Синтез апертуры или синтез изображений — это тип интерферометрии , который смешивает сигналы от набора телескопов для получения изображений, имеющих то же угловое разрешение , что и у инструмента размером со всю коллекцию. [1] [2] [3] При каждом разделении и ориентации диаграмма лепестков интерферометра дает выходной сигнал, который является одним из компонентов преобразования Фурье пространственного распределения яркости наблюдаемого объекта. Изображение (или «карта») источника создается на основе этих измерений. Астрономические интерферометры обычно используются для оптических , инфракрасных , субмиллиметровых и радиоастрономических наблюдений высокого разрешения. Например, проект Event Horizon Telescope получил первое изображение черной дыры с помощью синтеза апертуры. [4]
Синтез апертуры возможен только в том случае, если каждым телескопом измеряются как амплитуда , так и фаза приходящего сигнала. Для радиочастот это возможно с помощью электроники, тогда как для оптических частот электромагнитное поле не может быть измерено напрямую и коррелировано с помощью программного обеспечения, а должно распространяться с помощью чувствительной оптики и подвергаться оптическим интерференциям. Требуется точная оптическая задержка и коррекция аберраций атмосферного волнового фронта - очень требовательная технология, которая стала возможной только в 1990-х годах. Вот почему визуализация с синтезом апертуры успешно используется в радиоастрономии с 1950-х годов, а в оптической/инфракрасной астрономии только с начала нового тысячелетия. Для получения дополнительной информации см. Астрономический интерферометр .
Для получения изображения высокого качества требуется большое количество различных расстояний между разными телескопами (проецируемое расстояние между любыми двумя телескопами, если смотреть со стороны радиоисточника, называется базовой линией) – требуется как можно больше различных базовых линий, чтобы чтобы получить изображение хорошего качества. Количество базовых линий ( n b ) для массива из n телескопов определяется выражением n b = ( n 2 − n )/2. (Это или n C 2 ). Например, Very Large Array имеет 27 телескопов, одновременно дающих 351 независимую базовую линию, и может давать изображения высокого качества.
В отличие от радиорешеток, крупнейшие оптические решетки в настоящее время имеют только 6 телескопов, что дает худшее качество изображения из 15 базовых линий между телескопами.
Большинство интерферометров с синтезом радиочастотной апертуры используют вращение Земли для увеличения количества различных базовых линий, включенных в наблюдение (см. Диаграмму справа). Сбор данных в разное время обеспечивает измерения с разными расстояниями между телескопами и углами без необходимости использования дополнительных телескопов или перемещения телескопов вручную, поскольку вращение Земли перемещает телескопы к новым базовым линиям.
Использование вращения Земли подробно обсуждалось в статье 1950 года «Предварительный обзор радиозвезд в Северном полушарии» . [5] Некоторые инструменты используют искусственное вращение массива интерферометров вместо вращения Земли, например, в интерферометрии с маскированием апертуры .
Концепция синтеза апертуры была впервые сформулирована в 1946 году австралийскими радиоастрономами Руби Пейн-Скотт и Джозефом Поузи . Работая в Дувр-Хайтс в Сиднее , Пейн-Скотт провел первые интерферометрические наблюдения в радиоастрономии 26 января 1946 года, используя радар австралийской армии в качестве радиотелескопа. [6]
Визуализация синтеза апертуры была позже разработана на радиоволнах Мартином Райлом и его коллегами из Радиоастрономической группы Кембриджского университета . Мартин Райл и Тони Хьюиш совместно получили Нобелевскую премию за этот и другие вклады в развитие радиоинтерферометрии.
Группа радиоастрономов в Кембридже в 1950-х годах основала Радиоастрономическую обсерваторию Малларда недалеко от Кембриджа. В конце 1960-х и начале 1970-х годов, когда компьютеры (такие как « Титан ») стали способны обрабатывать необходимые инверсии преобразования Фурье с интенсивными вычислениями, они использовали синтез апертуры для создания эффективной апертуры «одна миля», а затем и «5 км», используя телескопы One -Mile и Ryle соответственно.
Впоследствии этот метод получил дальнейшее развитие в интерферометрии со сверхдлинной базой для получения баз в тысячи километров и даже в оптических телескопах . Термин «синтез апертуры» может также относиться к типу радиолокационной системы, известной как радар с синтезированной апертурой , но он технически не связан с радиоастрономическим методом и разработан независимо.
Первоначально считалось необходимым проводить измерения практически при каждой длине базовой линии и ориентации до некоторого максимума: такое полностью дискретизированное преобразование Фурье формально содержит информацию, в точности эквивалентную изображению обычного телескопа с диаметром апертуры, равным максимальной базовой линии, следовательно, название апертурный синтез .
Вскоре было обнаружено, что во многих случаях полезные изображения можно создавать с относительно разреженным и нерегулярным набором базовых линий, особенно с помощью алгоритмов нелинейной деконволюции , таких как метод максимальной энтропии . Альтернативное название синтеза изображений подтверждает смещение акцента с попыток синтезировать полную апертуру (позволяющую реконструкцию изображения с помощью преобразования Фурье) к попыткам синтезировать изображение из любых доступных данных с использованием мощных, но дорогостоящих в вычислительном отношении алгоритмов.
