Астрономический интерферометр
Астрономический интерферометр или массив телескопов представляет собой набор отдельных телескопов , сегментов зеркал или антенн радиотелескопов , которые работают вместе как единый телескоп для получения изображений астрономических объектов с более высоким разрешением, таких как звезды , туманности и галактики , с помощью интерферометрии . Преимущество этого метода в том, что он теоретически может давать изображения с угловым разрешением огромного телескопа с апертуройравно расстоянию между составляющими телескопами. Главный недостаток заключается в том, что оно не собирает столько света, сколько полное зеркало прибора. Таким образом, это в основном полезно для точного разрешения более ярких астрономических объектов, таких как тесные двойные звезды . Другой недостаток заключается в том, что максимальный угловой размер детектируемого источника излучения ограничен минимальным зазором между детекторами в массиве коллекторов. [1]
Интерферометрия наиболее широко используется в радиоастрономии , в которой объединяются сигналы от отдельных радиотелескопов . Метод математической обработки сигналов , называемый апертурным синтезом , используется для объединения отдельных сигналов для создания изображений с высоким разрешением. В интерферометрии со сверхдлинной базой (РСДБ) радиотелескопы, разделенные тысячами километров, объединяются в радиоинтерферометр с разрешением, которое давала бы гипотетическая одиночная антенна с апертурой в тысячи километров в диаметре. На более коротких длинах волн , используемых в инфракрасной и оптической астрономии .труднее комбинировать свет от отдельных телескопов, потому что свет должен сохраняться когерентным в пределах долей 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 преодолеть предел разрешения атмосферного видения , позволяя угловому разрешению достичь дифракционного предела оптики.
Астрономические интерферометры могут производить астрономические изображения с более высоким разрешением, чем любой другой тип телескопа. В радиодиапазоне было получено разрешение изображения в несколько микросекунд дуги, а в видимом и инфракрасном диапазонах — разрешение изображения в доли миллисекунды .
Одна простая схема астрономического интерферометра представляет собой параболическое расположение частей зеркала, что дает частично полный отражающий телескоп, но с «разреженной» или «разбавленной» апертурой. На самом деле параболическое расположение зеркал не имеет значения, если длина оптического пути от астрономического объекта до объединителя лучей (фокуса) такая же, как и в полном корпусе зеркала. Вместо этого большинство существующих массивов используют плоскую геометрию, а гипертелескоп Лабейри будет использовать сферическую геометрию.
Одно из первых применений оптической интерферометрии было применено звездным интерферометром Майкельсона на телескопе-рефлекторе обсерватории Маунт-Вилсон для измерения диаметров звезд. Красная гигантская звезда Бетельгейзе была первой, диаметр которой был определен таким образом 13 декабря 1920 г. [3] В 1940-х годах радиоинтерферометрия использовалась для проведения первых радиоастрономических наблюдений с высоким разрешением. В течение следующих трех десятилетий в исследованиях астрономической интерферометрии преобладали исследования в радиодиапазоне, что привело к разработке крупных инструментов, таких как Очень большая решетка и Большая миллиметровая решетка Атакама ..
