Проксима Центавра с Альфы

[Gleb1964]

Munin в сообщении #1151375 писал(а):

Gleb1964 в сообщении #1151356 писал(а):

Идет развитие адаптивных систем с лазерными навигационными "звездами", позволяющими резко увеличить покрытие неба, в том числе с несколькими навигационными "звездами" одновременно, расставленных по полю для увеличения угла изопланатизма коррегирующей оптики. К примеру, сейчас на VLT (Very Large Telescope) идет такой проект. Лазерами, настроенными на длину линий натрия в желтом диапазоне, собираются возбуждать свечение в слое натрия на высотах 80-90км, используя это свечение для анализа искажений волнового фронта.

Я думал, это всё не в будущем времени, а давно работающая технология, на тех же Кеках (Keck), например. Ну по крайней мере, с одной "звездой".

Да, технология уже работающая, но недоделанная.
У технологии лазерных навигационных звезд есть определенные трудности, которые нелинейно масштабируются с ростом апертуры, что существенно ограничивает эффективность с большими телескопами. Причем трудности увеличиваются нелинейно в области коротких волн и плохой стабильности атмосферы, именно, где коррекция наиболее актуальна. В итоге, астрономы становятся еще более зависимы от условий видности.
В частности, поскольку лазерный луч запускается с земли, он не позволяет коррекцию наведения на объекты - луч изгибается на проходе туда, так же, как обратно, а потому для коррекции наведения все равно нужен объект на небе, по которому будет отрабатывать качающееся зеркало точного ведения (так коряво я перевел tip-tilt mirror ).
Лазерный луч фокусируется и создает "звезду" на конечном расстоянии, а реальные объекты находятся на бесконечности, что вызывает группу проблем (cone effect problems), связанных с тем, что меряются искажения волнового фронта не совсем те, что надо. Эта проблема существенно возрастает для больших диаметров, коротких волн (визуальный диапазон) и при плохих визуальных условиях (турбулентности= seeing condition). Решение проблемы видят в создании нескольких навигационных лазерных "звезд" и, так называемой, томографии турбулентности. Но такой системы на больших телескопах еще не создано, вот, на VLT именно такой проект сейчас и реализуется.

Про Gaia:

Munin в сообщении #1151417 писал(а):

Я правильно понимаю, что используется что-то типа "затмения" звезды краем телескопа? Тогда этот край должен быть довольно качественно сделан... Вспоминается метод разрешения звёзд по затмению их диском Луны. Меня он сильно впечатлил в своё время

Нет, там большой массив ПЗС-матриц в фокальной плоскости - просто снимают с короткими экспозициями все объекты, причем многократно, пока они проходят по фокальной плоскости. Получают координаты объектов привязанные ко времени, и так далее обрабатывают..

[Munin]

То есть роль "края" выполняет край ПЗС-матрицы?

Со "звёздами" понятно. Просто вначале вы написали так, что можно было прочитать, будто на VLT впервые будет технология "звезды" вообще, а не именно "многих звёзд". (Как повезло всё-таки со слоем натрия в атмосфере! а есть другие кандидаты на возбуждение?)

[Gleb1964]

Обычно используется релеевское рассеяние или слой натрия. Возможно, есть что-то еще, но я не в курсе.
При релеевском рассеянии используют короткие волны, поскольку для них рассеяние гораздо эффективнее $ \sim \nu^{4}$
Фокусируют на слой высотой порядка 20км. Поскольку нижние слои атмосферы рассеивают много назад, чтобы отсеять ближнюю зону, работают короткими импульсами и дискриминируют обратный поток по времени прихода, давая задержку на приемнике. Для больших телескопов светят через сам телескоп, чтобы получить малое пятно. Взамен получают проблему фона из-за флюоресценции оптических компонентов, поэтому пишут, что такой метод адаптивной оптики практически не используют при наблюдении слабых объектов, требующих длительное время экспонирования. Любая, даже слабая облачность, при которой телескоп мог бы еще работать, является серьезной помехой для метода релеевского рассеяния.

-- 16.09.2016, 16:11 --

Munin в сообщении #1151622 писал(а):

То есть роль "края" выполняет край ПЗС-матрицы?

Не совсем правильно звучит "край матрицы".
Есть два телескопа, разведенных на некий угол - 106.5 градуса в данном случае. Вращение организовано вокруг такой оси, что одни и те же участки неба проплывают в поле зрения одного и другого телескопа. Технически поля зрения сведены на один большой фотоприемник. Конечно, это было необязательно делать, но стабильность и метрология от этого только улучшилась.
Этот большой приемник - мегаблок из множества матриц, откалиброванных по отношению к друг другу по положению. Углы полей зрения телескопов тоже откалиброваны вместе с блоком фотоприемника, так что линейные координаты на фотоприемнике (в пикселах) могут быть пересчитаны в угловые и назад. По мере сканирования неба создается все более точный каталог объектов, которые, опять таки, обратно используются для поддержания калибровки телескопа-блока матриц, чтобы избежать проблем с дрейфом геометрии инструмента - т.е. инструмент сам себя калибрирует.
Поскольку в процесс измерения вовлечено равномерное вращение, то объекты при прохождении полей снимают в динамике - нужна привязка координат объектов на матрице ко времени. Пока звезда идет по полю, ее успевают отснять много раз - эти измерения, пересчитывают в угловые координаты и сшивают по времени и с помощью известных параметров вращения (для усреднения и повышения точности). Дуги между объектами меряют через скорость вращения и разницу во времени. Динамику вращения самого аппарата отслеживают по прохождению одних и тех же объектов через поля зрения первого и второго телескопов. Такая, в общих чертах, метрология.

[Munin]

То есть, всё-таки, "моменты прохождения поля" - это моменты, когда звезда проходит через край чего? Отдельного ПЗС-элемента? Матрицы? Блока матриц? Всего фотоприёмника?

Спасибо большое за ваши ответы! Преисполняюсь глубокого уважения к людям, которые создают такие тонкие инструменты и методы, преодолевают столько проблем!