[एक अनुवादक से] संभवत: कई, जब एक्सोप्लैनेट खोजने की बात आती है, तो एक विशाल दूरबीन की भौं से देखने वाले व्यक्ति की कल्पना करता है। दुर्भाग्य से, यह उस तरह काम नहीं करता है। यहां तक ​​कि बहुत अच्छे आधुनिक दूरबीनों के लिए, एक एक्सोप्लेनेट का अवलोकन करना एक मुश्किल काम है, क्योंकि ग्रह खुद आकार में छोटे हैं और उनका विकिरण स्टार विकिरण से अलग करना बेहद मुश्किल है। इसके लिए कई दिलचस्प विधियों का उपयोग किया जाता है, जिनमें से एक ADI (कोणीय अंतर इमेजिंग) है और इस लेख में विचार किया जाएगा।

परिचय

आधुनिक खगोल विज्ञान का सामना करने वाले सबसे कठिन कार्यों में से एक सौर मंडल के बाहर स्थित ग्रहों का सर्वेक्षण और अन्य सितारों की परिक्रमा करना है। जटिलता में, इस कार्य की तुलना एक ऐसे जुगनू को खोजने से की जा सकती है जो पर्यवेक्षक से कई किलोमीटर की दूरी पर 300-वाट की सर्चलाइट के आसपास उड़ता है - पास के विकिरण स्रोतों के बीच अंतर करने के लिए आपको न केवल एक बड़े-व्यास दर्पण की जरूरत है, बल्कि सबसे उन्नत प्रकाशिकी भी है पृथ्वी के वातावरण द्वारा शुरू की गई विकृतियों की भरपाई करने में सक्षम। हालाँकि, भले ही आपके पास सबसे उन्नत ऑप्टिकल टेलीस्कोप हो, पर आपको जो छवि मिल सकती है, वह कुछ इस तरह दिखाई देगी:



यहां स्टार GJ 758 की कच्ची छवि है। यह 1.6 μm के तरंग दैर्ध्य पर बनाया गया है, इसलिए यहां के रंग झूठे हैं - काले से लाल रंग में परिवर्तन केवल चमक में परिवर्तन दिखाता है। केंद्र में काले धब्बे इतने उज्ज्वल होते हैं कि वर्तमान हार्डवेयर सेटिंग्स के साथ उनके मूल्य को सटीक रूप से मापना संभव नहीं था। अंत में, सफेद किरणें विवर्तन विकृतियां हैं जो इस मामले में दूरबीन पर तथाकथित खिंचाव के निशान की उपस्थिति के कारण दिखाई देती हैं - संरचनात्मक तत्व जो दूरबीन के माध्यमिक दर्पण को पकड़ते हैं।

एक्सोप्लैनेट शीर्षक के लिए दो उम्मीदवार जीजे 758 के चारों ओर घूमते हैं, हालांकि, इस छवि में उन्हें भेद करना संभव नहीं है, क्योंकि विशाल प्रभामंडल पूरी तरह से "प्रकाश" को रोकते हैं। इन वस्तुओं का पता लगाने के लिए, स्टार की रोशनी से छवि को यथासंभव "स्पष्ट" करना आवश्यक है - लेकिन ग्रह के प्रकाश से स्टारलाईट को कैसे भेदना है और विरूपण विरूपण? ऐसा करने के लिए, पहले यह समझना चाहिए कि विकृति बिल्कुल क्यों दिखाई देती है।

विकृतियों

तारे के चारों ओर प्रभामंडल बनाने वाले विकृति के स्रोतों में सबसे स्पष्ट पृथ्वी का वातावरण है। टेलिस्कोप के आईने से टकराने से पहले ही वहां से गुजरने वाली स्टारलाइट विकृत होती है। इसके अलावा, चूंकि वायुमंडल हमेशा गति में रहता है, इसलिए ये विकृतियाँ स्थिर नहीं होती हैं, बल्कि परिवर्तनशील होती हैं, और ये बहुत जल्दी बदल जाती हैं - हर कुछ दसियों मिलीसेकंड। यह एक ऐसा बिखरा हुआ तारा है जो किसी तारे के चारों ओर एक नरम प्रभामंडल जैसा दिखेगा। आधुनिक प्रकाशिकी कुछ हद तक इस तरह की विकृतियों की संख्या को कम कर सकते हैं, लेकिन उन्हें पूरी तरह से समाप्त करने में सक्षम नहीं हैं।

विकृति का एक अन्य महान स्रोत दूरबीन दर्पणों में खामियां हैं, साथ ही खिंचाव के निशान हैं, जिस पर माध्यमिक दर्पण घुड़सवार है। ये विकृतियां बहुत अधिक स्थायी होंगी - वे बदलेंगे, उदाहरण के लिए, तापमान में उतार-चढ़ाव के कारण, या दूसरों के सापेक्ष दूरबीन के कुछ हिस्सों के आंदोलन के कारण। इस विवशता के कारण, ऐसी विकृतियों को स्यूडोस्टैटिक कहा जाता है। यह छद्म विकृतियां हैं जो प्रभामंडल पर काले धब्बे की उपस्थिति के लिए जिम्मेदार हैं, जो कि, वे ग्रहों की तरह दिखते हैं, लेकिन वास्तव में वे नहीं हैं।


एक बड़ी दूरबीन के प्राथमिक और माध्यमिक दर्पणों की आपसी व्यवस्था।

फ़ील्ड रोटेशन

विकृतियों से निपटने के बाद, हम टिप्पणियों की सुविधा की ओर मुड़ते हैं, जिससे एडीआई पद्धति का उपयोग करना संभव हो गया।

रात के आसमान को देखते हैं। असीमित ब्रह्मांड के बजाय, पृथ्वी से एक पर्यवेक्षक अच्छी तरह से एक विशाल क्षेत्र की कल्पना कर सकता है जो हमारे ग्रह को घेरता है, और जिस पर सितारों का अनुमान लगाया जाता है। इस प्रेक्षक के दृष्टिकोण से, खगोलीय क्षेत्र धीरे-धीरे घूमेगा, जिससे लगभग 24 घंटों में एक पूर्ण क्रांति हो जाएगी। यह धुरी के चारों ओर पृथ्वी के घूर्णन के कारण होता है, और अवलोकन प्रक्रिया को जटिल करता है, क्योंकि तारे, आकाशीय क्षेत्र के साथ घूमते हुए, दूरबीन के दृष्टिकोण से "भागने" का प्रयास करेंगे। इसकी भरपाई करने के लिए, टेलीस्कोप को विशेष घूर्णन प्लेटफार्मों पर लगाया जाता है जो आपको झुकाव के कोण (क्षितिज से मापा गया) को समायोजित करने और टेलीस्कोप को वांछित अज़ीमुथ में घुमाने की अनुमति देता है। लक्ष्य पर निशाना लगाने के बाद, टेलीस्कोप लगातार कम गति से घूमना शुरू कर देता है ताकि दृश्यमान छवि गतिहीन दिखाई दे। यह भी ध्यान देने योग्य है कि खगोलीय क्षेत्र के घूमने के दौरान, तारों की एक दूसरे के सापेक्ष स्थिति और गोला स्वयं ही अपरिवर्तित रहता है। यह पूरी प्रक्रिया निम्न छवि में दिखाई गई है:


यहां तारों के साथ काले वर्ग दूरबीन के दृश्य के क्षेत्र हैं - आकाश का वह हिस्सा जिसे हम देखते हैं। जैसा कि आप देख सकते हैं, क्षेत्र लगातार घूम रहा है, लेकिन एक ही समय में तारों की एक-दूसरे के सापेक्ष स्थिति और खगोलीय क्षेत्र के ध्रुव के सापेक्ष अपरिवर्तित रहता है। यदि हम लगातार चित्र प्राप्त करना चाहते हैं, तो हमें लाल तीर द्वारा दिखाए गए एक निश्चित कोण पर दूरबीन को मोड़ना होगा। लक्ष्य, आंचल और आकाशीय क्षेत्र के ध्रुव के बीच के कोण को लंबन कोण कहा जाता है। रात के दौरान, यह लगातार बदलता रहता है, लेकिन इस परिवर्तन की गति अस्थिर है - यह सबसे बड़ा होगा जब हमारा लक्ष्य अपने चरम पर होगा।

ADI प्रौद्योगिकी

इस तथ्य का उपयोग करते हुए कि दूरबीन क्षेत्र अवलोकन के दौरान उसके सापेक्ष घूमता है, एडीआई विधि अलग-अलग प्रकाश स्रोतों से विरूपण के कारण प्रभामंडल को अलग करती है।

जैसा कि हमने पहले ही देखा है, साधारण टिप्पणियों में, दूरबीन के घूमने के कारण देखने के क्षेत्र को पर्यवेक्षक के लिए एक निरंतर कोण पर रखा जाता है। यह आपको संपूर्ण अवलोकन अवधि के दौरान कई तस्वीरें लेने और उन्हें ओवरलैप करने की अनुमति देता है। लेकिन एडीआई पद्धति का उपयोग करते समय, टेलीस्कोप को घुमाया नहीं जाता है। इसी समय, सच्चे प्रकाश स्रोत खगोलीय क्षेत्र के साथ घूमते रहते हैं, लेकिन छद्म विकृतियों (उदाहरण के लिए, खिंचाव के निशान) के स्रोत स्थानांतरित होने से बच जाते हैं।

निम्नलिखित आंकड़ा दिखाता है कि एडीआई विधि द्वारा प्राप्त छवियों की एक श्रृंखला को कैसे संसाधित किया जाए (वे ए _{i के} रूप में निर्दिष्ट हैं)। सबसे पहले आपको सभी प्राप्त छवियों (बी) के बीच पिक्सेल-दर-पिक्सेल औसत की गणना करने की आवश्यकता है। इस औसत पर, वे संरचनाएं जो अवलोकन के दौरान नहीं बदली हैं (एक ही छद्म विकृतियां, साथ ही साथ तारा) स्वयं स्पष्ट रूप से दिखाई देगी, लेकिन ग्रह व्यावहारिक रूप से दिखाई नहीं देगा। फिर, प्राप्त औसत स्रोत चित्रों में से प्रत्येक से घटाया जाता है (C ⁱ = A ⁱ - B), जिसके परिणामस्वरूप केवल ग्रह और यादृच्छिक छोटे शोर बने रहेंगे। उसके बाद, प्रत्येक चित्र को घुमाया जाएगा ताकि खगोलीय क्षेत्र के वास्तविक निर्देशांक के अनुरूप हो (यानी, जिस तरह से वे एक व्युत्पन्न का उपयोग करते हुए दिखेंगे)। अंत में, डी की इन घुमाए गए चित्रों से, ई के औसत की गणना फिर से की जाएगी। इस पर सभी यादृच्छिक शोरों को सुचारू किया जाएगा, लेकिन ग्रह की सभी छवियां ओवरलैप हो जाएंगी, जिससे वे अधिक स्पष्ट हो जाएंगे।



अगली छवि में, आप इस लेख में बहुत पहले चित्र से एक स्टार पर इस पद्धति को लागू करने का परिणाम देखेंगे। इस तथ्य के बावजूद कि प्रभामंडल को पूरी तरह से हटाना संभव नहीं था (यह पूरी तरह से स्थिर नहीं था), एडीआई ने हमें दो वस्तुओं को स्टार के काफी करीब स्थित अलग करने की अनुमति दी:


इस छवि में ऑब्जेक्ट बी को एक ग्रह के रूप में पहचाना गया है, और ऑब्जेक्ट सी की स्थिति अभी तक निर्धारित नहीं की गई है। सौर मंडल के कुछ ग्रहों की कक्षाओं के आकार के साथ वस्तुओं की कक्षाओं के आकार की तुलना करने के लिए शीर्ष पर सफेद पट्टियाँ दिखाई जाती हैं।

यह ध्यान देने योग्य है कि ADI का उपयोग करने के लिए अवलोकन तब किया जाना चाहिए जब लक्ष्य अपने चरम पर हो, अर्थात जब क्षेत्र उच्चतम गति से घूमता है।

लोकी

इसलिए, हमने छवियों को प्राप्त करने और संसाधित करने का सबसे सरल तरीका माना - एडीआई। LOCI (लोकल ऑप्टिमाइज्ड कॉम्बिनेशन ऑफ इमेजेज) नामक एक अधिक जटिल विधि एक जटिल कॉम्प्लेक्स एल्गोरिथ्म का उपयोग करती है, जो कि औसत को औसतन घटाने के बजाय, आपको श्रृंखला के प्रत्येक चित्र पर पृष्ठभूमि को बेहतर ढंग से निर्धारित करने की अनुमति देती है। इसके लिए, छवियों को रिंग सेगमेंट में विभाजित किया गया है, जिसके बाद प्रत्येक सेगमेंट को अलग से अनुकूलित किया गया है। यह आपको थोड़े समय के लिए शूट की गई छवियों में शोर को बेहतर ढंग से खत्म करने की अनुमति देता है, और परिणामस्वरूप छवि के विपरीत को बढ़ाता है। विशेष रूप से, ऊपर की तस्वीर LOCI का उपयोग करके प्राप्त की गई थी।

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