Астрономический интерферометр или массив телескопов представляет собой набор отдельных телескопов , зеркальных сегментов или антенн радиотелескопа , которые работают вместе как единый телескоп и обеспечивают изображения астрономических объектов с более высоким разрешением, таких как звезды , туманности и галактики, посредством интерферометрии . Преимущество этого метода состоит в том, что он теоретически может создавать изображения с угловым разрешением огромного телескопа с апертурой , равной расстоянию, называемому базовой линией , между компонентами телескопов. Основным недостатком является то, что оно не собирает столько света, сколько зеркало всего прибора. Таким образом, это в основном полезно для точного разрешения более ярких астрономических объектов, таких как тесные двойные звезды . Другим недостатком является то, что максимальный угловой размер обнаруживаемого источника излучения ограничен минимальным зазором между детекторами в коллекторной решетке. [1]
Наибольшее распространение интерферометрия получила в радиоастрономии , при которой объединяются сигналы от отдельных радиотелескопов . Метод математической обработки сигналов , называемый синтезом апертуры, используется для объединения отдельных сигналов для создания изображений с высоким разрешением. В интерферометрии со сверхдлинной базой (VLBI) радиотелескопы, разделенные тысячами километров, объединяются в радиоинтерферометр с разрешением, которое могло бы дать гипотетическая единственная антенна с апертурой в тысячи километров в диаметре. На более коротких длинах волн, используемых в инфракрасной и оптической астрономии, сложнее объединить свет от отдельных телескопов, поскольку свет должен сохраняться когерентным в пределах доли 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 разрешающей способности атмосферного зрения , позволяя угловому разрешению достичь дифракционного предела оптики.
Астрономические интерферометры могут создавать астрономические изображения более высокого разрешения, чем любой другой тип телескопа. На радиоволнах было получено разрешение изображения в несколько угловых микросекунд , а в видимом и инфракрасном диапазонах волн разрешение изображения достигало долей миллисекунды дуги.
Одна из простых компоновок астрономического интерферометра представляет собой параболическое расположение частей зеркала, дающее частично полный телескоп-рефлектор , но с «редкой» или «разбавленной» апертурой. Фактически, параболическое расположение зеркал не имеет значения, пока длины оптического пути от астрономического объекта до объединителя лучей (фокуса) такие же, как и в случае с полным корпусом зеркала. Вместо этого большинство существующих массивов используют плоскую геометрию, а гипертелескоп Лабейри будет использовать сферическую геометрию .
Одним из первых применений оптической интерферометрии стал звездный интерферометр Майкельсона на телескопе-рефлекторе обсерватории Маунт-Вилсон для измерения диаметров звезд. Красный гигант Бетельгейзе был первой звездой, диаметр которой был определен таким образом 13 декабря 1920 года. [3] В 1940-х годах радиоинтерферометрия была использована для проведения первых радиоастрономических наблюдений с высоким разрешением. В течение следующих трех десятилетий в исследованиях астрономической интерферометрии доминировали исследования в радиодиапазоне, что привело к разработке крупных инструментов, таких как Очень Большая Решетка и Большая Миллиметровая Решетка Атакамы .
Оптическая/инфракрасная интерферометрия была расширена до измерений с использованием разделенных телескопов Джонсоном, Бетцем и Таунсом (1974) в инфракрасном диапазоне и Лабейри (1975) в видимом диапазоне. [4] [5] В конце 1970-х годов усовершенствования в компьютерной обработке позволили создать первый интерферометр с «отслеживанием полос», который работал достаточно быстро, чтобы отслеживать эффекты размытия астрономического зрения , что привело к созданию серий интерферометров Mk I, II и III. . Подобные методы теперь применяются на других массивах астрономических телескопов, включая интерферометр Кека и интерферометр испытательного стенда Паломара .
В 1980-х годах Кавендишская астрофизическая группа распространила метод интерферометрической визуализации с синтезом апертуры на видимую и инфракрасную астрономию , предоставив первые изображения близлежащих звезд с очень высоким разрешением. [6] [7] [8] В 1995 году этот метод был впервые продемонстрирован на множестве отдельных оптических телескопов , что позволило еще больше улучшить разрешение и позволить получать изображения звездных поверхностей с еще более высоким разрешением. Пакеты программного обеспечения, такие как BSMEM или MIRA, используются для преобразования измеренных амплитуд видимости и фаз закрытия в астрономические изображения. Те же методы в настоящее время применяются на ряде других астрономических телескопов, включая прецизионный оптический интерферометр ВМФ , инфракрасный пространственный интерферометр и массив IOTA . Ряд других интерферометров провели измерения фазы закрытия и, как ожидается, вскоре предоставят свои первые изображения, в том числе VLT I, массив CHARA и прототип гипертелескопа Ле Короллера и Дежонге . В случае завершения интерферометр MRO с десятью подвижными телескопами будет одним из первых получать изображения более высокого качества с помощью интерферометра с длинной базой. Оптический интерферометр ВМФ сделал первый шаг в этом направлении в 1996 году, добившись трехстороннего синтеза изображения Мицара ; [9] затем первый в мире шестисторонний синтез Эта Девы в 2002 году; [10] и совсем недавно « фаза закрытия » как шаг к первым синтезированным изображениям, полученным с помощью геостационарных спутников . [11]
Астрономическая интерферометрия в основном проводится с использованием интерферометров Майкельсона (а иногда и других типов). [12] К основным действующим интерферометрическим обсерваториям, использующим этот тип приборов, относятся VLTI , NPOI и CHARA .
В текущих проектах интерферометры будут использоваться для поиска внесолнечных планет либо путем астрометрических измерений возвратно-поступательного движения звезды (как это используется интерферометром Паломарского испытательного стенда и VLT I), либо путем использования обнуления (как будет использоваться интерферометром Кека). и Дарвина ) или посредством прямого изображения (как было предложено для гипертелескопа Лабейри) .
Инженеры Европейской южной обсерватории ESO спроектировали Очень Большой Телескоп VLT так, чтобы его можно было также использовать в качестве интерферометра. Наряду с четырьмя 8,2-метровыми (320 дюймов) телескопами в общую концепцию VLT были включены четыре мобильных 1,8-метровых вспомогательных телескопа (AT), образующих Очень Большой Телескоп-Интерферометр (VLTI). АТ могут перемещаться между 30 различными станциями, а в настоящее время телескопы могут образовывать группы по два-три человека для интерферометрии.
При использовании интерферометрии сложная система зеркал передает свет от разных телескопов на астрономические инструменты, где он объединяется и обрабатывается. Это технически сложно, поскольку пути света должны поддерживаться с точностью до 1/1000 мм (того же порядка, что и длина волны света) на расстояниях в несколько сотен метров. Для модульных телескопов это дает эквивалентный диаметр зеркала до 130 метров (430 футов), а при объединении вспомогательных телескопов можно достичь эквивалентного диаметра зеркала до 200 метров (660 футов). Это до 25 раз лучше, чем разрешение одного телескопа VLT.
VLTI дает астрономам возможность изучать небесные объекты с беспрецедентной детализацией. Можно увидеть детали на поверхности звезд и даже изучить окружающую среду вблизи черной дыры. Обладая пространственным разрешением в 4 миллисекунды дуги, VLTI позволил астрономам получить одно из самых четких изображений звезды за всю историю. Это эквивалентно разрешению головки винта на расстоянии 300 км (190 миль).
Известные результаты 1990-х годов включали измерение диаметров 100 звезд и многих точных положений звезд с помощью Mark III , COAST и NPOI , создавшие множество изображений с очень высоким разрешением, а также впервые измерения звезд в среднем инфракрасном диапазоне с помощью инфракрасного звездного интерферометра. Дополнительные результаты включают прямые измерения размеров и расстояний до переменных звезд цефеид и молодых звездных объектов .
Высоко на плато Чахнантор в Чилийских Андах Европейская южная обсерватория (ESO) вместе со своими международными партнерами строит ALMA, которая будет собирать радиацию от некоторых из самых холодных объектов во Вселенной. АЛМА будет представлять собой единый телескоп новой конструкции, первоначально состоящий из 66 высокоточных антенн и работающий на длинах волн от 0,3 до 9,6 мм. Его основная 12-метровая решетка будет иметь пятьдесят антенн диаметром 12 метров, которые вместе будут действовать как единый телескоп – интерферометр. Дополнит это дополнительная компактная решетка из четырех 12-метровых и двенадцати 7-метровых антенн. Антенны можно будет разнести по пустынному плато на расстояние от 150 метров до 16 километров, что даст ALMA мощный переменный «зум». Он сможет исследовать Вселенную на миллиметровых и субмиллиметровых волнах с беспрецедентной чувствительностью и разрешением, в десять раз превышающим разрешение космического телескопа Хаббл, и дополняя изображения, полученные с помощью интерферометра VLT.
Оптические интерферометры в основном рассматриваются астрономами как очень специализированные инструменты, способные проводить очень ограниченный диапазон наблюдений. Часто говорят, что интерферометр достигает эффекта телескопа размером с расстояние между апертурами; это верно только в ограниченном смысле углового разрешения . Количество собираемого света – и, следовательно, самый тусклый объект, который можно увидеть, – зависит от реального размера апертуры, поэтому интерферометр мало что даст, поскольку изображение тусклое (« проклятие истонченной матрицы »). Комбинированные эффекты ограниченной площади апертуры и атмосферной турбулентности обычно ограничивают интерферометры наблюдениями сравнительно ярких звезд и активных галактических ядер . Тем не менее, они оказались полезными для очень высокоточных измерений простых звездных параметров, таких как размер и положение ( астрометрия ), для получения изображений ближайших звезд-гигантов и исследования ядер близлежащих активных галактик .
Подробную информацию об отдельных приборах см. в списке астрономических интерферометров видимого и инфракрасного диапазона волн .
На радиоволнах интерферометры, такие как Very Large Array и MERLIN, используются уже много лет. Расстояния между телескопами обычно составляют 10–100 км (6,2–62,1 миль), хотя решетки с гораздо более длинной базой используют методы интерферометрии со сверхдлинной базой . В (суб)миллиметровом диапазоне существующие массивы включают Submillimeter Array и установку IRAM Plateau de Bure. Большая миллиметровая решетка Атакамы полностью введена в эксплуатацию с марта 2013 года.
Макс Тегмарк и Матиас Залдарриага предложили телескоп с быстрым преобразованием Фурье, который будет опираться на мощные компьютерные мощности, а не на стандартные линзы и зеркала. [14] Если закон Мура сохранится, такие конструкции могут стать практичными и дешевыми через несколько лет.
Развитие квантовых вычислений может в конечном итоге позволить более широко использовать интерферометрию, как предполагают новые предложения. [15]
