Исследование методов увеличения углового разрешения 2.5 м телескопа по данным измерений оптической турбулентности на месте его установки

Основные результаты этого раздела опубликованы в статье «Adaptive optics performance simulation on the basis of MASS/DIMM data obtained on Mt. Shatdzhatmaz in 2009;2011» [66].

4 Адаптивная оптика с лазерной опорной звездой.

Использование искусственного источника для измерения искажений волнового фронта — это стандартное решение проблемы малого покрытия неба, характерного для NGS АО ?28]. Искусственный источник формируется па конечной высоте в атмосфере Земли с помощью лазера и светит за счет переизлучения атомами натрия (на высоте 85−95 км — SLGS) или рэлеевского рассеяния (па высоте 8−20 км — RLGS). LGS находится на конечной высоте /г*, а интересующие нас объекты бесконечно далеко, следовательно, искажения волнового фронта, измеряемые по LGS, отличаются от искажений, которые испытывает свет, идущий от удаленного источника. Этот эффект ограничивает возможности LGS-коррекции (67] и называется фокальный анизоплапатизм или эффект конуса (мы будем пользоваться вторым термином). Эффект конуса также приводит к тому, что лучше всего компенсируется низкая турбулентность, а значит, коррекция реализуется в большем поле зрения, это явление используется в системах адаптивной оптики с компенсацией приземного слоя (Ground Layer Adaptive Optics — GLAO) [68].

Второе фундаментальное ограничение систем LGS АО заключается в том, что лазерная звезда не позволяет измерять наклоны (а также некоторые другие искажения низкого порядка) волнового фронта, вызванные атмосферой, иногда это явление называют «эффект клина» [28]. Для измерения наклонов приходится использовать одну или больше дополнительных опорных звезд, которые условно будем обозначать ТТ-NGS. Естественно, что в этом случае снова появляется проблема поиска подходящей звезды вблизи научного объекта. Однако требования к звезде, по которой измеряются только наклоны значительно ниже, чем для системы NGS АО.

В этом разделе мы выполним моделирование LGS АО с учетом эффекта конуса и эффекта клина (в дополнение ко всем эффектам, учтенным в предыдущем разделе) с помощью модифицированного пакета PA0LA, краткое описание принципа и внесенных модификаций см. в разделе 1.1. Некоторые параметры моделирования указаны в табл. 4.1, остальные параметры не менялись, см табл. 3.1. В качестве датчика волнового фронта будем рассматривать SH-WFS, менее требовательный к количеству света. Кроме того, он проще в исполнении, что несколько компенсирует сложность системы запуска лазерной звезды. Петлю обратной связи будем считать открытой, т. е. свет для измерения волнового фронта отбирается перед деформируемым зеркалом. В предыдущем разделе мы выяснили, что оптимизация позволяет значительно повысить эффективность системы, поэтому в данном случае мы также будем оптимизировать экспозицию I и размер субагюртуры d.

Будем следовать той же программе, что и в предыдущем разделе, и начнем с определения ключевых параметров системы, затем рассчитаем распределения основных метрик эффективности при наблюдении в направлении опорной звезды, а также оценим поле зрения системы. Также мы сравним эффективность системы с рассмотренной в предыдущем разделе NGS АО.

4.1 Определение оптимального размера субапертуры и яркости LGS.

Одним из главных параметров системы LGS АО является размер субапертуры деформируемого зеркала и датчика волнового фронта d. На рис. 4.1 приведена зависимость числа Штреля S и полуширины? в компенсированном изображении от высоты LGS для различных d. Из рисунка видно, что изменение d существеннее всего влияет па эффективность.

Заключение

.

На протяжении истории методы астрономии — инструменты, обработка и интерпретация, теоретические модели — развивались параллельно, и во всех этих областях были достигнуты существенные успехи, что и определило уровень астрономии, как «большой» пауки. Недостаточное внимание к любой из этих составляющих грозит неудачами и ошибками, цена которых слишком высока. В том числе это относится и к работам по развитию астрономического инструментария, которые па первый взгляд далеки от решения фундаментальных задач, но в действительности формируют инфраструктуру, которая обеспечивает прогресс фундаментальной науки.

Ярким примером такой инфраструктуры в астрономии являются методы увеличения углового разрешения в оптическом диапазоне, а особенно адаптивная оптика (АО). Увеличение углового разрешения приводит не только к тому, что мы видим более мелкие детали изображения, но и к повышению проницающей силы телескопа, т.к. изображение малого размера легче обнаружить на фоне (который всегда присутствует в астрономических наблюдениях). Т.о. АО значительно увеличивает эффективность астрономических наблюдений очень многих типов: фотометрия слабых источников, фотометрия в тесном поле, спектроскопия, исследование слабых источников в непосредственной близости от ярких и т. д.

АО, как и многие современные астрономические инструменты, — это большая и сложная система. Создание таких систем — это всегда исследовательская работа на стыке областей знаний, в случае АО это оптика, радиофизика, теория управления и т. д. При разработке таких сложных систем численное моделирование часто оказывается незаменимым инструментом для оценки зависимости эффективности системы в широком смысле от конструкции н параметров прибора, условий внешней среды и т. д., подробнее см.

введение

.

Методы увеличения углового разрешения направлены в первую очередь на борьбу с эффектами атмосферной турбулентности, поэтому на их эффективность очень сильно влияют параметры турбулентности. В связи с этим, для оценки эффективности метода при реализации на коикретном телескопе, установленном в определенном месте, абсолютно необходимо сначала измерить параметры ОТ в атмосфере над этим местом, т.к. параметры ОТ значительно меняются от места к месту. Также параметры ОТ сильно переменны во времени, так что их измерения должны проводится в режиме мониторинга в течении 2−3 лет с достаточным временным разрешением.

Для вершины Шатджатмаз, рассматриваемой в данной работе, такие измерения выполняются с помощью прибора МАЗБ-ОШМ начиная с 2007 г. Отметим, что измерения выполняются с инструментом, идентичным применяемым при выборе места для свсрхкрунпых телескопов и для сопровождения систем АО на ведущих обсерваториях мира. Данная диссертация в некотором смысле представляет собой по сути углубленный анализ этих измерений. Итак, мы использовали данные, полученные до ноября 2011 для построения моделей ОТ в атмосфере, сводящие разнообразие наблюдаемых условий ОТ к небольшому количеству профилей, пригодному для использования в моделировании. Отметим, при измерениях на МАЗБ-БШМ была применена новая методика [27], которая позволила получать одновременно с профилем ОТ и профиль ветра. Полученные данные о профиле ветра значительно превосходят по временному разрешению и временному охвату все более ранние измерения, полученные где-либо с другими приборами. Это позволило расширить стандартную процедуру построения модели ОТ, добавив к рассмотрению переменность профиля ветра. Применение построенной модели не ограничивается рассмотренными в работе случаями, она может быть использована для анализа и других наблюдательных методик, эффективность которых зависит от свойств ОТ, например, мультисопряженной адаптивной оптики.

Несмотря на то, что на Кавказе расположено несколько обсерваторий, регулярные измерения профиля ОТ и скорости ветра в этом регионе ранее никогда не проводились. С некоторой натяжкой можно предположить, что построенная модель описывает свойства ОТ в свободной атмосфере (выше 500 м) и для других мест, находящихся неподалеку от Шатджатмаза [116]. Однако свойства приземного слоя (ниже 500 м) — интенсивность турбулентности и скорость ветра — сильно зависят от локальпого рельефа и свойств подстилающей поверхности, поэтому они все равно должны измеряться в режиме мониторинга в каждом конкретном месте.

Перейдем к обсуждению результатов основной части работы, посвященной моделированию некоторых методов увеличения углового разрешения, которые могут быть реализованы на 2.5 м телескопе. Напомним, что для моделирования мы использовали известные инструменты, учитывающие основные эффекты, влияющие на эффективность этих методов. Результаты для каждого из методов можно разделить на две части: 1) оптимальные с нашей точки зрения параметры приборов и варианты их конструкции 2) возможности соответствующих приборов.

Из систем АО мы рассмотрели два базовых типа — АО с естественной опорной звездой и АО с лазерной опорной звездой. В обоих случаях мы сосредоточились па видимом диапазоне по двум причинам. Во-первых, наблюдения в видимом диапазоне пока еще более востребованы будущими пользователями 2.5 м телескопа, в том числе из-за отсутствия сравнимых по формату приемников для ближнего ИК-диапазопа. Во-вторых, в ближнем ИК-диапазоне довольно высокое качество коррекции может быть достигнуто с помощью простого исправления наклонов волнового фронта.

Результаты разделов 3 и 4 показывают, что эффективность работы системы АО как с естественным, так и с искусственным источником кардинально зависит от того, может ли сам наблюдаемый объект быть использован в качестве опорной звезды. Если это так, то N08 АО будет обеспечивать практически дифракционное качество коррекции. В этом случае целесообразно использовать деформируемое зеркало с размером субапертуры/актюатора 16.7 см и датчик волнового фронта типа «пирамида». Такая система сможет обеспечивать в полосе Я и при медианных условия число Штреля более 0.8 для звезд Я < 10 т и более 0.2 для Я < 17 т. Если же целевым параметром для нас является полуширина, то предельная звездная величина значительно возрастает, так, даже при Я = 19 т в 45% случаев полуширина корректированного изображения будет меньше 0.1″. Такие слабые требования к блеску опорной звезды значительно расширяют количество доступных объектов.

Если же интересующий пас научный объект не может быть использован в качестве опорной звезды, то нам остается использовать в качестве таковой ближайшую подходящую по яркости звезду поля. Возможность такой коррекции обычно в литературе характеризуется с помощью покрытия неба. Покрытие неба в обычном понимании — это вероятность найти гидировочную звезду на таком расстоянии, чтобы АО-коррекция работала. Однако, в таком виде понятие покрытия неба сильно зависит от конкретного критерия работоспособности АО-коррекции. Поэтому в этой работе при моделировании N08 АО мы использовали вместо покрытия неба следующее понятие: распределение полуширины корректированного изображения в произвольном направлении на небе.

Поясним, как это распределение соотносится с покрытием неба. Если покрытие неба полное, то это распределение совпадает с распределением полуширины в корректированном изображении опорной звезды. Если же покрытие неба близко к нулю, то это распределение будет совпадать с распределением полуширины в скорректированном изображении. В реальности реализуется некоторый промежуточный случай. Этот подход более предпочтителен, чем оценка покрытия неба еще, но двум причинам. Во-первых, распределение полуширины дает более полное количественное представление о возможностях системы, так как он принимает во внимание все разнообразие условий в атмосфере, а не только конкретный профиль. Во-вторых, это распределение легко сравнивать с аналогичными распределениями, рассчитанными для других систем исправления атмосферных искажений, например ЬОЭ АО.

В таблице 8.1 приведены некоторые квантили этого распределения, рассчитанного для полос Я и I и различных направлений на небе. Видно, что рассмотренная нами система N08 АО, в принципе, способна уменьшить полуширину изображений в 1.6 раза для произвольной точки па небе, что эквивалентно продвижению по проницающей силе более чем на 0.5 звездных величин, Из распределений также видно, что эффект увеличения разрешения усиливается для хороших условий ОТ. Данный факт заставляет усомниться в известном утверждении, что N08 АО имеет пренебрежимо малое покрытие неба. Заметим, что к аналогичному выводу недавно пришли авторы [71], по они рассматривали систему, ра.

1. The Vcctor Vortex Coronagraph: Laboratory Results and First Light at Palomar Observatory / D. Mawet, E. Serabyn, K. Liewer et al. // Astrophysical Journal. — 2010. — январь. — Vol. 709. — Pp. 53−57.

2. The AstraLux Large M-dwarf Multiplicity Survey / M. Janson, F. Hormuth, C. Bergfors et al. // Astrophysical Journal.— 2012. — июль. Vol. 754. — P. 44.

3. Lloyd-Hart M., Milton N. M. Design and expected performance of the 6.5 m MMT MCAO system // Society of Photo-Optical Instrumentation Engineers (SPIE) Conference Series / Ed. by.

4. P. L. Wizinowich, D. Bonaccini. — Vol. 4839 of Society of Photo-Optical Instrumentation Engineers (SPIE) Conference Series. — 2003. —февраль. Pp. 578−587.

5. Durham extremely large telescope adaptive optics simulation platform / A. Basden, T. Buttcrlcy, R. Myers, R. Wilson // Applied Optics. 2007. — март. — Vol. 46. — Pp. 1089−1098.

6. Britton M. С. The Anisoplanatic Point-Spread Function in Adaptive Optics I / Publications of the ASP.- 2006.-июнь, — Vol. 118.— Pp. 885−900.

7. McGlamery B. L. Computer simulation studies of compensation of turbulence degraded images / Ed. by J. C. Urbach. — Vol. 74 of Proceedings of the SPIE. 1976. — Pp. 225 233.

8. Harding С. M., Johnston R. A., Lane R. G. Fast simulation of a kolmogorov phase screen // Appl. Opt.— 1999, —Apr. — Vol. 38, no. 11. — Pp. 2161−2170. http://ao.osa.org/abstract.cfm7URI-ao-38-ll-2161.

9. Chun M. R. Gains from a ground-only adaptive optics system / Ed. by P. L. Wizinowich &- D. Bonaccini. — Vol. 4839 of Proceedings of the SPIE. 2003. — февраль. — Pp. 94−98.

10. Tokovinin A., Travouillon T. Model of optical turbulence profile at Cerro Pachon // Monthly Notices of the RAS. 2006. февраль, — Vol. 365, — Pp. 1235 1242.

11. Astroclimatc at San Pedro M’artir I: 2004;2008 Seeing Statistics from the TMT Site Testing Data / L. J. Sanchez, I. Cruz-Gonzalez, J. Echevarria et al. // ArXiv e-prints. — 2012. — июнь.

12. Thirty Meter Telescope Site Testing I: Overview / M. Schock, S. Els, R. Riddle et al. // Publications of the ASP. — 2009. — апрель. — Vol. 121.-Pp. 384−395.

13. First results of a site-testing programme at Mount Shatdzhatmaz during 2007;2009 / V. Kornilov, N. Shatsky, O. Voziakova et al. // Monthly Notices of the RAS.- 2010. октябрь. — Vol. 408.-Pp. 1233−1248.

14. Combined MASS-DIMM instruments for atmospheric turbulence studies / V. Kornilov, A. Tokovinin, N. Shatsky et al. // Monthly Notices of the RAS. 2007. — декабрь. — Vol. 382. — Pp. 1268−1278.

15. The NCEP/NCAR 40-Year Reanalysis Project. / E. Kalnay, M. Kanamitsu, R. Kistler et al. // Bulletin of the American Meteorological Society. — 1996. — март. — Vol. 77. — Pp. 437−472.

16. Profiling of atmospheric turbulence strength and velocity using a generalised SCIDAR technique / V. A. Klueckers, N. J. Wooder, T. W. Nicholls et al. // Astronomy and Astrophysics, Supplement.— 1998.-май.-Vol. 130. Pp. 141−155.

17. Lang S., McKeogh E. LIDAR and SODAR Measurements of Wind Speed and Direction in Upland Terrain for Wind Energy Purposes // Remote Sensing, vol. 3, issue 9, pp. 1871−1901. — 2011. — август. — Vol. 3.-Pp. 1871−1901.

18. The contribution of the lower atmospheric layers to the seeing at some mountain observatories / A. E. Gur’yanov, M. A. Kallistratova, A. S. Kutyrev et al. // Astronomy and Astrophysics.— 1992. —август. Vol. 262. — Pp. 373−381.

19. Roddier F. Adaptive Optics in Astronomy / Ed. by Roddier, F. -2004.-ноябрь.

20. Roddier N. Atmospheric wavefront simulation using Zernike polynomials // Optical Engineering. — 1990. — октябрь. Vol. 29.— Pp. 1174−1180.

21. Jolissaint L. Synthetic modeling of astronomical closed loop adaptive optics // Journal of the European Optical Society Rapid publications, 5, 10 055. — 2010. — ноябрь. — Vol. 5.

22. Tokovinin A. Seeing Improvement with Ground-Layer Adaptive.

23. Optics // Publications of the ASP. 2004. —октябрь. — Vol. 116. -Pp. 941−951.

24. Born M., Wolf E. Principles of optics: electromagnetic theory of propagation, interference, and diffraction of light. — Pergamon Press, 1959. http://books.google.ru/books?id=Y7wmAAAAMAAJ.

25. Fried D. L. Optical Resolution Through a Randomly Inhomogeneous Medium for Very Long and Very Short Exposures // Journal of the Optical Society of America (1917;1983).— 1966.— октябрь.— Vol. 56, — P. 1372.

26. Ragazzoni R. Pupil plane wavefront sensing with an oscillating prism // Journal of Modern Optics. — 1996. -февраль. — Vol. 43.— Pp. 289 293.

27. Verinaud C. On the nature of the measurements provided by a pyramid wave-front sensor // Optics Communications. — 2004. — март. — Vol. 233. Pp. 27−38.

28. Overcoming the Boundary Layer Turbulence at Dome C: Ground-Layer Adaptive Optics versus Tower / T. Travouillon, L. Jolissaint, M. С. B. Ashley et al. // Publications of the ASP. 2009. — июнь. -Vol. 121. Pp. 668−679.

29. Performance Modeling of a Wide-Field Ground-Layer Adaptive Optics System / D. R. Andersen, J. Stoesz. S. Morris ct al. // Publications of the ASP. 2006. ноябрь. Vol. 118. — Pp. 1574−1590.

30. Multi-instrument measurement campaign at Paranal in 2007. Characterization of the outer scale and the seeing of the surface layer / W. Dali Ali, A. Ziad, A. Berdja et al. // Astronomy and Astrophysics. — 2010. декабрь. — Vol. 524. — P. A73.

31. Atmospheric image blur with finite outer scale or partial adaptive correction / P. Martinez, J. Kolb, A. Tokovinin, M. Sarazin // Astronomy and Astrophysics. — 2010. — июнь. — Vol. 516. — P. A90.

32. Noll R. J. Zernike polynomials and atmospheric turbulence // Journal of the Optical Society of America (1917;1983).— 1976.— март. — Vol. 66, — Pp. 207−211.

33. Tokovinin A. From Differential Image Motion to Seeing // Publications of the ASP. 2002. — октябрь. — Vol. 114. — Pp. 1156−1166.

34. Safonov B. S. Experimental examination of type of tilt measured by DIMM // Revista Mexicana de Astronomia y Astrofisica Conference Series. — Vol. 41 of Revista Mexicana de Astronomia y Astrofisica Conference Series. — 2011. — ноябрь. — Pp. 50−53.

35. Kornilov V., Safonov В. Differential image motion in the short-exposure regime // Monthly Notices of the RAS. — 2011. — декабрь. — Vol. 418. — Pp. 1878−1888.

36. Kornilov V. G., Kornilov M. V. The revision of the turbulence profiles restoration from MASS scintillation indices // Experimental Astronomy. — 2011. — апрель. — Vol. 29. Pp. 155−176.

37. Safonov B. Twilight observations with MASS-DIMM // ArXiv e-prints. — 2011. — январь.

38. Voziakova О. V. Atmospheric transparency over Mount Shatdzhatmaz in the optical and near-infrared ranges // Astronomy Letters. — 2012. — апрель. Vol. 38. Pp. 271−279.

39. Ellerbroek В. L., Rigaut F. J. Scaling multiconjugate adaptive optics performance estimates to extremely large telescopes / Ed. by P. L. Wizinowich. Vol. 4007 of Proceedings of the SPIE. — 2000. -июль. — Pp. 1088−1099.

40. Thirty Meter Telescope Site Testing VI: Turbulence Profiles / S. G. Els, T. Travouillon, M. Schock et al. // Publications of the ASP. 2009. -май. — Vol. 121. — Pp. 527−543.

41. Gmurman V. E. Theory of Probability and Statistics.

42. Statistics / Ed. by E. Lloyd, W. Ledermann. A Wiley-Interscience publication. — Chichester u.a.]: Wiley, 1984.

43. Measurements of optical turbulence in the free atmosphere above Mount Maidanak in 2005;2007 / V. Kornilov, S. Ilyasov, O. Vozyakova et al. // Astronomy Letters. — 2009. август. — Vol. 35.— Pp. 547 554.

44. The astroclimate of Maidanak Observatory in Uzbekistan / S. A. Ehgamberdiev, A. K. Baijumanov, S. P. Ilyasov et al. // Astronomy and Astrophysics, Supplement.— 2000. — август. — Vol. 145. Pp. 293−304.

45. Tokovinin A., Travouillon T. Model of optical turbulence profile at Cerro Pachon // Monthly Notices of the RAS. — 2006.— февраль. — Vol. 365. Pp. 1235−1242.

46. Thirty Meter Telescope Site Testing V: Seeing and Isoplanatic Angle / W. Skidmore, S. Els, T. Travouillon et al. // Publications of the ASP. — 2009. октябрь. — Vol. 121.-Pp. 1151−1166.

47. Phaichith 0. A 2.5m astronomical telescope project // Society of Photo-Optical Instrumentation Engineers (SPIE) Conference Series. — Vol. 7018 of Society of Photo-Optical Instrumentation Engineers (SPIE) Conference Series. — 2008. — июль.

48. Mahajan V. N. Zernike annular polynomials for imaging systems with annular pupils // J. Opt. Soc. Am. — 1981. — Jan. — Vol. 71, no. 1.— Pp. 75−85. http://www.opticsinfobase.org/abstract.cfm?URI=josa-71-l-75.

49. Hynecek J., Nishiwaki T. Excess noise and other important characteristics of low light level imaging using charge multiplying CCDs // IEEE Transactions on Electron Devices. — 2003. — январь. — Vol. 50. Pp. 239−245.

50. The Come-On-Plus project an upgrade of the Come-On adaptive optics prototype system / E. Gendron, J. G. Cuby, F. Rigaut et al. / Ed. by M. A. Ealey. — Vol. 1542 of Proceedings of the SPIE. — 1991. -декабрь. — Pp. 298−307.

51. Winker D. M. Effect of a finite outer scale on the Zernike decomposition of atmospheric optical turbulence. // Journal of the Optical Society of America A. — 1991. октябрь. — Vol. 8. Pp. 1568−1573.

52. High-Resolution Imaging at the SOAR Telescope / A. Tokovinin, R. Cantarutti, R. Tighc et al. // Publications of the ASP. 2010, — декабрь. — Vol. 122. — Pp. 1483−1494.

53. An investigation of lucky imaging techniques / A. Smith, J. Bailey, J. H. Hough, S. Lee // Monthly Notices of the RAS.- 2009.-октябрь. Vol. 398. — Pp. 2069;2073.

54. AstraLux the Calar Alto 2.2-rn telescope Lucky Imaging Camera / F. Hormuth, W. Brandner, S. Ilippler, T. Henning // Journal of Physics Conference Series. — 2008. — октябрь. — Vol. 131, no. 1.— Pp. 12 051—r.

55. Fruchter A. S., Hook R. N. Drizzle: A Method for the Linear Reconstruction of Undersampled Images // Publications of the ASP. — 2002. февраль. — Vol. 114.-Pp. 144−152.

56. FastCam: a new lucky imaging instrument for medium-sized telescopes / A. Oscoz, R. Rebolo, R. Lopez et al. — Vol. 7014 of Proceedings of the SPIE. — 2008. — август.

57. Keremedjiev M., Eikenberry S. S. A Comparison between Lucky Imaging and Speckle Stabilization for Astronomical Imaging // Publications of the ASP. 2011. — февраль. — Vol. 123, — Pp. 213 222.

58. Tinbergen J. Astronomical Polarimetry / Ed. by Tinbergen, J. — 1996. — сентябрь.

59. Telescope // Astrophysical Journal.— 1996. — июль. — Vol. 465.— P. 264.

60. Lazorenko P. F. Astrometric precision of observations at VLT/FORS2 // Astronomy and Astrophysics.— 2006. — апрель. — Vol. 449. Pp. 1271−1279'.

61. Cameron P. В., Britton M. C., Kulkarni S. R. Precision Astrometry With Adaptive Optics // Astronomical Journal — 2009.—январь. Vol. 137. Pp. 83−93.

62. Absil O., Mawet D. Formation and evolution of planetary systems: the impact of high-angular resolution optical techniques // Astronomy and Astrophysics Reviews. — 2010. -июль. — Vol. 18. — Pp. 317−382.

63. The Exozodiacal Dust Problem for Direct Observations of ExoEarths / A. Roberge, С. H. Chen, R. Millan-Gabet ct al. // ArXiv e-prints.— 2012.-март.

64. Moran S. M., Kuchner M. J., Holman M. J. The Dynamical Influence of a Planet at Semimajor Axis 3.4 AU on the Dust around e Eridani // Astrophysical Journal.— 2004. — сентябрь. — Vol. 612.— Pp. 11 631 170.

65. The СОВЕ Diffuse Infrared Background Experiment Search for the Cosmic Infrared Background. II. Model of the Interplanetary Dust Cloud / T. Kelsall, J. L. Weiland, B. A. Franz et al. // Astrophysical Journal 1998. — ноябрь. — Vol. 508. — Pp. 44−73.

66. Jlong S. S. Henyey-Greenstein representation of the mean volume scattering phase function for zodiacal dust // Astronomy and Astrophysics. 1985. — май. — Vol. 146. — Pp. 67−75.

67. Marti-Vidal I., Perez-Torres M. A., Lobanov А. P. Over-resolution of compact sources in interferometric observations // Astronomy and Astrophysics. 2012. — май. — Vol. 541. — P. A135.

68. Circumstellar material in the Vega inner system revealed by CHARA/FLUOR / O. Absil, E. di Folco, A. Merand et al. // Astronomy and Astrophysics. — 2006. — июнь. — Vol. 452. — Pp. 237−244.

69. Hubble Space Telescope ACS Images of the GG Tauri Circumbinary Disk / J. E. Krist, K. R. Stapelfeldt, D. A. Golimowski et al. // Astronomical Journal— 2005.—декабрь. — Vol. 130.— Pp. 27 782 787.

70. Data-reduction techniques for high-contrast imaging polarimetry. Applications to ExPo / H. Canovas, M. Rodcnhuis, S. V. Jeffers et al. // Astronomy and Astrophysics. — 2011. — июль. — Vol. 531. — P. A102.

71. Progress on MMT-POL: the l-5mkm adaptive optics optimized polarimeter for the MMT / C. Packham, T. J. Jones, M. Krejny et al. — Vol. 7735 of Proceedings of the SPIE. 2010. — июль.

72. The infra-red dual imaging and spectrograph for SPHERE: design and performance / K. Dohlen, M. Langlois, M. Saisse et al. — Vol. 7014 of Proceedings of the SPIE. — 2008. — август.

73. SPHERE ZIMPOL: overview and performance simulation / C. Thalmann, II. M. Schmid, A. Boccaletti et al.— Vol. 7014 of Proceedings of the SPIE. — 2008. — август.

74. The Gemini Planet Imager / B. Macintosh, J. Graham, D. Palmer et al. Vol. 6272 of Proceedings of the SPIE. 2006. — июль.

75. Panchuk V. E., Afanas’ev V. L. Astroclimate of Northern Caucasus Myths and reality // Astrophysical Bulletin. — 2011.— апрель.— Vol. 66. — Pp. 233−254.

76. Baldwin J. E., Warner P. J., Mackay C. D. The point spread function in Lucky Imaging and variations in seeing on short timescales //.

77. Astronomy and Astrophysics. — 2008. — март. Vol. 480. — Pp. 589 597.

78. Sanchez Almeida J., Martinez Pillet V. Instrumental polarization in the focal plane of telescopes // Astronomy and Astrophysics. — 1992. — июль. Vol. 260. — Pp. 543−555.

79. Azzam R. M. A., Bashara N. Ellipsometry and polarized light. North-Holland personal library. — North-Holland, 1987. http://books.google.ru/books?id=db3vAAAAMAAJ.

80. Korff D. Analysis of a method for obtaining near-diffraction-limited information in the presence of atmospheric turbulence // Journal of the Optical Society of America (1917;1983). 1973. — август. — Vol. 63. -P. 971.