Астрономический интерферометр

«Радарная интерферометрия» перенаправляется сюда. Не путать с SAR-интерферометрией .

Астрономический интерферометр или массив телескопов представляет собой набор отдельных телескопов , зеркальных сегментов или радиотелескопа антенн , которые работают вместе как единый телескоп и обеспечивают изображения астрономических объектов с более высоким разрешением, таких как звезды , туманности и галактики, посредством интерферометрии . Преимущество этого метода состоит в том, что он теоретически может создавать изображения с угловым разрешением огромного телескопа с апертурой , равной расстоянию, называемому базовой линией , между компонентами телескопов. Основным недостатком является то, что оно не собирает столько света, сколько зеркало всего прибора. Таким образом, это в основном полезно для точного разрешения более ярких астрономических объектов, таких как тесные двойные звезды . Еще одним недостатком является то, что максимальный угловой размер обнаруживаемого источника излучения ограничен минимальным зазором между детекторами в коллекторной решетке.

Наибольшее распространение интерферометрия получила в радиоастрономии , при которой сигналы от отдельных радиотелескопов объединяются . Метод математической обработки сигналов , называемый синтезом апертуры, используется для объединения отдельных сигналов для создания изображений с высоким разрешением. В интерферометрии со сверхдлинной базой (VLBI) радиотелескопы, разделенные тысячами километров, объединяются в радиоинтерферометр с разрешением, которое могло бы дать гипотетическая единственная антенна с апертурой в тысячи километров в диаметре. На более коротких длинах волн, используемых в инфракрасной и оптической астрономии, сложнее объединить свет от отдельных телескопов, поскольку свет должен сохраняться когерентным в пределах доли длины волны на длинных оптических путях, что требует очень точной оптики. Практические инфракрасные и оптические астрономические интерферометры были разработаны совсем недавно и находятся на переднем крае астрономических исследований. На оптических длинах волн синтез апертуры позволяет необходимо преодолеть предел разрешения атмосферного зрения , что позволит угловому разрешению достичь дифракционного предела оптики.

ESO Интерферометр VLT сделал первое детальное изображение диска вокруг молодой звезды.

Астрономические интерферометры могут создавать астрономические изображения более высокого разрешения, чем любой другой тип телескопа. На радиоволнах было получено разрешение изображения в несколько угловых микросекунд , а в видимом и инфракрасном диапазонах волн разрешение изображения достигало долей миллисекунды дуги.

Одна из простых компоновок астрономического интерферометра представляет собой параболическое расположение частей зеркала, дающее частично полный телескоп-рефлектор , но с «редкой» или «разбавленной» апертурой. Фактически, параболическое расположение зеркал не имеет значения, пока длины оптического пути от астрономического объекта до объединителя лучей (фокуса) такие же, как и в случае с полным корпусом зеркала. Вместо этого большинство существующих массивов используют плоскую геометрию, а гипертелескоп Лабейри будет использовать сферическую геометрию.

История

20-футовый интерферометр Майкельсона, установленный на раме 100-дюймового телескопа Хукера , 1920 год.

Одно из первых применений оптической интерферометрии было применено звездным интерферометром Майкельсона на телескопе-рефлекторе обсерватории Маунт-Вилсон для измерения диаметров звезд. Красный гигант Бетельгейзе был первой звездой, диаметр которой был определен таким образом 13 декабря 1920 года. В 1940-х годах радиоинтерферометрия была использована для проведения первых радиоастрономических наблюдений с высоким разрешением. В течение следующих трех десятилетий в исследованиях астрономической интерферометрии доминировали исследования в радиодиапазоне, что привело к разработке крупных инструментов, таких как Очень Большая Решетка и Большая Миллиметровая Решетка Атакамы .

Оптическая/инфракрасная интерферометрия была расширена до измерений с использованием разделенных телескопов Джонсоном, Бетцем и Таунсом (1974) в инфракрасном диапазоне и Лабейри (1975) в видимом диапазоне. 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 на других массивах астрономических телескопов, включая интерферометр Кека и интерферометр испытательного стенда Паломара .

Вид с воздуха на строительную площадку ESO /NAOJ/NRAO ALMA .

распространила метод интерферометрической визуализации с синтезом апертуры на видимую и инфракрасную астрономию В 1980-х годах Кавендишская астрофизическая группа , предоставив первые изображения близлежащих звезд с очень высоким разрешением. В 1995 году этот метод был продемонстрирован на множестве отдельных оптических телескопов впервые , что позволило еще больше улучшить разрешение и позволить получать изображения звездных поверхностей с еще более высоким разрешением . Пакеты программного обеспечения, такие как BSMEM или MIRA, используются для преобразования измеренных амплитуд видимости и фаз закрытия в астрономические изображения. Те же методы сейчас применяются в ряде других астрономических телескопов, включая прецизионный оптический интерферометр ВМФ , инфракрасный пространственный интерферометр и массив IOTA . Ряд других интерферометров провели измерения фазы закрытия и, как ожидается, вскоре предоставят свои первые изображения, в том числе VLT I, массив CHARA и Ле Короллера и Дежонге прототип гипертелескопа . В случае завершения интерферометр MRO с десятью подвижными телескопами станет одним из первых изображений более высокого качества, получаемых с помощью интерферометра с длинной базой. Оптический интерферометр ВМФ сделал первый шаг в этом направлении в 1996 году, добившись трехстороннего синтеза изображения Плотник ; затем первый в истории шестисторонний синтез Eta Virginis в 2002 году; и совсем недавно « фаза закрытия » как шаг к первым синтезированным изображениям, полученным с помощью геостационарных спутников .

Современная астрономическая интерферометрия

Дополнительная информация: Астрономическая оптическая интерферометрия.

Астрономическая интерферометрия в основном проводится с использованием интерферометров Майкельсона (а иногда и других типов). Основными действующими интерферометрическими обсерваториями, использующими этот тип приборов, являются VLTI , NPOI и CHARA .

Прецизионный оптический интерферометр ВМФ (NPOI) — 6-лучевой оптический/ближний инфракрасный интерферометр Майкельсона с базой 437 мА на высоте 2163 м на горе Андерсон в Северной Аризоне, США. Начиная с 2013 года будут установлены еще четыре 1,8-метровых телескопа.

Свет собран тремя вспомогательными телескопами ESO VLT и объединен с помощью техники интерферометрии.

На этом изображении показана одна из серии сложных оптических и механических систем, называемых звездными сепараторами для интерферометра очень большого телескопа (VLTI).

В текущих проектах 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 интерферометром Кека). и Дарвина ) или посредством прямого изображения (как было предложено для Лабейри гипертелескопа ).

Инженеры Европейской южной обсерватории ESO спроектировали Очень Большой Телескоп VLT так, чтобы его можно было также использовать в качестве интерферометра. Наряду с четырьмя единичными телескопами диаметром 8,2 метра (320 дюймов) в общую концепцию VLT были включены четыре мобильных 1,8-метровых вспомогательных телескопа (AT), образующих Интерферометр очень большого телескопа (VLTI). АТ могут перемещаться между 30 различными станциями, а в настоящее время телескопы могут формировать группы по два или три человека для интерферометрии.

При использовании интерферометрии сложная система зеркал передает свет от разных телескопов на астрономические инструменты, где он объединяется и обрабатывается. Это технически сложно, поскольку пути света должны сохраняться с точностью до 1/1000 мм (того же порядка, что и длина волны света) на расстояниях в несколько сотен метров. Для модульных телескопов это дает эквивалентный диаметр зеркала до 130 метров (430 футов), а при объединении вспомогательных телескопов можно достичь эквивалентного диаметра зеркала до 200 метров (660 футов). Это до 25 раз лучше, чем разрешение одного телескопа VLT.

VLTI дает астрономам возможность изучать небесные объекты с беспрецедентной детализацией. Можно увидеть детали на поверхности звезд и даже изучить окружающую среду вблизи черной дыры. Благодаря пространственному разрешению в 4 миллисекунды дуги VLTI позволил астрономам получить одно из самых четких изображений звезды за всю историю. Это эквивалентно разрешению головки винта на расстоянии 300 км (190 миль).

Известные результаты 1990-х годов включали Mark III измерение диаметров 100 звезд и многих точных положений звезд с помощью , COAST и NPOI, создавшие множество изображений с очень высоким разрешением, а также с помощью инфракрасного звездного интерферометра впервые измерения звезд в среднем инфракрасном диапазоне . Дополнительные результаты включают прямые измерения размеров и расстояний до переменных звезд цефеид и молодых звездных объектов .

Две 12-метровые антенны Большой миллиметровой/субмиллиметровой решетки Атакамы ( ALMA ) смотрят в небо на Операционной площадке обсерватории (AOS), расположенной высоко на плато Чахнантор, на высоте 5000 метров в чилийских Андах.

Высоко на плато Чахнантор в Чилийских Андах Европейская южная обсерватория (ESO) вместе со своими международными партнерами строит ALMA, которая будет собирать радиацию от некоторых из самых холодных объектов во Вселенной. АЛМА будет представлять собой единый телескоп новой конструкции, первоначально состоящий из 66 высокоточных антенн и работающий на длинах волн от 0,3 до 9,6 мм. Его основная 12-метровая решетка будет иметь пятьдесят антенн диаметром 12 метров, которые вместе будут действовать как единый телескоп – интерферометр. Дополнит это дополнительная компактная решетка из четырех 12-метровых и двенадцати 7-метровых антенн. Антенны можно будет разнести по пустынному плато на расстояние от 150 метров до 16 километров, что даст ALMA мощный переменный «зум». Он сможет исследовать Вселенную на миллиметровых и субмиллиметровых волнах с беспрецедентной чувствительностью и разрешением, с разрешением до десяти раз превышающим разрешение космического телескопа Хаббл, и дополняя изображения, полученные с помощью интерферометра VLT.

Оптические интерферометры в основном рассматриваются астрономами как очень специализированные инструменты, способные 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 . Количество собираемого света – и, следовательно, самый тусклый объект, который можно увидеть, – зависит от реального размера апертуры, поэтому интерферометр мало что даст, поскольку изображение тусклое (« проклятие истонченной матрицы» ). Комбинированные эффекты ограниченной площади апертуры и атмосферной турбулентности обычно ограничивают интерферометры наблюдениями сравнительно ярких звезд и активных галактических ядер . Тем не менее, они оказались полезными для очень высокоточных измерений простых звездных параметров, таких как размер и положение ( астрометрия ), для получения изображений ближайших звезд-гигантов и исследования ядер близлежащих активных галактик .

Подробную информацию об отдельных приборах см. в списке астрономических интерферометров видимого и инфракрасного диапазона волн .

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, создающие 1/4-волновую задержку света, позволяют измерить . , которые дают 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 синтеза апертуры , которые будут иметь то же качество, которое было бы получено с помощью правого телескопа 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.

На радиоволнах интерферометры, такие как Very Large Array и MERLIN, используются уже много лет. Расстояния между телескопами обычно составляют 10–100 км (6,2–62,1 мили), хотя в массивах с гораздо более длинной базой используются методы интерферометрии со сверхдлинной базой . В (суб)миллиметровом диапазоне существующие массивы включают Submillimeter Array и установку IRAM Plateau de Bure. полностью Большая миллиметровая решетка Атакамы введена в эксплуатацию с марта 2013 года.

Макс Тегмарк и Матиас Залдарриага предложили телескоп с быстрым преобразованием Фурье, который будет опираться на мощные компьютерные мощности, а не на стандартные линзы и зеркала. Если закон Мура сохранится, такие конструкции могут стать практичными и дешевыми через несколько лет.

Развитие квантовых вычислений может в конечном итоге позволить более широко использовать интерферометрию, как предполагают новые предложения.

См. также

• Телескоп горизонта событий (EHT) и космическая антенна лазерного интерферометра (LISA)
• ExoLife Finder — предлагаемый гибридный интерферометрический телескоп.
• Гипертелескоп
• Кембриджский телескоп синтеза оптической апертуры , оптический интерферометр
• Прецизионный оптический интерферометр военно-морского флота , оптический интерферометр Майкельсона
• Радиоастрономия § Радиоинтерферометрия
• Радиотелескоп § Радиоинтерферометрия

Список

• 4C Массив
• Гигантский воздушный душ Akeno (AGASA)
• Телескопическая решетка Аллена (ATA), ранее известная как Телескоп одного гектара (1hT)
• Антарктическая система детекторов мюонов и нейтрино (АМАНДА)
• Большая миллиметровая решетка Атакамы (ALMA)
• Компактная решетка австралийского телескопа
• ЧАРА массив
• Черенковская телескопическая решетка (CTA)
• Воздушный душ Чикаго (CASA)
• Инфракрасная оптическая телескопическая матрица (IOTA)
• Межпланетная сцинтилляционная решетка (матрица IPS), также называемая пульсарной решеткой.
• LOFAR (Низкочастотный массив)
• Модульная нейтронная решетка (MoNA)
• Мерчисон Уайдфилд Массив (MWA)
• Северная расширенная миллиметровая решетка (NOEMA)
• Ядерно-спектроскопическая телескопическая решетка (NuSTAR)
• Массив квадратных километров (SKA)
• Субмиллиметровая решетка (SMA)
• Массив Сюняева-Зельдовича (СЗА)
• Проект массива телескопов
• Очень большой массив (VLA)
• Массив с очень длинной базовой линией (VLBA)
• Очень маленький массив

Дальнейшее чтение

• Джей Ди Моннье (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 .
• М. Райл и Д. Фонберг, 1946 г. Солнечная радиация со скоростью 175 Мц/с, Nature 158, стр. 339.
• Говерт Шиллинг, New Scientist, 23 февраля 2006 г. Гипертелескоп: увеличение с обзором
• Руан Д.; Пелат Д. (2008). «Ахроматическая шахматная доска, новая концепция фазовращателя для обнуляющей интерферометрии» . Астрономия и астрофизика . 484 (2): 581–9. arXiv : 0802.3334 . Бибкод : 2008A&A...484..581R . дои : 10.1051/0004-6361:20078712 . S2CID   12177174 . Архивировано из оригинала 23 февраля 2013 г.
• Ле Короллер, Х.; Дежонге, Дж.; Арпеселла, К.; Верне, Д.; и др. (2004). «Испытания прототипа гипертелескопа типа Карлина» . Астрономия и астрофизика . 426 (2): 721–728. Бибкод : 2004A&A...426..721L . дои : 10.1051/0004-6361:20041088 .
• Бергер, JP; Хагенауэр, П.; Керн, П.; Перро, К.; Мальбет, Ф.; Шанен, И.; Севери, М.; Миллан-Габе, Р.; Трауб, В. (2001). «Интегральная оптика для астрономической интерферометрии» . Астрономия и астрофизика . 376 (3): Л31–34. Бибкод : 2001A&A...376L..31B . дои : 10.1051/0004-6361:20011035 .

• Харихаран, П. (1991). Основы интерферометрии . Академическая пресса . ISBN  978-0123252180 .
• Томпсон, Ричард; Моран, Джеймс; Свенс, Джордж (2001). Интерферометрия и синтез в радиоастрономии . Вайли-ВЧ . ISBN  978-0471254928 .

Внешние ссылки

• Как объединить свет нескольких телескопов для астрометрических измерений
• в НПОИ... Почему оптический интерферометр?
• Дистанционное зондирование: потенциал и пределы астрономической интерферометрии
• [1] Веб-сайт проекта гипертелескопа Антуана Лабери.