Группа МАВР
Первые работы на телескопе БТА в области спекл-интерферометрии были проведены Ю.Ю. Балегой и Н.А. Тихоновым в 1977 году. В первичном фокусе телескопа была установлена простая система с закрепленным микрообъективом и красным стеклянным фильтром. В фокальной плоскости микрообъектива крепился фотоаппарат PRAКTIКA, произведенный в ГДР, а регистрация велась на высокочувствительных изопанхроматических аэрофотопленках (1000 единиц DIN и выше). В связи с малым полем зрения (несколько угловых секунд) самым сложным в наблюдениях было наведение на звезду и удержание ее в поле зрения. Пленка с серией коротко-экспозиционных изображений звезды устанавливалась с плоскости большого объектива, выполнявшего функцию Фурье-преобразования изображений. Когерентное освещение изображений выполнялось с помощью гелий-неонового лазера ЛГ-38. Усредненный спектр мощности в фокальной плоскости преобразующего объектива накапливался по серии примерно из 20 кадров, хотя уже даже по нескольким снимкам Фурье-образ восстановленного изображения отождествлялся вполне уверенно. В результате работы нам удалось впервые получить на телескопе с дифракционным разрешением (около 0.025 угловой секунды) автокорреляционные функции изображений трех звезд: α Aur (Капелла), α Boo (Арктур) и α Ori (Бетельгейзе) (Балега и Тихонов 1977).
В 1978 г. обсерваторию посетили французские астрономы А. Лабейри, Р. Фуа и Д. Бонно. Они доставили для наблюдений на 6-м телескопе цифровой спекл-интерферометр, основой которого была система счета фотонов на базе микроканального электронно-оптического преобразователя (ЭОП), сочлененного с телевизионной трубкой типа супер-кремникон. Данные записывались на магнитную ленту и затем обрабатывались с помощью цифрового коррелятора. Такая система имела ряд преимуществ перед фотографической регистрацией, прежде всего по чувствительности и линейному диапазону. Поэтому в САО было принято решение создать аналогичный спекл-интерферометр с использованием отечественных компонентов, существовавших в ту эпоху. Работа длилась несколько лет, и в 1983 г. удалось выполнить первые наблюдения с применением цифровых технологий (Балега и Рядченко 1984). С этого времени система цифровой регистрации и обработки спекл-изображений подвергалась многократной модернизации, однако основные принципы работы, заложенные более 30 лет назад, остались неизменными.
Следует отметить, что параллельно в САО работы в области фотографической спекл-интерферометрии в 80-е годы велись Лабораторией астросветоприемников (ЛАСП) под руководством В.С. Рылова и в сотрудничестве с Астрономической обсерваторией Харьковского государственного университета. Однако в дальнейшем преимущества цифровых методов стали очевидными, и фотографическая методика не получила продолжения.
Большое влияние для развития метода на БТА имело сотрудничество с Боннским институтом радиоастрономии, Германия, который доставил для совместных работ систему с инфракрасным приемником HAWAII-2, обладающим чувствительностью в области спектра до 2.2 мкм. Это позволило изучать объекты, большая часть излучения которых распределена в инфракрасной области: молодые звезды в пылевых оболочках, звезды на последних стадиях эволюции, коричневые и красные карлики, спрятанные в пылевых торах ядра активных галактик. Кроме того, руководитель боннской группы Г. Вайгельт известен как создатель метода биспектрального восстановления фазы изображения. Данный метод позволяет расширить возможности спекл-интерферометрии и восстанавливать изображения объектов произвольной структуры по реконструированным модулю и фазе. В результате сотрудничества на телескопе с участием этого немецкого коллектива было опубликовано в ведущих журналах мира более 40 научных статей.
Значительное внимание в ходе работ уделялось нами созданию новых методов на основе спекл-интерферометрии. В частности, совместно с французскими астрономами из университета Ниццы (R. Petrov, J. Borgnino, S. Lagarde) на БТА был внедрен метод дифференциальной спекл-интерферометрии (DSI), который использует кросс-анализ спекл-картинок, зарегистрированных одновременно в двух или более длинах волн. В основе метода лежит измерение векторной функции, представляющей собой смещение фотоцентра изображения в зависимости от длины волны с сохранением высокого спектрального разрешения. Такой метод позволяет, например, определить ориентацию оси вращения звезды или определить расстояние между компонентами в двойной системе с угловым разрешением на порядок выше дифракционного предела. К сожалению, отсутствие в тот период (конец 80-х годов) высокоэффективных и, главное, очень стабильных приемников не позволило получить на БТА существенных результатов. Также значительное внимание уделено коллективом установке на телескопе и дальнейшим совместным работам дифференциального спекл-интерферометра (SPID), созданного астрономами обсерватории Лионского университета под руководством Р. Фуа (R. Foy). Этот уникальный инструмент сочетает в себе функции спектрографа высокого разрешения и спекл-интерферометра. Он предназначен для получения изображений объектов с высоким угловым разрешением в узких спектральных полосах, до 1А. Камера SPID в настоящее время находится в САО и ждет своей очереди в ряду других методов на телескопе.
В настоящее время работы в области интерферометрии ведутся на телескопе с использованием современных ПЗС-приемников, сочетающих в себе высокие эффективность (до 100% в максимуме чувствительности) и скорость считывания изображений (до 1 мс). Эти специальные ПЗС, т. наз. EMCCD, имеют секцию усиления под каждым элементом матрицы, что гарантирует возможность регистрации изображений в режиме счета отдельных фотонов. По сравнению с фотографической регистрацией в интерферометрических исследованиях звезд новые детекторы дают выигрыш на 10 звездных величин и более.
С применением интерферометрии в видимом и инфракрасном диапазонах на БТА за три десятилетия наблюдений получены многие результаты мирового уровня. Среди них:
За десятилетия применения метода на БТА в работах по созданию системы и ее эксплуатации принимали участие десятки научных сотрудников, инженеров и техников. Мы приводим список этих исследователей, который не является абсолютно полным: