі OQP.
Из определения АКФ
С(Рі, . «іК(«і—Pi ,ос,—0,)*?*? s/ 01
(свёртки О и <8> отличаются знаками переменней интегрирования во 2-м сомножителе, для симметричных ф-ций они совпадают) получаем осн. ур-ние С.-и.:
<7®7>=(0®0)0<Р®Р>,
где угл. скобки обозначают усреднение по реализациям случайной ф-цнн P (по кадрам). Зная иа наблкн дений (/ ® /) и определив (Р ® Р) по наблюдениям точечного источника (звезды), находим О ® О — АКФ объекта, по к-рой можио судить о его тонкой структуре, ио нельзя, вообще говоря, восстановить исходное изображение.
В 1970-х гг. была создана теория С.-и., т. е. расочита-иы свойства спекл-изображеиий, их связь с характеристиками атм. неоднородностей, телескопа и метода регистрации. Было показано, что спекл-иитерферометр есть разновидность звёздного интерферометра Май-келъсона, а спеклы суть хаотич. интерференц. полосы. Чувствительность всех звёздных интерферометров ограничена квантовой природой света. Когда за время экспозиции в одном спекле регистрируется в среднем меньше одного фотона, то спеклов уже ие видно,но ДКФ всё же удаётся измерить за счёт иакошіешія большого числа (до 10е) кадров. Необходимость получить приемлемое отношение сигнала к шуму за время наблюдений задаёт предел чувствительности, к-рый сильна зависит как от атм. условий, так и от характера объекта. На крупных телескопах методом С.-и. наблюдают звёзды не слабее 16—18т.
Наблюдения методом С.-и. начаты в 4972. Вначале спекл-изображеиня регистрировали на фотоплёнку, иыие преим. используют те девиз, счётчики фотонов. АКФ вычисляют, как правило, в реальном времени с
СПЕКЛЫ
€04
помощью электронного цифрового коррелятора. Измерены угл. диаметры неск. десятков звёзд на разных длинах волн, а также угл. размеры нек-рых астероидов, спутников больших планет и др.объектов. Наблюдались мелкие детали солнечной поверхности. Нанб. число результатов получено в области изучения двойных звёзд: выполнено более 8000 измерений с точностью до 0,001", открыто ок. 300 тесных двойных звёзд, определены орбиты неск. систем и вычислены массы компонентов. Методом С.-н. проводят наблюдения также в ИК-диапазоне спектра на длинах волн до 5 мкм. Так были исследованы околозвёздные пылевые оболочки и диски, открыты холодные номпоненты в двойных системах.
С.-и. развивается в неск. направлениях. Разрабатываются способы восстановления истинного изображения, а не АКФ. Предложено неск. методов, в т. ч. метод замкнутых фаз, аналогичный радноастр. апертурному сиптеву, н метод тройных иорреляц. ф-цнй. Чувствительность их хуже, чем в обычной С.-н. Обработка данных требует большого объёма вычислений, что н сдерживает внедрение этих методов, хотя нек-рые астр, приложения уже имеются.
Повышается точность измерений. В частности, предложено измерять смещения спеклов в завнснмостн от длины волиы7 чтобы на существующих телескопах получить эфф. разрешение до 0,0001".
С целью повышения разрешения в оптическом н HK-днапазонах создаются интерферометры, образованные независимыми телескопами с базами в десятки н сотни метров. Кроме измерения угл. диаметров в иек-рых приборах ставится задача измерения координат источников с точностью до 0,01".
Ведётся предварит, разработка космич. интерферометров с большими базами, к-рые намного прев-войдут наземные интерферометры по чувствительности.
Лит:: Labeyrie A., Stellar Interferometry methods, «Ann. Rev. Astron. and Astrophys.», 1978, v. 16, p. 77; Франсов М., Оптика спеклов, пер. с франц., М., 1980; Koddi-е г F., The effects of atmospheric turbulence In optical astronomy, «Progrr. in Optics», 1981, v. 19, p. 283; Токовинин A. A., Звездные интерферометры, М., 1988. А. А. Токовинин.
СПЕКЛЫ (от англ. speckle — пятнышко, крапин-на) — пятнистая структура в распределении интенсивности когерентного света, отражённого от шероховатой поверхности, неровности к-рой соизмеримы с длиной волны света X, нлн прошедшего через среду CO случайными флуктуациями показателя преломления. С. возникают вследствие интерференции света, рассеиваемого отд. шероховатостями объекта. Т. к. поверх-вость предмета освещается когерентным светом, то интерферируют все рассеянные лучн н ннтерфереиц. картина имеет не периодическую, а хаотнч. структуру. На рнс. 1 представлена фотография спекл-структуры, возникающей прн рассеянии высоко интенсивно го (лазерного) пучка света, проходящего через матовое стекло.
Можно различить два случая образования С.— в пространстве предметов и в пространстве изображений. В пространстве предметов возникают т. н. объективные С. Свет от лазера (рис. 2)
Рис. 1. Фотография объективных спеклов.
Рис. 2. Схема образования объективной спекл-структуры: JI —лазер; РП — рассеивающая поверхность; S — точка наблюдения.
освещает шероховатую, диффузно рассеивающую поверхность; полная амплитуда световой волны в точке наблюдения является суммой векторов амплитуд волн, рассеянных всеми точками освещённой поверхности. Эти волны имеют случайные фазы, и в результате их сложения получается случайная результирующая амплитуда. Прн нзмененнн координат точки наблюдения полная амплитуда (и интенсивность) принимает различные, также случайные значения, что и обусловливает появление С. Поперечное смещение точки наблюдения (без изменения расстояния до рассеивающей поверхности) ведёт к быстрому изменению разности хода между интерферирующими волнами н, соответственно, к мелкомасштабным изменениям интенсивности. Продольное смещение точки наблюдения ведёт к относительно медленным изменениям разности хода и, соответственно, к относительно крупномасштабным флуктуациям интенсивности. Др. словами, отдельные С. имеют вытянутую вдоль направления наблюдения сигарообразную форму.
