Астрономическая оптическая интерферометрия

Эта статья включает в себя список литературы , связанной литературы или внешних ссылок , но ее источники остаются неясными, поскольку в ней отсутствуют встроенные цитаты . Пожалуйста, помогите улучшить эту статью, добавив более точные цитаты. ( Август 2014 г. ) ( Узнайте, как и когда удалить этот шаблон сообщения )

В оптической астрономии , интерферометрия используется для объединения сигналов от двух или более телескопов , чтобы получить измерение с более высоким разрешением , чем можно был бы получить либо с телескопами по отдельности. Этот метод является основой для массивов астрономических интерферометров, которые могут производить измерения очень маленьких астрономических объектов, если телескопы разбросаны по большой площади. Если используется большое количество телескопов, можно получить изображение с разрешением, аналогичным разрешению одного телескопа с диаметром, равным объему разнесения телескопов . К ним относятся решетки радиотелескопов, такие как VLA , VLBI , SMA., ЛОФАР и СКА , а совсем недавно ^{[ когда? ]} массивы астрономических оптических интерферометров, такие как COAST , NPOI и IOTA , что позволяет получать оптические изображения самого высокого разрешения, когда-либо достигнутые в астрономии. Ожидается, что интерферометр VLT вскоре создаст свои первые изображения с использованием синтеза апертуры ^{[ нуждается в обновлении ]} , за ним последуют другие интерферометры, такие как массив CHARA и интерферометр обсерватории Магдалена Ридж.который может включать до 10 оптических телескопов. Если на интерферометре Кека будут построены телескопы с выносными опорами , он также сможет получать интерферометрические изображения.

Типы интерферометров [ править ]

Астрономические интерферометры бывают двух типов - прямого обнаружения и гетеродинные. Они отличаются только способом передачи сигнала. Синтез апертуры может использоваться для компьютерного моделирования большой апертуры телескопа от любого типа интерферометра.

Ожидается, что в ближайшем будущем другие группы выпустят свои первые интерферометрические изображения, включая ISI , VLT I, массив CHARA и интерферометры MRO .

В начале XXI века были введены в строй массивы больших телескопов VLTI и Интерферометр Кека, и были выполнены первые интерферометрические измерения нескольких ярчайших внегалактических целей.

Простой двухэлементный оптический интерферометр. Свет от двух небольших телескопов (показанных в виде линз ) объединяется с помощью светоделителей на детекторах 1, 2, 3 и 4. Эти элементы создают задержку в 1/4 волны света, что позволяет измерять фазу и амплитуду интерференционной видимости. , давая таким образом информацию о форме источника света.

Одиночный большой телескоп с маской диафрагмы над ним (помеченный как маска ), пропускающий свет только через два маленьких отверстия. Оптические пути к детекторам 1, 2, 3 и 4 такие же, как на левом рисунке, поэтому такая установка даст идентичные результаты. При перемещении отверстия в маске апертуры и принимая повторные измерения, изображения могут быть созданы с помощью диафрагмы синтеза, который будет иметь такое же качество , как бы были дано по правому телескопу без маски апертуры. Аналогичным образом, того же качества изображения можно достичь, перемещая маленькие телескопы на левом рисунке - это основа синтеза апертуры с использованием широко разнесенных небольших телескопов для моделирования гигантского телескопа.

Астрономическая интерферометрия прямого обнаружения [ править ]

Один из первых астрономических интерферометров был построен на рефлекторном телескопе обсерватории Маунт Вильсон для измерения диаметров звезд. Этот метод был распространен на измерения с использованием раздельных телескопов Джонсоном, Бетцем и Таунсом (1974) в инфракрасном диапазоне и Лабейри (1975) в видимом диапазоне. Красный гигант Бетельгейзе одной из первых определила диаметр таким образом. В конце 1970-х годов усовершенствования в компьютерной обработке позволили создать первый интерферометр «слежения за полосами», который работает достаточно быстро, чтобы отслеживать эффекты размытия при астрономическом видении, что привело к появлению интерферометров серий Mk I, II и III. Подобные методы теперь применяются на других массивах астрономических телескопов, таких какКек интерферометр и Palomar Testbed интерферометр .

Методы интерферометрии со сверхдлинной базой (РСДБ) , в которой большая апертура синтезируется вычислительным способом, были реализованы в оптических и инфракрасных длинах волн в 1980-х годах группой астрофизиков Кавендиша . Использование этого метода позволило получить первые изображения ближайших звезд с очень высоким разрешением. В 1995 году эта техника была впервые продемонстрирована на ряде отдельных оптических телескопов в качестве интерферометра Майкельсона, что позволило еще больше улучшить разрешение и получить изображения звездных поверхностей с еще более высоким разрешением . Та же методика была применена в ряде других астрономических телескопов массивов, в том числе военно - морского флота прототип оптического интерферометра аМассив IOTA, а вскоре и массивы VLT I, CHARA и интерферометры ТОиР .

Сейчас начинаются проекты, которые будут использовать интерферометры для поиска внесолнечных планет либо путем астрометрических измерений обратного движения звезды (как используется интерферометром Palomar Testbed и VLT I), либо за счет использования обнуления (как будет использоваться Кек интерферометр и Дарвин ).

Подробное описание развития астрономической оптической интерферометрии можно найти здесь . Впечатляющие результаты были получены в 1990-х годах, когда Mark III измерял диаметры сотен звезд и множество точных положений звезд, COAST и NPOI создавали множество изображений с очень высоким разрешением, а ISI впервые измерял звезды в средней инфракрасной области. Дополнительные результаты включали прямые измерения размеров и расстояний до переменных звезд цефеид и молодых звездных объектов .

Большинство астрономов считают интерферометры очень специализированными инструментами, поскольку они способны выполнять очень ограниченный диапазон наблюдений. Часто говорят, что интерферометр достигает эффекта телескопа, равного размеру расстояния 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 ядер галактик . Однако они оказались полезными для очень точных измерений простых звездных параметров, таких как размер и положение ( астрометрия ), а также для получения изображений ближайших звезд-гигантов . Подробнее об отдельных инструментах см.список астрономических интерферометров в видимом и инфракрасном диапазонах волн .

Астрономическая гетеродинная интерферометрия [ править ]

Длины радиоволн намного длиннее оптических, и станции наблюдения в радиоастрономических интерферометрах соответственно удалены друг от друга. Очень большие расстояния не всегда позволяют передавать радиоволны, принимаемые телескопами, в какую-либо центральную точку интерферометрии. По этой причине многие телескопы вместо этого записывают радиоволны на носитель информации. Затем записи передаются на центральную станцию ​​коррелятора, где происходит интерференция волн. Исторически записи были аналоговыми и производились на магнитных лентах. Это было быстро заменено текущим методом оцифровки радиоволн с последующим сохранением данных на жестких дисках компьютера для последующей отправки или потоковой передачей цифровых данных непосредственно по телекоммуникационной сети, например, через Интернет на станцию ​​коррелятора.Радиомассивы с очень широкой полосой пропускания, а также некоторые старые массивы передают данные в аналоговой форме либо электрически, либо через оптоволокно. Подобный подход также используется на некоторыхсубмиллиметровые и инфракрасные интерферометры, такие как инфракрасный пространственный интерферометр . Некоторые ранние радиоинтерферометры работали как интерферометры интенсивности , передавая измерения интенсивности сигнала по электрическим кабелям на центральный коррелятор. Аналогичный подход был использован в оптических длинах волн интерферометром звездной интенсивности Наррабри для проведения первого крупномасштабного обзора диаметров звезд в 1970-х годах.

На станции коррелятора реальный интерферометр синтезируется путем обработки цифровых сигналов с помощью 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. Существуют также некоторые любительские радиоастрономические цифровые интерферометры, такие как ALLBIN Европейского радиоастрономического клуба .

Поскольку большинство радиоастрономических интерферометров являются цифровыми, они имеют некоторые недостатки из-за эффектов дискретизации и квантования, а также необходимости в гораздо большей вычислительной мощности по сравнению с аналоговой корреляцией. Выход как цифрового, так и аналогового коррелятора может использоваться для вычислительного синтеза апертуры интерферометра таким же образом, как и в случае интерферометров прямого обнаружения (см. Выше).

Гамма-интерферометрия [ править ]

Интерферометрия интенсивности проводилась с помощью нескольких гамма-телескопов, например. для измерения диаметров звезд. ^[1]

См. Также [ править ]

Ссылки [ править ]

• Болдуин, Джон Э .; Ханифф, Крис А. (2002). «Применение интерферометрии к оптическим астрономическим изображениям». Философские труды Королевского общества А . 360 (1794): 969–986. Bibcode : 2002RSPTA.360..969B . DOI : 10,1098 / rsta.2001.0977 . JSTOR  3066516 . PMID  12804289 . S2CID  21317560 .
• Болдуин, Дж. Э. (22–28 августа 2002 г.). «Наземная интерферометрия - последнее десятилетие и будущее». Интерферометрия для оптической астрономии II . Proc. ШПИОН. 4838 . Кона, Гавайи: SPIE. п. 1. дои : 10,1117 / 12,457192 .
• Chung, S.-J .; Миллер, DW; де Век, О.Л. (2004). «Испытательный стенд ARGOS: исследование междисциплинарных проблем будущих космических интерферометрических массивов» (PDF) . Оптическая инженерия . 43 (9). С. 2156–2167. Bibcode : 2004OptEn..43.2156C . DOI : 10.1117 / 1.1779232 .
• Монье, JD (2003). «Оптическая интерферометрия в астрономии» (PDF) . Отчеты о достижениях физики . 66 (5): 789–857. arXiv : astro-ph / 0307036 . Bibcode : 2003RPPh ... 66..789M . DOI : 10.1088 / 0034-4885 / 66/5/203 . ЛВП : 2027,42 / 48845 . S2CID  887574 .
• П. Харихаран, Оптическая интерферометрия , 2-е издание, Academic Press, Сан-Диего, США, 2003.
• Ферчер, Адольф Ф .; Дрекслер, Вольфганг; Hitzenberger, Christoph K .; Лассер, Тео (2003). «Оптическая когерентная томография - принципы и приложения». Отчеты о достижениях физики . 66 (2): 239–303. Bibcode : 2003RPPh ... 66..239F . DOI : 10.1088 / 0034-4885 / 66/2/204 .
• Э. Хехт, Оптика , 2-е издание, издательство Addison-Wesley Publishing Co., Рединг, Массачусетс, США, 1987.

Дальнейшее чтение [ править ]

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

Внешние ссылки [ править ]

Поищите информацию об интерферометрии в Викисловаре, бесплатном словаре.

• Описание астрономической интерферометрии .
• Список статей, отражающих историческое развитие астрономической интерферометрии