Синтез апертуры

редактировать
Смешивание сигналов от многих телескопов для получения изображений с высоким угловым разрешением

Синтез апертуры или синтез изображений - это тип интерферометрии, который смешивает сигналы от набора телескопов для получения изображений с таким же угловым разрешением, что и инструмент размером с всю коллекцию.. При каждом разделении и ориентации лепестковая диаграмма 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 с высоким разрешением. Например, в рамках проекта Event Horizon Telescope было получено первое изображение черной дыры с использованием синтеза апертуры.

Содержание

  • 1 Технические проблемы
  • 2 История
  • 3 См. Также
  • 4 Ссылки
  • 5 Внешние ссылки

Технические проблемы

Синтез апертуры возможен, только если и амплитуда, и фаза входящего сигнала измерены каждый телескоп. Для радиочастот это возможно с помощью электроники, в то время как для оптических частот электромагнитное поле нельзя измерить напрямую и скоррелировать в программном обеспечении, но оно должно распространяться с помощью чувствительной оптики и оптически мешать. Требуются точная оптическая задержка и коррекция аберрации атмосферного волнового фронта - очень сложная технология, которая стала возможной только в 1990-х годах. Вот почему формирование изображений с синтезом апертуры успешно используется в радиоастрономии с 1950-х годов, а в оптической / инфракрасной астрономии - только с начала тысячелетия. См. астрономический интерферометр для получения дополнительной информации.

Для получения высококачественного изображения требуется большое количество различных разделений между разными телескопами (проецируемое расстояние между любыми двумя телескопами, если смотреть со стороны радиоисточника, называется базовой линией) - столько разных базовых линий по возможности необходимы для получения изображения хорошего качества. Количество базовых линий (n b) для массива из n телескопов равно n b = (n- n) / 2. Например, Very Large Array имеет 27 телескопов, дающих одновременно 351 независимую базовую линию, и может давать высококачественные изображения.

Большинство интерферометров синтеза апертуры используют вращение Земли для увеличения числа ориентаций базовой линии. включены в наблюдение. В этом примере с Землей, представленной в виде серой сферы, базовая линия между телескопом A и телескопом B меняет угол во времени, если смотреть со стороны радиоисточника, когда Земля вращается. Таким образом, сбор данных в разное время обеспечивает измерения с разным расстоянием между телескопами.

В отличие от радиолинейных массивов, самые большие оптические матрицы в настоящее время имеют только 6 телескопов, что дает худшее качество изображения на 15 базовых линиях между телескопами.

Большинство интерферометров с синтезом апертуры используют вращение Земли для увеличения количества различных базовых линий, включенных в наблюдение (см. Диаграмму справа). Сбор данных в разное время обеспечивает измерения с разным расстоянием между телескопами и под разными углами без необходимости покупать дополнительные телескопы или перемещать телескопы 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. Некоторые инструменты используют искусственное вращение массива интерферометров вместо вращения Земли, например, в интерферометрии с маскированием апертуры.

История

Получение изображений с синтезом апертуры было впервые разработано в радиоволнах Мартином Райл и сотрудники из Радиоастрономической группы в Кембриджском университете. Мартин Райл и Тони Хьюиш совместно получили Нобелевскую премию за этот и другие вклады в развитие радиоинтерферометрии.

Группа радиоастрономов в Кембридже основала Радиоастрономическую обсерваторию Малларда недалеко от Кембриджа в 1950-х годах. В конце 1960-х - начале 1970-х годов, когда компьютеры (такие как Titan ) стали способны обрабатывать требуемые вычислительно-интенсивные инверсии преобразования Фурье, они использовали синтез апертуры, чтобы создать "Одномильную", а затем " Эффективная апертура 5 км с использованием телескопов One-Mile и Ryle соответственно.

Этот метод впоследствии получил дальнейшее развитие в интерферометрии со сверхдлинной базой для получения базовых линий в тысячи километров. Синтез апертуры также используется в типе радаров, известных как радар с синтезированной апертурой, и даже в оптических телескопах.

Первоначально считалось необходимым проводить измерения практически на каждая длина базовой линии и ориентация до некоторого максимума: такое полностью дискретизированное преобразование Фурье формально содержит информацию, точно эквивалентную изображению с обычного телескопа с диаметром апертуры, равным максимальной базовой линии, отсюда и название синтез апертуры.

Было быстро обнаружено, что во многих случаях полезные изображения могут быть сделаны с относительно разреженным и нерегулярным набором базовых линий, особенно с помощью нелинейных алгоритмов деконволюции, таких как метод максимальной энтропии. Альтернативное изображение синтеза имен признает смещение акцента с попытки синтезировать полную апертуру (позволяющую реконструкцию изображения с помощью преобразования Фурье) к попытке синтезировать изображение из любых доступных данных с использованием мощных, но дорогостоящих в вычислительном отношении алгоритмов.

См. Также

Ссылки

  1. ^R. К. Дженнисон (1958). «Метод фазочувствительного интерферометра для измерения преобразований Фурье пространственных распределений яркости малой угловой протяженности». Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества. 119 (3): 276–284. Bibcode : 1958MNRAS.118..276J. doi : 10.1093 / mnras / 118.3.276.
  2. ^Бернард Ф. Берк; Фрэнсис Грэм-Смит (2010). Введение в радиоастрономию. Издательство Кембриджского университета. ISBN 978-0-521-87808-1.
  3. ^Джон Д. Краусс (1966). «Глава 6: Антенны радиотелескопов». Радиоастрономия. Нью-Йорк, штат Нью-Йорк: МакГроу Хилл.
  4. ^Сотрудничество с телескопом Event Horizon (10 апреля 2019 г.). «Первые результаты телескопа горизонта событий M87. II. Решетка и приборы». The Astrophysical Journal Letters. 87(1): L2. arXiv : 1906.11239. Bibcode : 2019ApJ... 875L... 2E. doi : 10.3847 / 2041-8213 / ab0c96.

Внешние ссылки

Последняя правка сделана 2021-06-11 20:19:42
Содержание доступно по лицензии CC BY-SA 3.0 (если не указано иное).
Обратная связь: support@alphapedia.ru
Соглашение
О проекте