Astronomisk optisk interferometri

Inom optisk astronomi används interferometri för att kombinera signaler från två eller flera teleskop för att erhålla mätningar med högre upplösning än vad som kunde erhållas med båda teleskopen individuellt . Denna teknik är grunden för astronomiska interferometermatriser, som kan göra mätningar av mycket små astronomiska objekt om teleskopen är utspridda över ett brett område. Om ett stort antal teleskop används kan en bild produceras som har en upplösning som liknar ett enda teleskop med diametern på den kombinerade spridningen av teleskop . Dessa inkluderar radioteleskoparrayer som VLA , VLBI , SMA , LOFAR och SKA , och på senare tid [ när? ] astronomiska optiska interferometermatriser som COAST , NPOI och IOTA , vilket resulterar i den högsta upplösningen på optiska bilder som någonsin uppnåtts inom astronomi. VLT -interferometern förväntas producera sina första bilder med bländarsyntes snart [ behöver uppdateras ] , följt av andra interferometrar som CHARA-arrayen och Magdalena Ridge Observatory Interferometer som kan bestå av upp till 10 optiska teleskop. Om utriggerteleskop byggs vid Keck Interferometer , kommer den också att kunna interferometrisk avbildning.

Typer av interferometrar

Astronomiska interferometrar finns i två typer - direkt detektion och heterodyna. Dessa skiljer sig endast på det sätt som signalen sänds. Bländarsyntes kan användas för att beräkningssimulera en stor teleskopbländare från båda typerna av interferometer.

Inom en snar framtid förväntas andra arrayer släppa sina första interferometriska bilder, inklusive ISI , VLT I, CHARA arrayen och MRO- interferometrarna.

I början av 2000-talet kom VLTI och Keck Interferometer stora teleskopuppsättningar i drift, och de första interferometriska mätningarna av de ljusaste få extragalaktiska målen utfördes.

Ast opt int lba.gif Ast opt int mask.svg
En enkel optisk interferometer med två element. Ljus från två små teleskop (visade som linser ) kombineras med hjälp av stråldelare vid detektorerna 1, 2, 3 och 4. Elementen skapar en 1/4 vågfördröjning i ljuset, vilket gör att fasen och amplituden för interferenssynligheten kan mätas , vilket ger information om ljuskällans form. Ett enda stort teleskop med en bländarmask över sig (märkt Mask ), som bara tillåter ljus genom två små hål. De optiska vägarna till detektorerna 1, 2, 3 och 4 är desamma som i den vänstra bilden, så denna inställning kommer att ge identiska resultat. Genom att flytta hålen i bländarmasken och ta upprepade mätningar kan bilder skapas med bländarsyntes, vilket skulle ha samma kvalitet som det högra teleskopet skulle ha gett utan bländarmasken. På ett analogt sätt kan samma bildkvalitet uppnås genom att flytta runt de små teleskopen i den vänstra figuren – detta är grunden för bländarsyntes, med hjälp av vitt åtskilda små teleskop för att simulera ett gigantiskt teleskop.

Astronomisk direktdetekteringsinterferometri

En av de första astronomiska interferometrarna byggdes på Mount Wilson Observatorys reflektorteleskop för att mäta stjärnornas diametrar. Denna metod utökades till mätningar med hjälp av separerade teleskop av Johnson, Betz och Townes (1974) i infrarött och av Labeyrie (1975) i det synliga. Den röda jättestjärnan Betelgeuse var bland de första som fick sin diameter bestämd på detta sätt. I slutet av 1970-talet möjliggjorde förbättringar av datorbehandling den första "fring-tracking"-interferometern, som fungerar tillräckligt snabbt för att följa de suddiga effekterna av astronomisk seende, vilket leder till Mk I, II och III-serien av interferometrar. Liknande tekniker har nu tillämpats på andra astronomiska teleskoparrayer, såsom Keck Interferometer och Palomar Testbed Interferometer .

Tekniker från Very Long Baseline Interferometry (VLBI), där en stor bländare syntetiseras beräkningsmässigt, implementerades vid optiska och infraröda våglängder på 1980-talet av Cavendish Astrophysics Group . Användningen av denna teknik gav de första mycket högupplösta bilderna av närliggande stjärnor. 1995 demonstrerades denna teknik på en rad separata optiska teleskop som en Michelson-interferometer för första gången, vilket möjliggjorde en ytterligare förbättring av upplösningen och tillät ännu högre upplösningsavbildning av stjärnytor . Samma teknik har nu tillämpats på ett antal andra astronomiska teleskoparrayer, inklusive Navy Prototype Optical Interferometer och IOTA -arrayen och snart VLT I, CHARA-arrayen och MRO-interferometrarna .

Nu börjar projekt som kommer att använda interferometrar för att söka efter extrasolära planeter , antingen genom astrometriska mätningar av stjärnans ömsesidiga rörelse (som används av Palomar Testbed Interferometer och VLT I) eller genom användning av nulling (som kommer att användas av Keck -interferometern och Darwin ).

En detaljerad beskrivning av utvecklingen av astronomisk optisk interferometri finns här . Imponerande resultat erhölls på 1990-talet, där Mark III mätte diametrar på hundratals stjärnor och många exakta stjärnpositioner, COAST och NPOI producerade många mycket högupplösta bilder, och ISI mätte stjärnor i mittinfraröda för första gången. Ytterligare resultat inkluderade direkta mätningar av storleken på och avstånden till Cepheid variabla stjärnor och unga stjärnobjekt .

Interferometrar ses av de flesta astronomer som mycket specialiserade instrument, eftersom de kan göra ett mycket begränsat antal observationer. Det sägs ofta att en interferometer uppnår effekten av ett teleskop lika stor som avståndet mellan öppningarna; detta är endast sant i den begränsade betydelsen av vinkelupplösning . De kombinerade effekterna av begränsad bländararea och atmosfärisk turbulens begränsar i allmänhet interferometrar till observationer av jämförelsevis ljusstarka stjärnor och aktiva galaktiska kärnor . Men de har visat sig användbara för att göra mycket högprecisionsmätningar av enkla stjärnparametrar som storlek och position ( astrometri ) och för att avbilda de närmaste jättestjärnorna . För detaljer om individuella instrument, se listan över astronomiska interferometrar vid synliga och infraröda våglängder .

Astronomisk heterodyn interferometri

Radiovåglängder är mycket längre än optiska våglängder, och observationsstationerna i radioastronomiska interferometrar ligger på motsvarande sätt längre ifrån varandra. De mycket stora avstånden tillåter inte alltid någon användbar överföring av radiovågor som tas emot vid teleskopen till någon central interferometripunkt. Av denna anledning spelar många teleskop istället in radiovågorna på ett lagringsmedium. Inspelningarna överförs sedan till en central korrelatorstation där vågorna störs. Historiskt sett var inspelningarna analoga och gjordes på magnetband. Detta ersattes snabbt av den nuvarande metoden att digitalisera radiovågorna, och sedan antingen lagra data på hårddiskar för senare leverans, eller strömma digital data direkt över ett telekommunikationsnätverk, t.ex. över Internet till korrelatorstationen. Radiomatriser med mycket bred bandbredd, och även en del äldre matriser, överför data i analog form antingen elektriskt eller via fiberoptik. Ett liknande tillvägagångssätt används också vid vissa submillimeter- och infraröda interferometrar, såsom Infrared Spatial Interferometer . Vissa tidiga radiointerferometrar fungerade som intensitetsinterferometrar och överförde mätningar av signalintensiteten över elektriska kablar till en central korrelator. Ett liknande tillvägagångssätt användes vid optiska våglängder av Narrabri Stellar Intensity Interferometer för att göra den första storskaliga undersökningen av stjärndiametrar på 1970-talet.

Vid korrelatorstationen syntetiseras den faktiska interferometern genom att bearbeta de digitala signalerna med hjälp av korrelatorhårdvara eller mjukvara. Vanliga korrelatortyper är FX- och XF-korrelatorerna. Den nuvarande trenden går mot mjukvarukorrelatorer som körs på konsumentdatorer eller liknande företagshårdvara. Det finns också några digitala interferometrar för amatörradioastronomi, såsom ALLBIN från European Radio Astronomy Club .

Eftersom de flesta radioastronomiinterferometrar är digitala har de vissa brister på grund av samplings- och kvantiseringseffekterna samt behovet av mycket mer datorkraft jämfört med analog korrelation. Utsignalen från både en digital och analog korrelator kan användas för att beräkningssyntetisera interferometeröppningen på samma sätt som med direktdetekteringsinterferometrar (se ovan).

Använda gamma-stråleteleskop

Optisk intensitetsinterferometri har återupplivats, och mäter bredden på jättestjärnor med de optiska instrumenten i Cherenkov Telescope Array, ett markbaserat Cherenkov-strålningsbaserat gammastrålningsteleskop som normalt är avsett att observera atmosfärisk Cherenkov-strålning för att detektera gamma-strålning. strålfotoner.

Se även

  •     Baldwin, John E.; Haniff, Chris A. (2002). "Tillämpningen av interferometri på optisk astronomisk avbildning". Royal Societys filosofiska transaktioner A . 360 (1794): 969–986. Bibcode : 2002RSPTA.360..969B . doi : 10.1098/rsta.2001.0977 . JSTOR 3066516 . PMID 12804289 . S2CID 21317560 .
  • Baldwin, JE (22–28 augusti 2002). "Markbaserad interferometri - det senaste decenniet och det som kommer". Interferometri för optisk astronomi II . Proc. SPIE. Vol. 4838. Kona, Hawaii: SPIE. sid. 1. doi : 10.1117/12.457192 .
  • Chung, S.-J.; Miller, DW; de Weck, OL (2004). "ARGOS testbädd: studie av multidisciplinära utmaningar för framtida rymdburna interferometriska arrayer" ( PDF) . Optisk teknik . 43 (9): 2156–2167. Bibcode : 2004OptEn..43.2156C . doi : 10.1117/1.1779232 .
  •   Monnier, JD (2003). "Optisk interferometri i astronomi" (PDF) . Rapporter om framsteg i fysik . 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 .
  • P. Hariharan, Optical Interferometry , 2:a upplagan, Academic Press, San Diego, USA, 2003.
  •   Fercher, Adolf F.; Drexler, Wolfgang; Hitzenberger, Christoph K.; Lasser, Theo (2003). "Optisk koherenstomografi – principer och tillämpningar". Rapporter om framsteg i fysik . 66 (2): 239–303. Bibcode : 2003RPPh...66..239F . doi : 10.1088/0034-4885/66/2/204 . S2CID 250879864 .
  • E. Hecht, Optics , 2nd Edition, Addison-Wesley Publishing Co., Reading, Mass, USA, 1987.

Vidare läsning

externa länkar