Астрономическая оптическая интерферометрия

В оптической астрономии интерферометрия используется для объединения сигналов от двух или более телескопов для получения измерений с более высоким разрешением, чем можно было бы получить с помощью каждого телескопа по отдельности. Этот метод является основой для решеток астрономических интерферометров, которые могут выполнять измерения очень маленьких астрономических объектов, если телескопы расположены на большой территории. Если используется большое количество телескопов, можно получить изображение, имеющее разрешение, аналогичное разрешению одного телескопа с диаметром совокупного разброса телескопов . К ним относятся массивы радиотелескопов , такие как VLA , VLBI , SMA , массивы астрономических оптических интерферометров, такие как COAST , NPOI и IOTA , что позволяет получать оптические изображения с самым высоким разрешением, когда-либо достигнутым в астрономии. использованием синтеза Ожидается, что интерферометр VLT вскоре предоставит свои первые изображения с . апертуры ^{[ нужно обновить ]}, за которым следуют другие интерферометры, такие как массив CHARA и интерферометр обсерватории Магдалена Ридж , который может включать до 10 оптических телескопов. будут построены выносные телескопы Если на интерферометре Кека , он также сможет получать интерферометрические изображения.

Типы интерферометров

Астрономические интерферометры бывают двух типов: прямого обнаружения и гетеродинные. Они отличаются только способом передачи сигнала. Синтез апертуры можно использовать для компьютерного моделирования большой апертуры телескопа с помощью интерферометра любого типа.

Ожидается, что в ближайшем будущем другие массивы опубликуют свои первые интерферометрические изображения, в том числе ISI , VLT I, массив CHARA и интерферометры MRO .

В начале XXI века вступили в строй большие телескопы VLTI и «Интерферометр Кека», были проведены первые интерферометрические измерения нескольких наиболее ярких внегалактических целей.

Простой двухэлементный оптический интерферометр. Свет от двух небольших телескопов (показанных как линзы фазу и амплитуду интерференционной видимости ) объединяется с помощью светоделителей на детекторах 1, 2, 3 и 4. Элементы создают задержку света в 1/4 волны, позволяя измерить . , тем самым предоставляя информацию о форме источника света.

Один большой телескоп с маской апертуры над ним (обозначенной «Маска» ), пропускающей свет только через два маленьких отверстия. Оптические пути к детекторам 1, 2, 3 и 4 такие же, как на рисунке слева, поэтому эта установка даст идентичные результаты. Перемещая отверстия в апертурной маске и проводя повторные измерения, можно создавать изображения с использованием апертурного синтеза, которые будут иметь такое же качество, как и правый телескоп без апертурной маски. Аналогичным образом того же качества изображения можно добиться, перемещая маленькие телескопы на левом рисунке – это основа синтеза апертуры, используя широко разнесенные маленькие телескопы для имитации гигантского телескопа.

Астрономическая интерферометрия прямого обнаружения

Один из первых астрономических интерферометров был построен на телескопе-рефлекторе обсерватории Маунт-Вилсон для измерения диаметров звезд. Этот метод был распространен на измерения с использованием разделенных телескопов Джонсоном, Бетцем и Таунсом (1974) в инфракрасном диапазоне и Лабейри (1975) в видимом диапазоне. Красный гигант Бетельгейзе был одной из первых, у кого был такой диаметр.определяется таким образом. В конце 1970-х годов усовершенствования в компьютерной обработке позволили создать первый интерферометр с «отслеживанием полос», который работал достаточно быстро, чтобы отслеживать эффекты размытия астрономического зрения, что привело к созданию серий интерферометров Mk I, II и III. Подобные методы теперь применяются и на других массивах астрономических телескопов, таких как интерферометр Кека и интерферометр испытательного стенда Паломара .

Методы интерферометрии со сверхдлинной базой (РСДБ) , в которой большая апертура синтезируется вычислительным путем, были реализованы на оптических и инфракрасных длинах волн в 1980-х годах Кавендишской астрофизической группой . Использование этой техники позволило получить первые изображения близлежащих звезд с очень высоким разрешением. В 1995 году этот метод был продемонстрирован на множестве отдельных оптических телескопов впервые в качестве интерферометра Майкельсона, что позволило еще больше улучшить разрешение и позволить получать изображения звездных поверхностей с еще более высоким разрешением . Тот же метод теперь применяется в ряде других массивов астрономических телескопов, включая прототип оптического интерферометра ВМФ и массив IOTA , а вскоре и VLT I, массив CHARA и интерферометры MRO .

Сейчас начинаются проекты, в которых интерферометры будут использоваться для поиска внесолнечных планет либо путем астрометрических измерений возвратно-поступательного движения звезды (как это используется интерферометром Паломарского испытательного стенда и VLT I), либо путем использования обнуления (как будет использоваться и интерферометр Кека Дарвина ) .

Подробное описание развития астрономической оптической интерферометрии можно найти здесь . Впечатляющие результаты были получены в 1990-х годах: Mark III измерял диаметры сотен звезд и многие точные положения звезд, COAST и NPOI создавали множество изображений с очень высоким разрешением, а ISI впервые измеряла звезды в среднем инфракрасном диапазоне. Дополнительные результаты включали прямые измерения размеров и расстояний до переменных звезд цефеид и молодых звездных объектов .

Интерферометры рассматриваются большинством астрономов как очень специализированные инструменты, поскольку они способны проводить очень ограниченный диапазон наблюдений. Часто говорят, что интерферометр достигает эффекта телескопа размером с расстояние между апертурами; это верно только в ограниченном смысле углового разрешения . Комбинированные эффекты ограниченной площади апертуры и атмосферной турбулентности обычно ограничивают интерферометры наблюдениями сравнительно ярких звезд и активных галактических ядер . Однако они оказались полезными для очень высокоточных измерений простых звездных параметров, таких как размер и положение ( астрометрия ), а также для получения изображений ближайших звезд-гигантов . Подробную информацию об отдельных инструментах см. в списке астрономических интерферометров видимого и инфракрасного диапазона волн .

Астрономическая гетеродинная интерферометрия

Длины волн радиочастот намного длиннее оптических, и станции наблюдения в радиоастрономических интерферометрах, соответственно, расположены дальше друг от друга. Очень большие расстояния не всегда позволяют осуществлять передачу радиоволн, принимаемых телескопами, в какую-либо центральную точку интерферометрии. По этой причине многие телескопы вместо этого записывают радиоволны на носитель информации. Затем записи передаются на центральную корреляторную станцию, где волны подвергаются интерференции. Исторически записи были аналоговыми и делались на магнитных лентах. Это было быстро заменено нынешним методом оцифровки радиоволн с последующим либо сохранением данных на жестких дисках компьютеров для последующей отправки, либо потоковой передачей цифровых данных непосредственно по телекоммуникационной сети, например, через Интернет, на корреляторную станцию. Радиорешетки с очень широкой полосой пропускания, а также некоторые старые решетки передают данные в аналоговой форме либо электрически, либо через оптоволокно. Подобный подход также используется в некоторых субмиллиметровые и инфракрасные интерферометры, такие как инфракрасный пространственный интерферометр . Некоторые ранние радиоинтерферометры работали как интерферометры интенсивности , передавая измерения интенсивности сигнала по электрическим кабелям в центральный коррелятор. Похожий подход был использован на оптических длинах волн интерферометром интенсивности звезд Наррабри для проведения первого крупномасштабного исследования диаметров звезд в 1970-х годах.

На станции коррелятора реальный интерферометр синтезируется путем обработки цифровых сигналов с использованием аппаратного или программного обеспечения коррелятора. Распространенными типами корреляторов являются корреляторы FX и XF. Текущая тенденция заключается в использовании программных корреляторов, работающих на потребительских ПК или аналогичном корпоративном оборудовании. Также существуют некоторые любительские радиоастрономические цифровые интерферометры, такие как ALLBIN Европейского радиоастрономического клуба .

Поскольку большинство радиоастрономических интерферометров являются цифровыми, они имеют некоторые недостатки, связанные с эффектами дискретизации и квантования, а также необходимостью гораздо большей вычислительной мощности по сравнению с аналоговой корреляцией. Выходные данные как цифрового, так и аналогового коррелятора можно использовать для вычислительного синтеза апертуры интерферометра так же, как и в случае с интерферометрами прямого обнаружения (см. Выше).

Использование гамма-телескопов

Возродилась интерферометрия оптической интенсивности: ширина звезд-гигантов измеряется с помощью оптических инструментов Черенковской телескопической решетки ,наземный телескоп черенковского излучения гамма- , обычно предназначенный для наблюдения атмосферного черенковского излучения с целью обнаружения фотонов гамма-излучения. ^[1]

См. также

Ссылки

^ Ученые, занимающиеся гамма-излучением, «очистили пыль» от интерферометрии интенсивности, модернизировали технологию с помощью цифровой электроники, более крупных телескопов и улучшенной чувствительности.

Болдуин, Джон Э.; Ханифф, Крис А. (2002). «Применение интерферометрии для получения оптических астрономических изображений». Философские труды Королевского общества А. 360 (1794): 969–986. Бибкод : 2002RSPTA.360..969B . дои : 10.1098/rsta.2001.0977 . JSTOR 3066516 . ПМИД 12804289 . S2CID 21317560 .
Болдуин, Дж. Э. (22–28 августа 2002 г.). «Наземная интерферометрия — десятилетие прошедшее и будущее». Интерферометрия для оптической астрономии II . Учеб. ШПИОН. Том. 4838. Кона, Гавайи: SPIE. п. 1. дои : 10.1117/12.457192 .
Чунг, С.-Дж.; Миллер, Д.В.; де Век, OL (2004). «Испытательный стенд ARGOS: исследование междисциплинарных проблем, связанных с будущими космическими интерферометрическими установками» (PDF) . Оптическая инженерия . 43 (9): 2156–2167. Бибкод : 2004OptEn..43.2156C . дои : 10.1117/1.1779232 .
Монье, JD (2003). «Оптическая интерферометрия в астрономии» (PDF) . Отчеты о прогрессе в физике . 66 (5): 789–857. arXiv : astro-ph/0307036 . Бибкод : 2003РПФ...66..789М . дои : 10.1088/0034-4885/66/5/203 . hdl : 2027.42/48845 . S2CID 887574 .
П. Харихаран, Оптическая интерферометрия , 2-е издание, Academic Press, Сан-Диего, США, 2003.
Ферчер, Адольф Ф.; Дрекслер, Вольфганг; Хитценбергер, Кристоф К.; Лассер, Тео (2003). «Оптическая когерентная томография – принципы и приложения». Отчеты о прогрессе в физике . 66 (2): 239–303. Бибкод : 2003РПФ...66..239Ф . дои : 10.1088/0034-4885/66/2/204 . S2CID 250879864 .
Э. Хехт, Оптика , 2-е издание, Addison-Wesley Publishing Co., Ридинг, Массачусетс, США, 1987.

Дальнейшее чтение

П. Харихаран (2010). Основы интерферометрии . Эльзевир. ISBN 978-0-08-046545-6 .

Внешние ссылки

[gamma-2020-1] Ученые, занимающиеся гамма-излучением, «очистили пыль» от интерферометрии интенсивности, модернизировали технологию с помощью цифровой электроники, более крупных телескопов и улучшенной чувствительности.

[1]