Телескоптарды біріктіру арқылы жоғары ажыратымдылықта сурет алу

Кіріспе

Көптеген телескоптардан келетін сигналдарды біріктіріп, жоғары бұрыштық ажыратымдылыққа ие кескіндер алу. Апертура синтезі немесе синтетикалық бейнелеу – телескоптар тобынан сигналдарды біріктіру арқылы, бүкіл топтың мөлшерімен тең бұрыштық ажыратымдылыққа ие кескіндерді жасауға мүмкіндік беретін интерферометрияның бір түрі. Әрбір аралық және бағытта интерферометрдің лоб пішіні, байқалатын нысанның жарықтығының кеңістіктегі таралуының Фурье түрлендірілімінің бір компонентін құрайтын сигналды шығарады. Көздің кескіні (немесе "картасы") осы өлшемдердің негізінде жасалады. Астрономиялық интерферометрлер жоғары ажыратымдылықты оптикалық, инфрақызыл, субмиллиметрлік және радиоастрономиялық байқаулар үшін жиі қолданылады. Мысалы, Event Horizon Telescope жобасы апертура синтезін пайдаланып, қара саңыраудың алғашқы кескінін жасады.

Техникалық мәселелер

Апертура синтезі тек егер әрбір телескоп кіріс сигналының амплитудасын және фазасын өлшесе ғана мүмкін болады. Радиожиіліктер үшін бұл электроника арқылы мүмкін, ал оптикалық жиіліктер үшін электромагниттік өрісті тікелей өлшеу және бағдарламалық жасақтамада корреляциялау мүмкін емес, оның орнына сезімтал оптика арқылы тарату және оптикалық түрде интерференция жасау қажет. Оптикалық кешігуді дәл түзету және атмосфералық толқындық аберрацияны түзету қажет, бұл өте қиын технология және ол 1990 жылдарда ғана мүмкін болды. Сондықтан, апертура синтезімен бейнелеу радиоастрономияда 1950 жылдан бері, ал оптикалық/инфрақызыл астрономияда ғасыр басынан бері ғана сәтті қолданылып келеді. Толық ақпарат алу үшін астрономиялық интерферометрге қараңыз. Жоғары сапалы бейне алу үшін әртүрлі телескоптар арасындағы әртүрлі аралықтардың көп болуы қажет (радио көзінен қарағанда екі телескоптың арасындағы проекцияланған аралыққа «негіз» деп аталады) – жақсы сапалы бейне алу үшін мүмкіндігінше көп түрлі негіздер қажет. N телескоптан тұратын массив үшін негіздердің саны (nb) nb=(n2 − n)/2 формуласымен есептеледі (немесе nC2). Мысалы, Өте Үлкен Массивте 27 телескоп бар, ол бір мезгілде 351 тәуелсіз негізді қамтамасыз етеді және жоғары сапалы бейнелерді тудырады. Радио массивтерімен салыстырғанда, қазіргі уақыттағы ең үлкен оптикалық массивтерде тек 6 телескоп бар, бұл телескоптар арасындағы 15 негізден нашар бейне сапасына әкеледі. Көптеген радиожиілікті апертура синтезі интерферометрлері Жердің айналысын пайдаланып, бақылауға кіретін әртүрлі негіздердің санын арттырады (оң жақтағы схеманы қараңыз). Әртүрлі уақытта деректерді жинау, қосымша телескоптарды қажет етпей немесе телескоптарды қолмен жылжытпай, телескоптардың әртүрлі аралықтары мен бұрыштарының өлшемдерін қамтамасыз етеді, өйткені Жердің айналысы телескоптарды жаңа негіздерге жылжытады. Жердің айналысы туралы мәселе 1950 жылғы «Солтүстік жарты шардағы радиожұлдыздардың алдын ала зерттеуі» мақаласында егжей-тегжейлі талқыланды. Кейбір құралдар Жердің айналысының орнына интерферометр массивінің жасанды айналысын қолданады, мысалы, апертуралық маскалау интерферометриясында.

Aperture synthesis is possible only if both the amplitude and the phase of the incoming signal are measured by each telescope. For radio frequencies, this is possible by electronics, while for optical frequencies, the electromagnetic field cannot be measured directly and correlated in software, but must be propagated by sensitive optics and interfered optically. Accurate optical delay and atmospheric wavefront aberration correction are required, a very demanding technology that became possible only in the 1990s. This is why imaging with aperture synthesis has been used successfully in radio astronomy since the 1950s and in optical/infrared astronomy only since the turn of the millennium. See astronomical interferometer for more information. In order to produce a high quality image, a large number of different separations between different telescopes is required (the projected separation between any two telescopes as seen from the radio source is called a baseline) – as many different baselines as possible are required in order to get a good quality image. The number of baselines (nb) for an array of n telescopes is given by nb=(n2 − n)/2. (This is or nC2). For example, the Very Large Array has 27 telescopes giving 351 independent baselines at once, and can give high quality images. In contrast to radio arrays, the largest optical arrays currently have only 6 telescopes, giving poorer image quality from the 15 baselines between the telescopes. Most radio frequency aperture synthesis interferometers use the rotation of the Earth to increase the number of different baselines included in an observation (see diagram on right). Taking data at different times provides measurements with different telescope separations and angles without the need for additional telescopes or moving the telescopes manually, as the rotation of the Earth moves the telescopes to new baselines. The use of Earth rotation was discussed in detail in the 1950 paper A preliminary survey of the radio stars in the Northern Hemisphere. Some instruments use artificial rotation of the interferometer array instead of Earth rotation, such as in aperture masking interferometry.

Тарих

Апертура синтезі туралы түсінікті алғаш рет 1946 жылы австралиялық радиоастрономдар Руби Пэйн Скотт пен Джозеф Пауси қалыптастырды. Сиднейдегі Довер-Хайтс орналасқан жерде жұмыс істеген Пэйн Скотт 1946 жылғы 26 қаңтарда радиотелескоп ретінде Австралия армиясының радарына сүйене отырып, радиоастрономиядағы алғашқы интерферометрлік байқауларды жүргізді. Апертура синтезі арқылы бейнелеуді кейіннен радио толқындарының ұзындығында Мартин Райл және Кембридж университетінің Радиоастрономия тобының әріптестері дамытты. Мартин Райл мен Тони Хьюиш осы және радиоинтерферометрияны дамытуға қосқан үлестері үшін бірлесіп Нобель сыйлығын алды. Кембридждегі радиоастрономия тобы 1950 жылдары Кембридж маңында Муллард радиоастрономия обсерваториясын құрды. 1960 жылдардың соңы мен 1970 жылдардың басында, «Титан» сияқты компьютерлер күрделі Фурье түрлендіруін кері қайтаруға қабілетті болғандықтан, олар «Бір миль» және кейіннен «5 км» тиімді апертураны жасау үшін апертура синтезін пайдаланды, бұл One Mile және Ryle телескоптары арқылы жүзеге асты. Бұл техника кейіннен мыңдаған шақырымдық базалық сызықтар алу үшін өте ұзақ базалық интерферометрияда және тіпті оптикалық телескоптарда дамытылды. «Апертура синтезі» термині сондай-ақ синтетикалық апертуралық радар деп белгілі радар жүйесінің түріне де қатысты болуы мүмкін, бірақ бұл техникалық тұрғыдан радиоастрономиялық әдіспен байланысты емес және дербес дамыды. Бастапқыда, белгілі бір максималдық деңгейге дейін барлық базалық ұзындықтар мен бағыттар бойынша өлшеулер жасау қажет деп есептелді: мұндай толыққанды Фурье түрлендіруі формальды түрде максималды базалық сызыққа тең диаметрлі дәстүрлі телескоптан алынған кескінге эквивалентті ақпаратты қамтиды, сондықтан оған «апертура синтезі» деп аталды. Бірақ көп жағдайларда, пайдалы кескіндерді салыстырмалы түрде сирек және ретсіз базалық сызықтар жиынтығымен жасауға болатыны, әсіресе максималды энтропия әдісі сияқты сызықтық емес деконволюция алгоритмдерінің көмегімен тез анықталды. «Синтездік бейнелеу» деген баламалы атау, толық апертураны синтездеуге тырысудан (Фурье түрлендіруі арқылы кескіндерді қайта құруға мүмкіндік беру) қолда бар деректерден кескіндерді синтездеуге тырысуға ауысуды мойындайды, бұл үшін күшті, бірақ есептеу жағынан қымбат алгоритмдер қолданылады.

The concept of aperture synthesis was first formulated in 1946 by Australian radio astronomers Ruby Payne Scott and Joseph Pawsey. Working from Dover Heights in Sydney, Payne Scott carried out the earliest interferometer observations in radio astronomy on 26 January 1946 using an Australian Army radar as a radio telescope. Aperture synthesis imaging was later developed at radio wavelengths by Martin Ryle and coworkers from the Radio Astronomy Group at Cambridge University. Martin Ryle and Tony Hewish jointly received a Nobel Prize for this and other contributions to the development of radio interferometry. The radio astronomy group in Cambridge went on to found the Mullard Radio Astronomy Observatory near Cambridge in the 1950s. During the late 1960s and early 1970s, as computers (such as the Titan) became capable of handling the computationally intensive Fourier transform inversions required, they used aperture synthesis to create a 'One Mile' and later a '5 km' effective aperture using the One Mile and Ryle telescopes, respectively. The technique was subsequently further developed in very long baseline interferometry to obtain baselines of thousands of kilometers and even in optical telescopes. The term aperture synthesis can also refer to a type of radar system known as synthetic aperture radar, but this is technically unrelated to the radio astronomy method and developed independently. Originally it was thought necessary to make measurements at essentially every baseline length and orientation out to some maximum: such a fully sampled Fourier transform formally contains the information exactly equivalent to the image from a conventional telescope with an aperture diameter equal to the maximum baseline, hence the name aperture synthesis. It was rapidly discovered that in many cases, useful images could be made with a relatively sparse and irregular set of baselines, especially with the help of non linear deconvolution algorithms such as the maximum entropy method. The alternative name synthesis imaging acknowledges the shift in emphasis from trying to synthesize the complete aperture (allowing image reconstruction by Fourier transform) to trying to synthesize the image from whatever data is available, using powerful but computationally expensive algorithms.