Астрономический интерферометр или телескопическая решетка представляет собой набор отдельных телескопов , зеркальных сегментов или антенн радиотелескопа , которые работают вместе как один телескоп для получения изображений астрономических объектов, таких как звезды , туманности и галактики, с более высоким разрешением с помощью интерферометрии . Преимущество этой техники заключается в том, что она теоретически может создавать изображения с угловым разрешением огромного телескопа с апертурой , равной расстоянию, называемому базовой линией , между компонентами телескопов. Главный недостаток заключается в том, что она не собирает столько света, сколько полное зеркало инструмента. Таким образом, она в основном полезна для точного разрешения более ярких астрономических объектов, таких как близкие двойные звезды . Другим недостатком является то, что максимальный угловой размер обнаруживаемого источника излучения ограничен минимальным зазором между детекторами в коллекторной решетке. [1]
Интерферометрия наиболее широко используется в радиоастрономии , где объединяются сигналы с отдельных радиотелескопов . Математический метод 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 было бы дано гипотетической одиночной тарелкой с апертурой диаметром в тысячи километров. На более коротких длинах волн, используемых в инфракрасной астрономии и оптической астрономии, сложнее объединить свет с отдельных телескопов, поскольку свет должен оставаться когерентным в пределах доли длины волны на длинных оптических путях, что требует очень точной оптики. Практические инфракрасные и оптические астрономические интерферометры были разработаны только недавно и находятся на переднем крае астрономических исследований. На оптических длинах волн синтез апертуры позволяет преодолеть предел разрешения атмосферного зрения , позволяя угловому разрешению достичь дифракционного предела оптики.
Астрономические интерферометры могут производить астрономические изображения с более высоким разрешением, чем любой другой тип телескопа. На радиоволнах были получены разрешения изображений в несколько микросекунд дуги , а на видимых и инфракрасных волнах были достигнуты разрешения изображений в доли миллисекунды дуги.
Одна из простых схем астрономического интерферометра представляет собой параболическую компоновку зеркальных частей, что дает частично полный отражающий телескоп , но с «разреженной» или «разбавленной» апертурой. Фактически, параболическая компоновка зеркал не важна, пока оптические длины пути от астрономического объекта до объединителя пучка (фокуса) такие же, как и в случае полного зеркального корпуса. Вместо этого большинство существующих массивов используют плоскую геометрию, а гипертелескоп Лабейри будет использовать сферическую геометрию.
Одним из первых применений оптической интерферометрии было применение звездного интерферометра Майкельсона на рефлекторном телескопе обсерватории Маунт-Вилсон для измерения диаметров звезд. Красный гигант Бетельгейзе был первым, диаметр которого 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 исследования астрономической интерферометрии доминировали в исследованиях на радиоволнах, что привело к разработке крупных инструментов, таких как Very Large Array и Atacama Large Millimeter Array .
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 работает достаточно быстро, чтобы отслеживать эффекты размытия астрономического зрения , что привело к появлению серий интерферометров Mk I, II и III. Аналогичные методы теперь применяются в других массивах астрономических телескопов, включая интерферометр Кека и интерферометр Palomar Testbed .
В 1980-х годах метод интерферометрической визуализации с синтезом апертуры был распространен на видимый свет и инфракрасную астрономию группой Cavendish Astrophysics Group , что позволило получить первые изображения близлежащих звезд с очень высоким разрешением. [6] [7] [8] В 1995 году этот метод был впервые продемонстрирован на массиве отдельных оптических телескопов , что позволило дополнительно улучшить разрешение и получить 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 теперь применяются на ряде других массивов астрономических телескопов, включая Navy Precision Optical Interferometer , Infrared Spatial Interferometer и массив IOTA . Ряд других интерферометров выполнили измерения фазы закрытия и, как ожидается, вскоре дадут свои первые изображения, включая VLT I, массив CHARA и прототип гипертелескопа Ле Короллера и Дежонге . Если он будет завершен, то интерферометр MRO с десятью подвижными телескопами будет производить одни из первых изображений с более высокой точностью с помощью интерферометра с длинной базой. Оптический интерферометр ВМС сделал первый шаг в этом направлении в 1996 году, осуществив 3-сторонний синтез изображения Мицара ; [ 9] затем первый в истории 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] Основные действующие интерферометрические обсерватории, которые используют этот тип приборов, включают VLTI , NPOI и CHARA .
Текущие проекты будут использовать интерферометры для поиска внесолнечных планет , либо путем астрометрических измерений обратного движения звезды (как это используется в интерферометре Palomar Testbed и VLT I), с помощью обнуления (как это будет использоваться в интерферометре Keck и Darwin ), либо путем прямой визуализации (как это предлагается для гипертелескопа Labeyrie) .
Инженеры Европейской южной обсерватории (ESO) спроектировали Очень большой телескоп VLT таким образом, чтобы его можно было использовать и в качестве интерферометра. Наряду с четырьмя 8,2-метровыми (320-дюймовыми) единичными телескопами, четыре мобильных 1,8-метровых вспомогательных телескопа (AT) были включены в общую концепцию VLT, чтобы сформировать Очень большой телескоп-интерферометр (VLTI). AT могут перемещаться между 30 различными станциями, и в настоящее время телескопы могут образовывать группы по два или три для интерферометрии.
При использовании интерферометрии сложная система зеркал переносит свет от разных телескопов в астрономические инструменты, где он объединяется и обрабатывается. Это технически сложно, поскольку световые пути должны поддерживаться равными в пределах 1/1000 мм (того же порядка, что и длина волны света) на расстояниях в несколько сотен метров. Для телескопов Unit 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 в 25 раз лучше разрешения одного телескопа VLT unit.
VLTI дает астрономам возможность изучать небесные объекты с беспрецедентной детализацией. Можно увидеть детали на поверхности звезд и даже изучить окружающую среду вблизи черной дыры. С пространственным разрешением 4 угловых миллисекунды VLTI позволил астрономам получить одно из самых четких изображений звезды. Это эквивалентно разрешению головки винта на расстоянии 300 км (190 миль).
Известные результаты 1990-х годов включали измерение Mark III диаметров 100 звезд и многих точных положений звезд, COAST и NPOI, создающие множество изображений с очень высоким разрешением, и измерения звезд в среднем инфракрасном диапазоне с помощью инфракрасного звездного интерферометра впервые. 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) совместно со своими международными партнерами строит ALMA, который будет собирать излучение некоторых из самых холодных объектов во Вселенной. ALMA будет представлять собой единый телескоп новой конструкции, изначально 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, действующих вместе как единый телескоп – интерферометр. Дополнительный компактный массив из четырех 12-метровых и двенадцати 7-метровых антенн дополнит его. Антенны могут быть разбросаны по пустынному плато на расстояния от 150 метров до 16 километров, что даст ALMA мощный переменный «зум». Он сможет исследовать Вселенную в миллиметровом и субмиллиметровом диапазонах длин волн с беспрецедентной чувствительностью и разрешением, в десять раз превосходящим разрешение космического телескопа «Хаббл», и дополнять изображения, полученные с помощью интерферометра VLT.
Оптические интерферометры в основном рассматриваются астрономами как очень специализированные инструменты, способные на 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 собранного света — и, следовательно, самый тусклый объект, который можно увидеть, — зависит от реального размера апертуры, поэтому интерферометр даст небольшое улучшение, поскольку изображение тусклое ( проклятие истонченной решетки ). Совместные эффекты ограниченной площади апертуры и атмосферной турбулентности обычно ограничивают интерферометры наблюдениями сравнительно ярких звезд и активных ядер галактик . Однако они оказались полезными для проведения очень точных измерений простых звездных параметров, таких как размер и положение ( астрометрия ), для получения изображений ближайших гигантских звезд и исследования ядер близлежащих активных галактик .
Подробную информацию об отдельных инструментах см. в списке астрономических интерферометров в видимом и инфракрасном диапазонах длин волн .
На радиоволнах интерферометры, такие как Very Large Array и MERLIN, работают уже много лет. Расстояния между телескопами обычно составляют 10–100 км (6,2–62,1 мили), хотя массивы с гораздо более длинными базами используют методы Very Long Baseline Interferometry . В (суб)-миллиметровом диапазоне существующие массивы включают Submillimeter Array и IRAM Plateau de Bure. Atacama Large Millimeter Array полностью функционирует с марта 2013 года.
Макс Тегмарк и Матиас Залдарриага предложили телескоп с быстрым преобразованием Фурье, который будет полагаться на обширную вычислительную мощность, а не на стандартные линзы и зеркала. [14] Если закон Мура продолжит действовать, такие конструкции могут стать практичными и дешевыми через несколько лет.
Прогресс квантовых вычислений может в конечном итоге позволить более широкое использование интерферометрии, как предполагают новые предложения. [15]
