Войти
астрономический интерферометр представляет собой массив отдельных телескопы, сегменты зеркал или радиотелескоп антенны, которые работают вместе как единый телескоп для получения изображений с более высоким разрешением астрономических объектов, таких как звезды, туманности и галактики с помощью интерферометрии. Преимущество этого метода состоит в том, что он теоретически может создавать изображения с угловым разрешением огромного телескопа с апертурой , равной расстоянию между составляющими телескопами. Главный недостаток в том, что он не собирает столько света, сколько зеркало всего инструмента. Таким образом, это в основном полезно для точного разрешения более ярких астрономических объектов, таких как близкие двойные звезды. Другой недостаток заключается в том, что максимальный угловой размер обнаруживаемого источника излучения ограничен минимальным зазором между детекторами в коллекционной решетке.
Интерферометрия наиболее широко используется в радиоастрономии, в которой сигналы из отдельных радиотелескопов совмещены. Математический метод обработки сигналов, называемый синтезом апертуры, используется для объединения отдельных сигналов для создания изображений с высоким разрешением. В интерферометрии со сверхдлинной базой (РСДБ) радиотелескопы, разделенные тысячами километров, объединяются в радиоинтерферометр с разрешением, которое может дать гипотетическая одиночная антенна с апертурой в тысячи километров в диаметре. На более коротких длинах волн, используемых в инфракрасной астрономии и оптической астрономии, сложнее объединить свет от разных телескопов, потому что свет должен удерживаться когерентный в пределах доли длины волны на длинных оптических путях, требующий очень точной оптики. Практические инфракрасные и оптические астрономические интерферометры были разработаны совсем недавно и находятся на переднем крае астрономических исследований. В оптических длинах волн синтез апертуры позволяет преодолеть предел разрешающей способности атмосферного изображения, позволяя угловому разрешению достичь дифракционного предела оптики.
Интерферометр VLT ESO получил первое подробное изображение диска вокруг молодой звезды. Астрономические интерферометры могут создавать астрономические изображения с более высоким разрешением, чем любой другой тип телескопа. В радиоволнах было получено разрешение изображения в несколько микро- угловых секунд, а разрешение изображения в доли миллисекунды дуги было достигнуто в видимой и инфракрасной областях спектра.
Одна простая схема астрономического интерферометра представляет собой параболическое расположение частей зеркала, которое дает частично полный отражающий телескоп, но с «разреженной» или «разреженной» апертурой. Фактически, параболическое расположение зеркал не имеет значения, если длина оптического пути от астрономического объекта до сумматора пучка (фокуса) такая же, как и для всего зеркала. Вместо этого большинство существующих массивов используют плоскую геометрию, а гипертелескоп Лабейри будет использовать сферическую геометрию.
20-футовый Интерферометр Майкельсона, установленный на раме 100-дюймового телескопа Хукера, 1920 г. Одним из первых применений оптической интерферометрии стал звездный интерферометр Майкельсона на Рефлекторный телескоп обсерватории Маунт Вильсон для измерения диаметра звезд. Красный гигант Бетельгейзе была первой, диаметр которой был определен таким образом 13 декабря 1920 года. В 1940-х годах радиоинтерферометрия использовалась для первого измерения с высоким разрешением радиоастрономия наблюдения. В течение следующих трех десятилетий в исследованиях астрономической интерферометрии преобладали исследования в области радиоволн, что привело к разработке крупных инструментов, таких как Very Large Array и Atacama Large Millimeter Array.
Оптический / инфракрасный Интерферометрия была распространена на измерения с использованием раздельных телескопов Джонсоном, Бетцем и Таунсом (1974) в инфракрасном диапазоне и Лабейри (1975) в видимом диапазоне. В конце 1970-х годов усовершенствования компьютерной обработки позволили создать первый интерферометр с «отслеживанием полос», который работает достаточно быстро, чтобы отслеживать эффекты размытия астрономического зрения, что привело к появлению интерферометров серий Mk I, II и III.. Подобные методы теперь применяются на других массивах астрономических телескопов, включая Интерферометр Кека и Интерферометр Паломарского испытательного стенда.
Вид с воздуха на ESO / NAOJ / NRAO ALMA на строительной площадке. В 1980-х годах Кавендишская астрофизическая группа распространила метод построения интерферометрических изображений на основе синтеза апертуры на видимый свет и инфракрасную астрономию, предоставив первые изображения близлежащих звезд с очень высоким разрешением. В 1995 году этот метод был впервые продемонстрирован на группе отдельных оптических телескопов, что позволило еще больше улучшить разрешение и позволило получать изображения звездных поверхностей с еще более высоким разрешением . Пакеты программного обеспечения, такие как BSMEM или MIRA, используются для преобразования измеренных амплитуд видимости и фазы закрытия в астрономические изображения. Те же методы теперь применяются в ряде других массивов астрономических телескопов, включая Прецизионный оптический интерферометр ВМС, Инфракрасный пространственный интерферометр и массив IOTA. Ряд других интерферометров выполнили измерения фазы замыкания и, как ожидается, скоро дадут свои первые изображения, включая VLT I, массив CHARA и Прототип Hypertelescope Ле Короллера и Дежонге. Если это будет выполнено, интерферометр MRO с десятью подвижными телескопами создаст одно из первых изображений с более высокой точностью от интерферометра с длинной базой. Оптический интерферометр ВМС сделал первый шаг в этом направлении в 1996 году, достигнув 3-стороннего синтеза изображения Мицар ; затем первый в истории шестиступенчатый синтез Eta Virginis в 2002 году; и совсем недавно «фаза закрытия » как шаг к первым синтезированным изображениям, полученным геостационарными спутниками.
Астрономическая интерферометрия в основном проводится с использованием Майкельсона (а иногда и другой тип) интерферометры. Основные операционные интерферометрические обсерватории, которые используют этот тип приборов, включают VLTI, NPOI и CHARA.
. Прецизионный оптический интерферометр ВМС (NPOI), оптический / ближний инфракрасный, 6-лучевой интерферометр Майкельсона 437 мА на высоте 2163 м на горе Андерсон в Северной Аризоне, США. С 2013 года устанавливаются четыре дополнительных 1,8-метровых телескопа. 
Свет, собираемый тремя вспомогательными телескопами ESO VLT и объединенный с использованием техники интерферометрии. 
Это изображение показывает одну из серии сложных оптических и механических систем, называемых звездными сепараторами, для интерферометра очень большого телескопа (VLTI). Текущие проекты будут использовать интерферометры для поиска внесолнечных планет либо с помощью астрометрических измерений возвратно-поступательное движение звезды (используемое интерферометром Palomar Testbed и VLT I) за счет использования обнуления (как будет использоваться интерферометром Кека и Дарвин ) или с помощью прямой визуализации (как предлагается для Гипертелескопа Лабейри ).
Инженеры Европейской южной обсерватории ESO спроектировали очень большой телескоп VLT таким образом, чтобы его также можно было использовать 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 Интерферометр очень большого телескопа (VLTI). AT могут перемещаться между 30 различными станциями, и в настоящее время телескопы могут формировать группы по два или три для интерферометрии.
При использовании интерферометрии сложная система зеркал переносит свет от разных телескопов на астрономические инструменты, где он комбинируется и обрабатывается. Это технически сложно, поскольку световые пути должны оставаться в пределах 1/1000 мм 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 получить эквивалентный диаметр зеркала до 200 метров (660 футов). Это до 25 раз лучше, чем разрешение одиночного 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. Благодаря пространственному разрешению в 4 миллисекунды, VLTI позволил астрономам получить одно из самых четких изображений звезды в истории. Это эквивалентно устранению 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, дающие много очень высоких изображения с разрешением и измерения звезд в среднем инфракрасном диапазоне впервые. Дополнительные результаты включают прямые измерения размеров и расстояний до цефеид переменных звезд и молодых звездных объектов.
двух массивов больших миллиметров / субмиллиметров в Атакаме (ALMA ) 12-метровые антенны смотрят в небо на Оперативную площадку обсерватории, расположенную высоко на плато Чаджнантор на высоте 5000 метров в чилийских Андах. Высоко на плато Чаджнантор в Чилийских Андах, на юге Европы Обсерватория (ESO) вместе со своими международными партнерами строит ALMA, которая будет собирать излучение от некоторых из самых холодных объектов во Вселенной. ALMA будет одиночным телескопом новой конструкции, первоначально состоящим из 66 высокоточных антенн и работающим на длинах волн от 0,3 до 9,6 мм. Его основная 12-метровая решетка будет состоять из пятидесяти антенн диаметром 12 метров, действующих вместе как единый телескоп - интерферометр. Дополнительный компактный массив из четырех 12-метровых и двенадцати 7-метровых антенн дополнит это. Антенны могут быть разнесены по пустынному плато на расстояние от 150 метров до 16 километров, что даст ALMA мощный регулируемый «зум». Он сможет исследовать Вселенную на миллиметровых и субмиллиметровых волнах с беспрецедентной чувствительностью и разрешением, с разрешением до десяти раз большим, чем у космического телескопа Хаббла, и дополняя изображения, сделанные с помощью интерферометра VLT.
Оптические интерферометры в основном рассматриваются астрономами как очень специализированные инструменты, способные выполнять 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 не принесет особых улучшений, поскольку изображение тусклое (проклятие прореженной матрицы ). Комбинированные эффекты ограниченной площади апертуры и атмосферной турбулентности обычно ограничивают интерферометры наблюдениями сравнительно ярких звезд и активных ядер галактик. Однако они оказались полезными для очень точных измерений простых звездных параметров, таких как размер и положение (астрометрия ), для получения изображений ближайших звезд-гигантов и исследования ядер ближайших активные галактики.
Подробную информацию об отдельных инструментах см. В списке астрономических интерферометров в видимом и инфракрасном диапазонах волн.
 |  |
| Простой двухэлементный оптический интерферометр. Свет от двух небольших телескопов (обозначенных как линзы ) объединяется с помощью светоделителей на детекторах 1, 2, 3 и 4. Элементы, создающие задержку в 1/4 волны света. позволяют измерить фазу и амплитуду видимости интерференции, что дает информацию о форме источника света. | Одиночный большой телескоп с маской с диафрагмой над ним (обозначенной Маской ), пропускающий свет только через два маленьких отверстия. Оптические пути к детекторам 1, 2, 3 и 4 такие же, как на левом рисунке, поэтому такая установка даст идентичные результаты. Путем перемещения отверстий в апертурной маске и повторных измерений можно создавать изображения с использованием синтеза апертуры, которые имели бы такое же качество, как и правый телескоп без апертурной маски. Аналогичным образом, того же качества изображения можно достичь, перемещая маленькие телескопы на левом рисунке - это основа синтеза апертуры с использованием широко разнесенных небольших телескопов для моделирования гигантского телескопа. |
В диапазоне радиоволн интерферометры, такие как Very Large Array и MERLIN, используются уже много лет. Расстояния между телескопами обычно составляют 10–100 км (6,2–62,1 мили), хотя в массивах с гораздо более длинными базами используются методы интерферометрии со сверхдлинной базой. В (суб) -миллиметровом диапазоне существующие массивы включают Субмиллиметровый массив и IRAM Плато де Буре. Большая миллиметровая матрица Atacama полностью работоспособна с марта 2013 года.
Макс Тегмарк и Матиас Залдарриага предложили телескоп с быстрым преобразованием Фурье, который будет полагаться на мощные вычислительные мощности. а не стандартные линзы и зеркала. Если закон Мура будет действовать, такие конструкции могут стать практичными и дешевыми через несколько лет.
