Alheimurinn
Aðlögunarsjóntækni

Aðlögunarsjóntækni

Leiðrétt fyrir bjögun lofthjúps

Í stjarnvísindum er aðlögunarsjóntækni (e. adaptive optics) notuð til að draga úr áhrifum lofthjúpsins á ljós frá stjörnum eða öðrum stjarnfræðilegum fyrirbærum. Aðlögunarsjóntæknin er ein mikilvægasta tækniþróunin í stjarnvísindum á síðustu árum og er ómissandi fyrir stærstu sjónauka jarðar. Án aðlögunarsjóntækninnar væri lítið vit í að reisa risasjónauka. Án hennar sæjum við alheiminn í móðu. Með henni er mynd okkar af alheiminum hnífskörp.

Allir sem einhvern tímann hafa horft upp í stjörnubjartan himinn sjá að stjörnurnar tindra. Þegar ljós frá stjörnu eða vetrarbraut berst okkur í gegnum lofthjúpinn, aflagast það af völdum ókyrrðar, t.d. mismunandi vinds eða hitastigs. Stjörnufræðingar tala því gjarnan um gott og slæmt stjörnuskyggni. Í slæmu stjörnuskyggni aflagast ljósið mjög mikið, svo mikið að nánast ógjörningur er að ná skarpri mynd. Gott stjörnuskyggni skilar hins vegar kristaltærri og skarpri mynd.

Með hjálp aðlögunarsjóntækninnar geta átta til tíu metra breiðir sjónaukar, eins og VLT eða Keck, tekið leiðréttar myndir með 30 til 60 millibogasekúndna greinigæði í innrauðu ljósi. Án aðlögunarsjóntækninnar eru greinigæðin um 1 bogasekúnda vegna áhrifa lofthjúpsins. Í lofttæmi eru greinigæði fullkomins sjónauka einungis háð þvermáli ljósopsins. Loft er engin fyrirstaða. Þess vegna ákváðu menn að skjóta Hubblessjónaukanum út í geiminn. Á jörðinni neyðast menn til að horfa á alheiminn í gegnum lofthjúpinn sem hefur veruleg áhrif á gæði athuganirnar og þar af leiðandi mælinganna. Tökum sem dæmi fjögurra metra sjónauka. Aukist ókyrrð lofthjúpsins um eina stærðargráðu, minnka greinigæði sjónaukans (hæfni til að greina smáatriði) sömuleiðis um eina stærðargráðu en ljósstyrkur stjörnunnar hundraðfalt.

Örþunnir aflaganlegir speglar og leysigeislastjörnur

Aðlögunarsjóntæknin virkar þannig að skoðuð er bjögun bjartrar stjörnu – náttúrulegrar leiðarstjörnu eða leysigeisla sem skotið er upp í himinninn – af völdum lofthjúpsins, nærri því fyrirbæri sem rannsaka á. Bjögun lofthjúpsins á ljósi stjörnunnar eða leysigeislans er mæld með svonefndum bylgjunema (e. wavefront sensor). Speglar sjónaukanna eru örþunnir og á þá eru festir þrýstihreyfiliðir sem geta breitt lögun speglanna í samræmi við bjögun lofthjúpsins. Þessi breyting nemur broti úr míkrómetra. Bylgjuneminn sendir þessar upplýsingar í öflugar tölvur sem reikna út hversu mikið breyta á lögun spegilsins út frá mældri ókyrrð lofthjúpsins. Ferlið í heild frá því að ljósið berst inn í nemann og þar til lögun speglanna hefur verið breytt má ekki taka lengri tíma en 0,5 til 1 millisekúndu, þar sem lofthjúpurinn er á örri hreyfingu. Bylgjuleiðréttingin yrði ella ónákvæm.

Líkurnar á að finna heppilega leiðarstjörnu eru hverfandi. Þetta vandamál hefur að miklu leyti verið leyst með hjálp leysigeisla sem skotið er nokkra tugi km upp í himinninn. Leysigeislinn gegnir þá hlutverki viðmiðunarstjörnu sem hægt er að fylgjast með í stað hefðbundinnar leiðarstjörnu. Til eru tvær tegundir af leysigeislastjörnum, annars vegar Rayleigh og hins vegar natríum.

Í Rayleigh leysigeislastjörnu er leysigeisla með bylgjulengd nærri útfjólubláa sviðinu skotið upp í himinninn og bakdreifing geislans af völdum lofthjúpsins í 15 til 25 km hæð er könnuð. Í natríum leysigeislastjörnu er leysigeisla með 589 nanómetra bylgjulengd notaður til þess að örva natríumatóm í miðhvolfinu og hitahvolfinu, eða milli 50 til 100 km hæð. Við örvunina virðast natríumatómin í lofthjúpnum glóa.

Leysigeislarnir eru oftast látnir púlsa þar sem mælingar á bjögun lofthjúpsins takmarkast við tímaglugga sem aðeins er opinn í nokkrar míkrósekúndur eftir að púlsinum hefur verið hleypt af. Þetta gerir mælikerfinu kleift að hunsa mest af því ljósi sem dreifist næst yfirborðinu. Þannig er einungis það ljós skoðað sem ferðast hefur í örfáar míkrósekúndur nógu hátt upp í lofthjúpinn og aftur til baka. (ATH þessa efnisgrein þarf að bæta.)

Hönnun aðlögunarsjóntækni er sannarlega ekki einföld. Þannig þarf t.a.m. að gæta þess að ljósið sem berst í bylgjunemann til þess að draga úr skekkju. Svo unnt sé að fá nánast fullkomna leiðréttingu á bjögun sýnilegs ljóss þarf hvorki fleiri né færri en 6.400 hreyfiliði undir 8 metra breiðan spegil. Þessi hreyfiliðir verða svo að geta aflagað speglana þúsund sinnum á sekúndu.

Hvernig vitna skal í þessa grein

  • Sævar Helgi Bragason (2010). Aðlögunarsjóntækni. Stjörnufræðivefurinn. http://www.stjornuskodun.is/adlogunarsjontaekni (sótt: DAGSETNING).




Leita á vefnum


 

Vinir okkar

  • Hugsmiðjan
  • Sjónaukar.is
  • Portal To The Universe
  • Stjörnuskoðunarfélag Seltjarnarness
  • Vísindavefurinn
  • Hubble spacetelescope
  • European Southern Observatory - ESO



Póstlisti


Fleygar setningar

- Carl Sagan

„Ef þú vilt baka eplaköku frá grunni þarftu fyrst að finna upp alheiminn.“
 




Þetta vefsvæði byggir á Eplica