遮挡星光

遮挡星光

1. 历史。 Bernard Lyot 于 1930 年发明日冕仪，用于在没有日食时研究太阳日冕；焦平面掩模遮挡日面，“Lyot 光阑”去除衍射光（Lyot 1939）。SOHO 的 LASCO 日冕仪每天都展示同样的原理（Brueckner et al. 1995）。上方的太阳场景是基于 LASCO 的示意图，并非 LASCO 图像。
2. 日冕仪类型。Lyot 型振幅掩模、切趾光瞳以及涡旋等相位掩模。关键指标是内工作角，以 λ/D 为单位（Mawet et al. 2012）。位于 10 pc 处的地球与其恒星相距 0.1″：对于 6 m 望远镜在 550 nm 波长下约为 5.3 λ/D [calc]。
3. 自适应光学与散斑。 变形镜每秒数百次地将湍流波前校平。残留的是散斑；角差分成像让天空旋转而散斑保持固定，因此可以将其减除（Marois et al. 2006）。
4. 星影遮罩。一种在望远镜前方远处飞行的花瓣形遮挡屏（Cash 2006）。Roman Starshade Rendezvous 概念：26 m，距离 26,000 km；HabEx：52 m，距离约 76,600 km（HabEx Final Report）。
5. 消零干涉。两台望远镜以半个波长的相位差合成，使恒星落在暗条纹上而被抵消，而偏离光轴的行星则位于亮条纹上（Bracewell 1978；LIFE 概念，Quanz et al. 2022）。

日冕仪类型，逐个平面

下面每个类别都绘制为同一光学系统中的四个平面。强度是计算得出的，而非手绘：基于理想单色望远镜、无遮挡圆形光瞳的夫琅禾费光学，以对数拉伸显示，从恒星峰值一直到其百万分之一。掩模和光阑尺寸、切趾器以及行星亮度均为示意性的，并已注明。

示意图未按比例；仿 Lyot 1939

1. Lyot 日冕仪。焦平面上的一个不透明圆盘挡住恒星像的核心。它无法去除的是其边缘衍射的光，下一块透镜将这些光送到重成像光瞳的边缘；一个略小于光瞳的 Lyot 光阑可挡住该边缘（Lyot 1939）。使用 4 λ/D 的圆盘时，将光阑从光瞳的 150% 收窄到 80%，可使 8 λ/D 处的星光从恒星峰值的 6.7×10⁻⁵ 降至 1.8×10⁻⁷（无日冕仪时：7.8×10⁻⁵）[calc]，而远在圆盘之外的行星保留其 64% 的光，即光阑的面积比例。
2. 切趾光瞳。不使用掩模，而是让光瞳的透过率向边缘逐渐减小，因此图像没有可产生振铃的锐利边缘。对于 A(ρ) = (1 − ρ²)²，5 λ/D 附近最亮的环从无遮挡光瞳峰值的 7.8×10⁻⁴ 降至 1.2×10⁻⁶ [calc]，但只有 1/(2n + 1) = 20% 的光能够通过，且核心更宽。实际的切趾器（成形光瞳、扁长型和 APLC 设计）经过数值优化；此处的渐变仅为示意。
3. 涡旋相位掩模。 一种透明掩模，其相位绕中心旋转（e^(2iθ)，拓扑荷 2），可将轴上恒星的光移到重成像光瞳之外：对于无遮挡圆形孔径上的理想拓扑荷 2 涡旋，光瞳内的场严格为零，光瞳外为 (1/ρ)² [calc]，因此在光瞳边缘内侧设置光阑即可去除恒星光。相位掩模是能在最靠近恒星处工作的一类（Mawet et al. 2012）；真实的涡旋会因波前误差和恒星的有限大小而留下残余。
4. 自适应光学与 ADI。可变形镜将视宁度晕变为锐利的核心，但仍残留宽度为 λ/D 的准静态散斑。仪器光瞳固定时，天空和行星在夜间旋转，而散斑保持不动；序列的中值为散斑建模，每帧减去该中值、按其视场旋转转回并叠加后，行星得以保留（Marois et al. 2006）。演示画面中的帧是合成的。在实际天空中，GPI 在 0.4″ 处以 60 s 达到约 10⁻⁴ 的原始对比度，经过一小时 ADI 后可深十倍以上（Bailey et al. 2016）。

对比度阶梯

画布上 HR 8799 的行星采用 exoplanet.eu 的半长轴和偏心率；它们在天空中的取向为示意，时间经过压缩。不同仪器的对比度是在不同的角距、波长和显著性下测得的，因此各级之间不能直接比较。

1,216 of the 8,049 planets with a stored distance in exoplanet.eu were found by imaging (the first method listed). Show them on the Galaxy map ›

真实数据，附出处

指向某一年，或聚焦图表后使用方向键。

按年份和方法统计的数量表 ›