Астрономический интерферометр

Астрономический интерферометр или массив телескопов представляют собой набор отдельных телескопов , зеркальных сегментов или радиосвязи антенн , которые работают вместе как один телескоп, чтобы обеспечить изображения более высокого разрешения астрономических объектов, таких как звезды , небулы и галактики, посредством интерферометрии . Преимущество этого метода заключается в том, что он может теоретически производить изображения с угловым разрешением огромного телескопа с диафрагмой , равной разделению, называемой базовой линией , между компонентными телескопами. Основным недостатком является то, что он не собирает столько света, сколько зеркало полного инструмента. Таким образом, это в основном полезно для тонкого разрешения более светящихся астрономических объектов, таких как близкие бинарные звезды . Другой недостаток заключается в том, что максимальный угловой размер обнаруживаемого источника излучения ограничен минимальным зазором между детекторами в массиве коллектора. ^{[ 1 ]}

Интерферометрия наиболее широко используется в радиоастрономии , в которой сигналы от отдельных радиотелесопов комбинируются математического . Метод обработки сигнала, называемый синтезом апертуры, используется для объединения отдельных сигналов для создания изображений высокого разрешения. В очень длинной базовой интерферометрии (VLBI) радиотелескопы, разделенные тысячами километров, объединяются для образования радиопроигрыша с разрешением, которое будет дано гипотетическим отдельным блюдом с апертурой тысячи километров в диаметре. При более коротких длин волн, используемых в инфракрасной астрономии и оптической астрономии, сложнее объединить свет из отдельных телескопов, потому что свет должен быть когерентным в рамках длины волны по длинным оптическим путям, требуя очень точной оптики. Практические инфракрасные и оптические астрономические интерферометры были разработаны только недавно и находятся на переднем крае астрономических исследований. При оптических длинах волны синтез апертуры позволяет Атмосферный предел разрешения, чтобы преодолеть, позволяя угловой разрешению достичь дифракционного предела оптики.

Астрономические интерферометры могут создавать астрономические изображения более высокого разрешения, чем любой другой тип телескопа. На радиоволновых длинах были получены разрешения изображений нескольких микро- дугочных секунд , а на видимых и инфракрасных длинах волн были достигнуты разрешения изображений дробной Milliarcsecond.

Одним из простых макетов астрономического интерферометра является параболическое расположение зеркальных кусочков, давая частично полный отражающий телескоп , но с «разреженной» или «разбавленной» апертурой. Фактически, параболическое расположение зеркал не важно, если длина оптических путей от астрономического объекта в комбинацию луча (фокусировка) такая же, как и в полном случае зеркала. Вместо этого большинство существующих массивов используют плоскую геометрию, а гипертелескоп Labeyrie будет использовать сферическую геометрию.

История

Одно из первых использования оптической интерферометрии было применено звездным интерферометром Майкельсона на телескопе отражателя обсерватории Маунт -Уилсон для измерения диаметров звезд. Red Giant Star Betelgeuse был первым, чтобы определить свой диаметр 13 декабря 1920 года. ^{[ 3 ]} В 1940 -х годах радиоинтерометрия использовалась для выполнения первых наблюдений за радиоастрономией высокого разрешения . В течение следующих трех десятилетий в исследованиях в астрономической интерферометрии преобладали исследования на радиоволнах, что привело к разработке крупных инструментов, таких как очень большой массив и крупный миллиметровский массив Атакама .

Оптическая/инфракрасная интерферометрия была распространена на измерения с использованием отдельных телескопов Джонсоном, Бетз и Таунсом (1974) в инфракрасном и Лабири (1975) в видимом. ^{[ 4 ]}^{[ 5 ]} В конце 1970-х годов улучшения в компьютерной обработке позволило первым интерферометрам «отслеживания», который работает достаточно быстро, чтобы следовать размывающим эффектам астрономического видения , что приводит к серии интерферометров MK I, II и III. Аналогичные методы в настоящее время применяются в других массивах астрономических телескопов, включая интерферометр Кек и интерферометр Palomar .

В 1980 -х годах методика интерферометрической визуализации синтеза апертуры была распространена на видимый свет и инфракрасную астрономию со стороны Cavendish Astrophysics Group , обеспечивая первые изображения очень высокого разрешения близлежащих звезд. ^{[ 6 ]}^{[ 7 ]}^{[ 8 ]} В 1995 году этот метод был продемонстрирован на множестве отдельных оптических телескопов впервые, что позволило дальнейшему улучшению разрешения и позволив еще более высокое представление о разрешении звездных поверхностей . Программные пакеты, такие как BSMEM или MIRA, используются для преобразования измеренных амплитуд видимости и фаз закрытия в астрономические изображения. Те же методы в настоящее время применяются в ряде других массивов астрономических телескопов, включая оптический интерферометр военно -морского флота , инфракрасный пространственный интерферометр и массив IOTA . Ряд других интерферометров провели измерения фазы закрытия как ожидается, в ближайшее время произведет свои первые изображения, включая VLT I, Array Chara и Dejonghe прототип гипертелесопа и , . В случае завершения интерферометр MRO с до десяти подвижных телескопов будет производить среди первых изображений с более высокой точностью от длинного базового интерферометра. Оптический интерферометр военно-морского флота сделал первый шаг в этом направлении в 1996 году, достигнув трехстороннего синтеза изображения Плотник ; ^{[ 9 ]} затем первый в истории шестисторонний синтез ETA Virginis в 2002 году; ^{[ 10 ]} и совсем недавно « фаза закрытия » как шаг к первым синтезированным изображениям, создаваемым геостационными спутниками . ^{[ 11 ]}

Современная астрономическая интерферометрия

Астрономическая интерферометрия в основном проводится с использованием интерферометров Michelson (а иногда и другого типа). ^{[ 12 ]} Основные операционные интерферометрические обсерватории, которые используют этот тип инструментов, включают VLTI , NPOI и Chara .

Оптический интерферометр военно-морского флота (NPOI) , базовый показатель 437 млн. Лет, базовый интерферометр, 637 млн. Лет на высоте 2163 м на Андерсон Меса в северной Аризоне, США. Четыре дополнительных 1,8-метровых телескопов устанавливаются начиная с 2013 года.

Свет, собранные тремя вспомогательными телескопами ESO VLT , и в сочетании с использованием методики интерферометрии.

Текущие проекты будут использовать интерферометры для поиска экстразолярных планет , либо путем астрометрических измерений взаимного движения звезды (как используется интерферометром Palomar Test Band и VLT I), благодаря использованию Nulling (как будет использоваться интерферометром Кека и VLT I). и Дарвин ) или через прямую визуализацию (как предложено для Лабири гипертелескопа ).

Инженеры в Европейском ESO Southern Saving ESO разработали очень большой телескоп VLT, чтобы его также можно было использовать в качестве интерферометра. Наряду с четырьмя 8,2-метровыми (320 дюймовыми) модульными телескопами, в общую концепцию VLT были включены четыре мобильные 1,8-метровые вспомогательные телескопы (ATS), чтобы сформировать очень большой интерферометр телескопа (VLTI). ATS может перемещаться между 30 различными станциями, и в настоящее время телескопы могут образовывать группы по двум или трем для интерферометрии.

При использовании интерферометрии сложная система зеркал приносит свет из разных телескопов в астрономические инструменты, где он объединяется и обрабатывается. Технически это требует, так как световые пути должны быть равны в пределах 1/1000 мм (тот же порядок, что и длина волны света) на расстоянии в несколько сотен метров. Для телескопов единиц это дает эквивалентный зеркальный диаметр до 130 метров (430 футов), а при сочетании вспомогательных телескопов можно достичь эквивалентные зеркальные диаметры до 200 метров (660 футов). Это в 25 раз лучше, чем разрешение одного телескопа единицы VLT.

VLTI дает астрономам способность изучать небесные объекты в беспрецедентных деталях. Можно увидеть подробности о поверхностях звезд и даже изучить окружающую среду, близкую к черной дыре. С пространственным разрешением 4 Milliarcseconds, VLTI позволил астрономам получить одно из самых острых изображений в истории звезды. Это эквивалентно разрешению головки винта на расстоянии 300 км (190 миль).

Примечательные результаты 1990-х годов включали Mark III измерение диаметров 100 звезд и множество точных звездных положений, побережье и NPOI, создавающие много изображений очень высокого разрешения, и измерения инфракрасных звездных интерферометра в середине-инфракрас впервые. Дополнительные результаты включают прямые измерения размеров и расстояний для переменных Cepheid и молодых звездных объектов .

Высоко на плато Хаджнанторов в чилийских Андах, Европейская южная обсерватория (ESO), вместе со своими международными партнерами, создает Alma, которая собирает радиацию от некоторых из самых холодных объектов во вселенной. Alma будет единственным телескопом нового дизайна, составленной первоначально из 66 высокоостренных антенн и будет работать на длинах волн от 0,3 до 9,6 мм. Его основной 12-метровой массив будет иметь пятьдесят антенн диаметром 12 метров, действуя вместе как один телескоп-интерферометр. Дополнительный компактный массив из четырех 12-метровых и двенадцати 7-метровых антенн дополнит это. Антенны могут распространяться через пустынное плато на расстояниях от 150 метров до 16 километров, что даст Алме мощную переменную «масштаб». Он сможет исследовать вселенную на миллиметровом и субмиллиметровом длинах волн с беспрецедентной чувствительностью и разрешением, с разрешением в десять раз больше, чем космический телескоп Хаббла, и дополняющие изображения, сделанные с помощью интерферометра VLT.

Оптические интерферометры в основном рассматриваются астрономами как очень специализированные инструменты, способные к очень ограниченному диапазону наблюдений. Часто говорят, что интерферометр достигает эффекта телескопа размером с расстояние между отверстиями; Это верно только в ограниченном смысле углового разрешения . Количество собравшегося света-и, следовательно, самый тупой объект, который можно увидеть-зависит от реального размера апертуры, поэтому интерферометр будет иметь незначительное улучшение, поскольку изображение неплохо ( проклятое раствор ). Комбинированные эффекты ограниченной области апертуры и атмосферной турбулентности обычно ограничивают интерферометры наблюдениями за сравнительно яркими звездами и активными галактическими ядрами . Тем не менее, они оказались полезными для проведения очень высоких точных измерений простых звездных параметров, таких как размер и положение ( астрометрия ), для визуализации ближайших гигантских звезд и исследования ядер соседних активных галактик .

Для получения подробной информации об отдельных инструментах см. Список астрономических интерферометров на видимых и инфракрасных длинах волн .

Простой двухэлемент оптический интерферометр. Свет из двух небольших телескопов (показан в виде линз амплитуду видимости ) объединяется с использованием расщепления луча в детекторах 1, 2, 3 и 4. Элементы, создающие 1/4-волновую задержку в свете, позволяют измерять помех. , которые дают информацию о форме источника света.

Единый большой телескоп с маской апертурой (помеченная маска ), позволяя свету только через два маленьких отверстия. Оптические пути к детекторам 1, 2, 3 и 4 такие же, как на левой фигуре, поэтому эта установка даст идентичные результаты. Перемещая отверстия в маске апертуры и проводя повторяющиеся измерения, изображения могут создаваться с использованием синтеза апертуры , который будет иметь то же качество, которое было бы дано правым телескопом без маски апертуры. Аналогичным образом, то же качество изображения может быть достигнуто путем перемещения небольших телескопов вокруг на левой рисунке-это основа синтеза апертуры, используя широко разделенные мелкие телескопы для имитации гигантского телескопа.

На радиоволновых длинах интерферометры, такие как очень большой массив и Мерлин, работают много лет. Расстояния между телескопами обычно составляют 10–100 км (6,2–62,1 мили), хотя массивы с гораздо более длинными базовыми показателями используют методы очень длинной базовой интерферометрии . В (sub) -Millimetra существующие массивы включают в себя субмиллимерный массив и объект Iram De Bure. был Большой миллиметровый массив Atacama полностью эксплуатирован с марта 2013 года.

Max Tegmark и Matias Zaldariaga предложили быстрый телескоп преобразования Фурье, который будет зависеть от обширной компьютерной мощности, а не на стандартных линзах и зеркалах. ^{[ 14 ]} Если закон Мура продолжается, такие проекты могут стать практичными и дешевыми через несколько лет.

Прогрессирующие квантовые вычисления могут в конечном итоге обеспечить более широкое использование интерферометрии, как показывают новые предложения. ^{[ 15 ]}

Смотрите также

Телескоп горизонта события (EHT) и пространственная антенна лазерного интерферометра (LISA)
Exolife Finder , предлагаемый гибридный интерферометрический телескоп
Гипертелескоп
Кембриджский оптический синтез апертезы телескоп , оптический интерферометр
ВМС -точный оптический интерферометр , оптический интерферометр Майкельсона
Радиоастрономия § Радио -интерферометрия
Радиотелескоп § Радио -интерферометрия

Список

4c массив
Акено гигантского воздушного душа (агаса)
Allen Telecope Array (ATA), ранее известный как телескоп One Hectare (1HT)
Антарктическое мюон и детекторов -детекторы (Аманда)
Атакама большой миллиметровый массив (Алма)
Австралийский телескоп компактный массив
Chara Array
Шеренковский массив телескопов (CTA)
Chicago Air Shower Array (дом)
Инфракрасный оптический телескоп массив (IOTA)
Межпланетный сцинтилляционный массив (массив IPS) также называется массивом Pulsar
Лофар (низкочастотный массив)
Модульный нейтронный массив (мона)
Murchison Widefield Array (Gen)
Северный расширенный миллиметровый массив (noema)
Ядерный спектроскопический матриц телескопа (Nustar)
Квадратный массив Milometer (SKA)
Субмиллиметр массив (SMA)
Sunyaev-Zel'dovich Array (Sza)
Проект массива телескопа
Очень большой массив (VLA)
Очень длинный базовый массив (VLBA)
Очень маленький массив

Ссылки

^ «Максимальная чувствительность углового размера анинтерферометра» (PDF) . Архивировано из оригинала (PDF) 2016-10-14 . Получено 2015-02-05 .
^ «VLT ESO занимает первое подробное изображение диска вокруг Young Star» . ESO объявления . Получено 17 ноября 2011 года .
^ Майкельсон, Альберт Авраам; Пиз, Фрэнсис Г. (1921). «Измерение диаметра альфа -Orionis с интерферометром» . Астрофизический журнал . 53 (5): 249–59. Bibcode : 1921Apj .... 53..249M . doi : 10.1086/142603 . PMC 1084808 . PMID 16586823 . S2CID 21969744 .
^ Джонсон, Массачусетс; Бетц, Ал; Townes, Ch (30 декабря 1974 г.). «10-микронный гетеродинный звездный интерферометр». Письма о физическом обзоре . 33 (27): 1617–1620. Bibcode : 1974phrvl..33.1617j . doi : 10.1103/physrevlett.33.1617 .
^ Лабири А. (1 марта 1975 г.). «Окрашенные интерференции, полученные на Веге с двумя оптическими телескопами» . Астрофизический журнал . 196 (2): 191 - L75. Bibcode : 1975Apj ... 196L..71L . doi : 10.1086/181747 .
^ Болдуин, Джон Э.; Ханифф, Кристофер А. (май 2002). «Применение интерферометрии к оптической астрономической визуализации». Философские транзакции Королевского общества Лондона. Серия A: Математические, физические и инженерные науки . 360 (1794): 969–986. Bibcode : 2002rspta.360..969b . doi : 10.1098/rsta.2001.0977 . PMID 12804289 . S2CID 21317560 .
^ Болдуин, JE; Беккет, мг; Boysen, RC; Бернс, Д.; Бушер, DF; и др. (Февраль 1996 г.). «Первые изображения из массива синтеза оптической апертуры: картирование капеллы с побережью в две эпохи». Астрономия и астрофизика . 306 : L13. Bibcode : 1996a & A ... 306L..13b .
^ Болдуин, Джон Э. (февраль 2003 г.). «Наземная интерферометрия: последнее десятилетие и предстоящее». В Traub, Уэсли А (ред.). Интерферометрия для оптической астрономии II . Тол. 4838. С. 1–8. Bibcode : 2003spie.4838 .... 1b . doi : 10.1117/12.457192 . S2CID 122616698 .
^ Бенсон, JA; Хаттер, DJ; Элиас, NM II; Bowers, PF; Джонстон, KJ; Хаджиан, Ар; Армстронг, JT; Mozurkewich, D.; Паулс, та; Рикард, ЖЖ; Хаммел, Калифорния; Белый, NM; Черный, д.; Денисон, CS (1997). «Многоканальная оптическая апертуальная визуализация Zeta1 Ursae Majoris с оптическим интерферометром прототипа ВМФ» . Астрономический журнал . 114 : 1221. Bibcode : 1997aj .... 114.1221b . doi : 10.1086/1185544 .
^ Хаммел, Калифорния; Бенсон, JA; Хаттер, DJ; Джонстон, KJ; Mozurkewich, D.; Армстронг, JT; Хиндсли, РБ; Гилбрит, GC; Рикард, ЖЖ; Уайт, Н.М. (2003). «Первые наблюдения с одноэтажным оптическим массивом с длинной базой с шестью станциями: применение к тройной звезде Eta virginis» . Астрономический журнал . 125 (5): 2630. Bibcode : 2003aj .... 125.2630H . doi : 10.1086/374572 .
^ Хиндсли, Роберт Б.; Армстронг, Дж. Томас; Шмитт, Энрике Р.; Эндрюс, Джонатан Р.; Restaino, Sergio R.; Уилкокс, Кристофер С.; VRBA, Frederick J.; Бенсон, Джеймс А.; Divittorio, Michael E.; Хаттер, Дональд Дж.; Шенкленд, Пол Д.; Грегори, Стивен А. (2011). «Военно -морской прототип оптического интерферометра наблюдения геосинхронных спутников». Прикладная оптика . 50 (17): 2692–8. Bibcode : 2011apopt..50.2692h . doi : 10.1364/ao.50.002692 . PMID 21673773 . ^{[ Постоянная мертвая ссылка ]}
^ Хаттер, Дональд (2012). «Наземная оптическая интерферометрия» . Scholaredia . 7 (6): 10586. Bibcode : 2012schpj ... 710586h . doi : 10.4249/scholaredia.10586 .
^ «Новое оборудование, чтобы поднять интерферометрию на следующий уровень» . Эзо . Получено 3 апреля 2013 года .
^ Чоун, Маркус (24 сентября 2008 г.). « Всевидящий» телескоп может вернуть нас вовремя » . Newscientist . Получено 31 января 2020 года .
^ Ananthaswamy, Anil (2021-04-19). «Квантовая астрономия может создать телескопы шириной сотни километров» . Scientific American . Получено 2022-09-26 .

Дальнейшее чтение

JD Monnier (2003). «Оптическая интерферометрия в астрономии» (PDF) . Отчеты о прогрессе в физике . 66 (5): 789–857. Arxiv : Astro-ph/0307036 . Bibcode : 2003rpph ... 66..789m . doi : 10.1088/0034-4885/66/5/203 . HDL : 2027,42/48845 . S2CID 887574 .
M. Ryle & D. Vonberg, 1946 Solar Gradiation на 175MC/S, Nature 158 PP 339
Говерт Шиллинг, новый ученый, 23 февраля 2006 г. Гипертелескоп: зум с видом
Руан Д.; Пелат Д. (2008). «Ахроматическая шахматная доска, новая концепция фазового сдвига для нулирующей интерферометрии» . Астрономия и астрофизика . 484 (2): 581–9. Arxiv : 0802.3334 . Bibcode : 2008a & A ... 484..581r . doi : 10.1051/0004-6361: 20078712 . S2CID 12177174 . Архивировано из оригинала 2013-02-23.
Le Coroller, H.; Dejonghe, J.; Arpesella, C.; Vernet, D.; и др. (2004). «Тесты с прототипом гипертелесопа в типе Карлина» . Астрономия и астрофизика . 426 (2): 721–728. Bibcode : 2004a & A ... 426..721L . doi : 10.1051/0004-6361: 20041088 .
Бергер, JP; Haguenauer, P.; Керн, П.; Perraut, K.; Malbet, F.; Шанен, я.; Севери, М.; Миллан-Габет, Р.; Traub, W. (2001). «Интегрированная оптика для астрономической интерферометрии» . Астрономия и астрофизика . 376 (3): L31–34. Bibcode : 2001a & A ... 376L..31b . doi : 10.1051/0004-6361: 20011035 .

Hariharan, P. (1991). Основы интерферометрии . Академическая пресса . ISBN 978-0123252180 .
Томпсон, Ричард; Моран, Джеймс; Swens, George (2001). Интерферометрия и синтез в радиоастрономии . Wiley-Vch . ISBN 978-0471254928 .

Внешние ссылки

Как объединить свет из нескольких телескопов для астрометрических измерений
в NPOI ... почему оптический интерферометр?
Дистанционное восприятие потенциал и ограничения астрономической интерферометрии
[1] Веб -сайт проекта Antoine Labeyrie's HyperteLescope

[1] «Максимальная чувствительность углового размера анинтерферометра» (PDF) . Архивировано из оригинала (PDF) 2016-10-14 . Получено 2015-02-05 .

[2] «VLT ESO занимает первое подробное изображение диска вокруг Young Star» . ESO объявления . Получено 17 ноября 2011 года .

[MICHELSON-3] Майкельсон, Альберт Авраам; Пиз, Фрэнсис Г. (1921). «Измерение диаметра альфа -Orionis с интерферометром» . Астрофизический журнал . 53 (5): 249–59. Bibcode : 1921Apj .... 53..249M . doi : 10.1086/142603 . PMC 1084808 . PMID 16586823 . S2CID 21969744 .

[JOHNSON-4] Джонсон, Массачусетс; Бетц, Ал; Townes, Ch (30 декабря 1974 г.). «10-микронный гетеродинный звездный интерферометр». Письма о физическом обзоре . 33 (27): 1617–1620. Bibcode : 1974phrvl..33.1617j . doi : 10.1103/physrevlett.33.1617 .

[LABERYIE-5] Лабири А. (1 марта 1975 г.). «Окрашенные интерференции, полученные на Веге с двумя оптическими телескопами» . Астрофизический журнал . 196 (2): 191 - L75. Bibcode : 1975Apj ... 196L..71L . doi : 10.1086/181747 .

[BALDWIN2002-6] Болдуин, Джон Э.; Ханифф, Кристофер А. (май 2002). «Применение интерферометрии к оптической астрономической визуализации». Философские транзакции Королевского общества Лондона. Серия A: Математические, физические и инженерные науки . 360 (1794): 969–986. Bibcode : 2002rspta.360..969b . doi : 10.1098/rsta.2001.0977 . PMID 12804289 . S2CID 21317560 .

[BALDWIN1996-7] Болдуин, JE; Беккет, мг; Boysen, RC; Бернс, Д.; Бушер, DF; и др. (Февраль 1996 г.). «Первые изображения из массива синтеза оптической апертуры: картирование капеллы с побережью в две эпохи». Астрономия и астрофизика . 306 : L13. Bibcode : 1996a & A ... 306L..13b .

[BALDWIN2003-8] Болдуин, Джон Э. (февраль 2003 г.). «Наземная интерферометрия: последнее десятилетие и предстоящее». В Traub, Уэсли А (ред.). Интерферометрия для оптической астрономии II . Тол. 4838. С. 1–8. Bibcode : 2003spie.4838 .... 1b . doi : 10.1117/12.457192 . S2CID 122616698 .

[9] Бенсон, JA; Хаттер, DJ; Элиас, NM II; Bowers, PF; Джонстон, KJ; Хаджиан, Ар; Армстронг, JT; Mozurkewich, D.; Паулс, та; Рикард, ЖЖ; Хаммел, Калифорния; Белый, NM; Черный, д.; Денисон, CS (1997). «Многоканальная оптическая апертуальная визуализация Zeta1 Ursae Majoris с оптическим интерферометром прототипа ВМФ» . Астрономический журнал . 114 : 1221. Bibcode : 1997aj .... 114.1221b . doi : 10.1086/1185544 .

[10] Хаммел, Калифорния; Бенсон, JA; Хаттер, DJ; Джонстон, KJ; Mozurkewich, D.; Армстронг, JT; Хиндсли, РБ; Гилбрит, GC; Рикард, ЖЖ; Уайт, Н.М. (2003). «Первые наблюдения с одноэтажным оптическим массивом с длинной базой с шестью станциями: применение к тройной звезде Eta virginis» . Астрономический журнал . 125 (5): 2630. Bibcode : 2003aj .... 125.2630H . doi : 10.1086/374572 .

[11] Хиндсли, Роберт Б.; Армстронг, Дж. Томас; Шмитт, Энрике Р.; Эндрюс, Джонатан Р.; Restaino, Sergio R.; Уилкокс, Кристофер С.; VRBA, Frederick J.; Бенсон, Джеймс А.; Divittorio, Michael E.; Хаттер, Дональд Дж.; Шенкленд, Пол Д.; Грегори, Стивен А. (2011). «Военно -морской прототип оптического интерферометра наблюдения геосинхронных спутников». Прикладная оптика . 50 (17): 2692–8. Bibcode : 2011apopt..50.2692h . doi : 10.1364/ao.50.002692 . PMID 21673773 . ^{[ Постоянная мертвая ссылка ]}

[12] Хаттер, Дональд (2012). «Наземная оптическая интерферометрия» . Scholaredia . 7 (6): 10586. Bibcode : 2012schpj ... 710586h . doi : 10.4249/scholaredia.10586 .

[13] «Новое оборудование, чтобы поднять интерферометрию на следующий уровень» . Эзо . Получено 3 апреля 2013 года .

[14] Чоун, Маркус (24 сентября 2008 г.). « Всевидящий» телескоп может вернуть нас вовремя » . Newscientist . Получено 31 января 2020 года .

[Ananthaswamy_2021-15] Ananthaswamy, Anil (2021-04-19). «Квантовая астрономия может создать телескопы шириной сотни километров» . Scientific American . Получено 2022-09-26 .

[ 1 ]

[ 2 ]

[ 3 ]

[ 4 ]

[ 5 ]

[ 6 ]

[ 7 ]

[ 8 ]

[ 9 ]

[ 10 ]

[ 11 ]

[ 12 ]

[ 13 ]

[ 14 ]

[ 15 ]