Астрономиялық кескіндерді зерттеуге арналған телескоптар жиынтығы

Кіріспе

Астрономиялық бақылаулар үшін қолданылатын массив

Астрономиялық интерферометр немесе телескоп массиві – интерферометрия арқылы жұлдыздар, тұмандықтар және галактикалар сияқты астрономиялық объектілердің жоғары ажыратымдылықтағы суреттерін алу үшін бір телескоп ретінде жұмыс істейтін бөлек телескоптар, айна сегменттері немесе радиотелескоп антенналарының жиынтығы. Бұл техниканың артықшылығы – теориялық тұрғыдан алғанда, құрама телескоптар арасындағы базалық сызық деп аталатын арақашықтыққа тең апертурасы бар үлкен телескоптың бұрыштық ажыратымдылығымен суреттерді жасау мүмкіндігі. Басты кемшілігі – толық құралдың айнасы сияқты көп жарық жинамайды. Сондықтан ол көбінесе жарық күшті астрономиялық объектілердің, мысалы, жақын екіжұлдыз жүйелерінің жоғары ажыратымдылығын зерттеу үшін қолданылады. Тағы бір кемшілік – анықталатын сәулелену көзінің максималды бұрыштық мөлшері коллектор массивіндегі детекторлар арасындағы ең кішкентай аралықпен шектеледі. Интерферометрия ең көп радиоастрономияда қолданылады, онда жеке радиотелескоптардың сигналдары біріктіріледі. Апертуралық синтез деп аталатын математикалық сигналды өңдеу әдісі жоғары ажыратымдылықтағы суреттерді жасау үшін жеке сигналдарды біріктіруге қолданылады. Өте ұзақ базалық интерферометрияда (VLBI) мыңдаған шақырымдармен бөлінген радиотелескоптар радиоинтерферометр құру үшін біріктіріледі, оның ажыратымдылығы диаметрі мыңдаған шақырым болатын гипотетикалық бір табақша арқылы беріледі. Инфрақызыл және оптикалық астрономияда қолданылатын қысқа толқын ұзындықтарында бөлек телескоптардан жарықты біріктіру қиынырақ, себебі жарық ұзын оптикалық жолдарда толқын ұзындығының бір бөлігіне дейін когерентті сақталуы керек, бұл өте дәл оптиканы талап етеді. Практикалық инфрақызыл және оптикалық астрономиялық интерферометрлер жақында ғана жасалды және астрономиялық зерттеулердің шекарасында тұр. Оптикалық толқын ұзындықтарында апертуралық синтез атмосфералық көрудің шегін жеңуге мүмкіндік береді, бұрыштық ажыратымдылықты оптиканың дифракциялық шегіне жеткізеді. Астрономиялық интерферометрлер телескоптың кез келген түріне қарағанда жоғары ажыратымдылықтағы астрономиялық суреттерді жасауға қабілді. Радио толқын ұзындықтарында бірнеше микродоға секундтық бейнелеу ажыратымдылығына қол жеткізілді, ал көрінетін және инфрақызыл толқын ұзындықтарында миллидоға секундтың үлесіне дейін бейнелеу ажыратымдылығына қол жеткізілді. Астрономиялық интерферометрдің қарапайым орналасуының бірі – айна бөліктерінің параболалық орналасуы, бұл жартылай толық шағылыстыратын телескопты, бірақ «сиреп кеткен» немесе «тұндырылған» апертурамен береді. Шындығында, айналардың параболалық орналасуы маңызды емес, егер астрономиялық объектіден сәуле жинағышқа (фокусқа) дейінгі оптикалық жол ұзындығы толық айна корпусының жағдайындағыдай болса. Керісінше, қазіргі кездегі көптеген массивтер жазық геометрияны қолданады, ал Лаберьидің гипертелескобы сфералық геометрияны қолданады.

An astronomical interferometer or telescope array is a set of separate telescopes, mirror segments, or radio telescope antennas that work together as a single telescope to provide higher resolution images of astronomical objects such as stars, nebulas and galaxies by means of interferometry. The advantage of this technique is that it can theoretically produce images with the angular resolution of a huge telescope with an aperture equal to the separation, called baseline, between the component telescopes. The main drawback is that it does not collect as much light as the complete instrument's mirror. Thus it is mainly useful for fine resolution of more luminous astronomical objects, such as close binary stars. Another drawback is that the maximum angular size of a detectable emission source is limited by the minimum gap between detectors in the collector array. Interferometry is most widely used in radio astronomy, in which signals from separate radio telescopes are combined. A mathematical signal processing technique called aperture synthesis is used to combine the separate signals to create high resolution images. In Very Long Baseline Interferometry (VLBI) radio telescopes separated by thousands of kilometers are combined to form a radio interferometer with a resolution which would be given by a hypothetical single dish with an aperture thousands of kilometers in diameter. At the shorter wavelengths used in infrared astronomy and optical astronomy it is more difficult to combine the light from separate telescopes, because the light must be kept coherent within a fraction of a wavelength over long optical paths, requiring very precise optics. Practical infrared and optical astronomical interferometers have only recently been developed, and are at the cutting edge of astronomical research. At optical wavelengths, aperture synthesis allows the atmospheric seeing resolution limit to be overcome, allowing the angular resolution to reach the diffraction limit of the optics. Astronomical interferometers can produce higher resolution astronomical images than any other type of telescope. At radio wavelengths, image resolutions of a few micro arcseconds have been obtained, and image resolutions of a fractional milliarcsecond have been achieved at visible and infrared wavelengths. One simple layout of an astronomical interferometer is a parabolic arrangement of mirror pieces, giving a partially complete reflecting telescope but with a "sparse" or "dilute" aperture. In fact, the parabolic arrangement of the mirrors is not important, as long as the optical path lengths from the astronomical object to the beam combiner (focus) are the same as would be given by the complete mirror case. Instead, most existing arrays use a planar geometry, and Labeyrie's hypertelescope will use a spherical geometry.

Тарих

Оптикалық интерферометрияның алғашқы қолданыстарының бірі – жұлдыздардың диаметрін өлшеу үшін Маунт-Уилсон обсерваториясының рефлекторлық телескопындағы Мишельсон жұлдыздық интерферометрін пайдалану болды. 1920 жылғы 13 желтоқсанда қызыл алып жұлдыз Бетельгейзе алғаш рет осы әдіс арқылы өлшенді. 1940 жылдары радиоинтерферометрия алғашқы жоғары ажыратымды радиоастрономиялық байқаулар жүргізу үшін қолданылды. Келесі үш онжылдық бойы астрономиялық интерферометрия зерттеулері радио толқындарының ұзындығындағы зерттеулермен доминирленді, нәтижесінде Өте Үлкен Массив және Атакама Үлкен Миллиметрлік Массиві сияқты ірі құралдар дамыды. Оптикалық/инфрақызыл интерферометрия Джонсон, Бетц және Таунс (1974) инфрақызыл сәулелерде және Лабейри (1975) көрінетін жарықта жеке телескоптарды қолдану арқылы өлшемдерге дейін кеңейтілді. 1970 жылдардың соңында компьютерлік өңдеудегі жетістіктер алғашқы «қабатты іздеу» интерферометрін жасауға мүмкіндік берді, ол астрономиялық көрудің бұлыңғыр әсерін қадағалай алатын жылдамдықпен жұмыс істейді, нәтижесінде Mk I, II және III сериялы интерферометрлер пайда болды. Қазіргі кезде осыған ұқсас техникалар басқа астрономиялық телескоптар массивтерінде де қолданылуда, соның ішінде Кек интерферометрі және Паломар сынақ орталығының интерферометрі. 1980 жылдары апертура синтезінің интерферометриялық бейнелеу техникасы Кавендиш астрофизика тобымен көрінетін жарық және инфрақызыл астрономияға дейін кеңейтілді, бұл жақын маңдағы жұлдыздардың алғашқы өте жоғары ажыратымды суреттерін ұсынды. 1995 жылы бұл техника алғаш рет жеке оптикалық телескоптар массивінде демонстрацияланды, бұл ажыратымдылықты одан әрі жақсартуға және жұлдыз беттерінің одан да жоғары ажыратымды суреттерін алуға мүмкіндік берді. BSMEM немесе MIRA сияқты бағдарламалық пакеттер өлшенген көріну амплитудаларын және жабылу фазаларын астрономиялық суреттерге түрлендіру үшін қолданылады. Осы техникалар қазір басқа астрономиялық телескоптар массивтерінде де қолданылуда, соның ішінде Әскери-теңіз күштерінің дәлдіктік оптикалық интерферометрі, инфрақызыл кеңістіктік интерферометрі және IOTA массиві. Көптеген басқа интерферометрлер жабылу фазасын өлшеді және жақын арада олардың алғашқы суреттерін шығару күтілуде, соның ішінде VLTI, CHARA массиві және Ле Короллер мен Дежонгтың Гипертелескопы прототипі. Егер MRO интерферометрі аяқталса, онда онға дейін жылжымалы телескоптары бар бұл интерферометр ұзақ базалық интерферометрден жоғары сапалы суреттерді шығарады. 1996 жылы Әскери-теңіз күштерінің оптикалық интерферометрі осы бағытта алғашқы қадам жасады, Мизардың 3 жолды синтезін жасады; содан кейін 2002 жылы Эта Виргинистің алғашқы алты жолды синтезі; және соңғы кезде геостационарлық спутниктер жасаған алғашқы синтезделген суреттерге қадам ретінде «жабылу фазасы».

One of the first uses of optical interferometry was applied by the Michelson stellar interferometer on the Mount Wilson Observatory's reflector telescope to measure the diameters of stars. The red giant star Betelgeuse was the first to have its diameter determined in this way on December 13, 1920. In the 1940s radio interferometry was used to perform the first high resolution radio astronomy observations. For the next three decades astronomical interferometry research was dominated by research at radio wavelengths, leading to the development of large instruments such as the Very Large Array and the Atacama Large Millimeter Array. Optical/infrared interferometry was extended to measurements using separated telescopes by Johnson, Betz and Townes (1974) in the infrared and by Labeyrie (1975) in the visible. In the late 1970s improvements in computer processing allowed for the first "fringe tracking" interferometer, which operates fast enough to follow the blurring effects of astronomical seeing, leading to the Mk I, II and III series of interferometers. Similar techniques have now been applied at other astronomical telescope arrays, including the Keck Interferometer and the Palomar Testbed Interferometer. In the 1980s the aperture synthesis interferometric imaging technique was extended to visible light and infrared astronomy by the Cavendish Astrophysics Group, providing the first very high resolution images of nearby stars. In 1995 this technique was demonstrated on an array of separate optical telescopes for the first time, allowing a further improvement in resolution, and allowing even higher resolution imaging of stellar surfaces. Software packages such as BSMEM or MIRA are used to convert the measured visibility amplitudes and closure phases into astronomical images. The same techniques have now been applied at a number of other astronomical telescope arrays, including the Navy Precision Optical Interferometer, the Infrared Spatial Interferometer and the IOTA array. A number of other interferometers have made closure phase measurements and are expected to produce their first images soon, including the VLTI, the CHARA array and Le Coroller and Dejonghe's Hypertelescope prototype. If completed, the MRO Interferometer with up to ten movable telescopes will produce among the first higher fidelity images from a long baseline interferometer. The Navy Optical Interferometer took the first step in this direction in 1996, achieving 3 way synthesis of an image of Mizar; then a first ever six way synthesis of Eta Virginis in 2002; and most recently "closure phase" as a step to the first synthesized images produced by geostationary satellites.

Қазіргі заманғы астрономиялық интерферометрия

Астрономиялық интерферометрия негізінен Микельсон (және кейде басқа типтегі) интерферометрлерді пайдалана отырып жүргізіледі. Осы типтегі құралдарды қолданатын негізгі операциялық интерферометриялық обсерваторияларға VLTI, NPOI және CHARA жатады. Қазіргі жобалар экзопланеталарды іздеу үшін интерферометрлерді қолданады, жұлдыздың өзара қозғалысын астрометриялық өлшеулер арқылы (Palomar Testbed Interferometer және VLTI қолданғандай), немесе нөлдеу әдісі арқылы (Keck Interferometer және Darwin қолданғандай), немесе тікелей бейнелеу арқылы (Labeyrie-дің Hypertelescope ұсынысындағыдай) пайдаланады. ESO Еуропалық Оңтүстік обсерваториясының инженерлері Өте Үлкен телескопты (VLT) интерферометр ретінде де қолдануға болатындай етіп жобалады. Төрт негізгі телескоппен бірге, VLT интерферометрінің (VLTI) құрамына төрт жылжымалы 1,8 метрлік қосымша телескоп (AT) кірді. AT-лер 30 станция арасында жылжып, қазіргі уақытта интерферометрия үшін екі немесе үш телескоптан топтарды құрай алады. Интерферометрия қолданғанда, айналардың күрделі жүйесі әртүрлі телескоптардан түсетін жарықты астрономиялық құралдарға жеткізеді, онда ол біріктіріліп, өңделеді. Бұл техникалық тұрғыдан қиын, себебі жарық жолдары бірнеше жүз метрлік қашықтықта 1/1000 мм-ге дейін (жарықтың толқын ұзындығымен салыстырылатын) дәлдікпен сақталуы керек. Бірлік телескоптар үшін бұл эквивалентті айна диаметрін береді, ал қосымша телескоптарды біріктіргенде одан да үлкен эквивалентті айна диаметріне жетуге болады. Бұл жалғыз VLT телескопының ажыратымдылығынан 25 есе артық. VLTI астрономдарға аспан денелерін бұрынғыдан жақсы зерттеуге мүмкіндік береді. Жұлдыздардың бетіндегі егжей-тегжейлі бөлшектерді көруге және тіпті қара тесіктің маңындағы ортаны зерттеуге болады. 4 миллисекундтық кеңістіктік ажыратымдылығымен VLTI астрономдарға жұлдыздың ең айқын суреттерінің бірін алуға мүмкіндік берді. 1990 жылдардағы маңызды нәтижелерге Mark III өлшеуімен 100 жұлдыздың диаметрін және көптеген дәл жұлдыздық координаталарды анықтау, COAST және NPOI көптеген жоғары ажыратымдылықтағы суреттерді жасау, сондай-ақ Infrared Stellar Interferometer инфрақызыл сәулелерде жұлдыздарды алғаш рет өлшеу кірді. Сонымен қатар, Cepheid айнымалы жұлдыздардың өлшемдері мен қашықтықтары, жас жұлдыздық нысандар туралы тікелей өлшемдер де алынды. Чилидегі Анд тауларындағы Шахнантор үстіртінде Еуропалық Оңтүстік обсерваториясы (ESO) және оның халықаралық серіктестері Әлемдегі ең суық нысандардың сәулелерін жинауға арналған ALMA құрылысын жүргізіп жатыр. ALMA жаңа конструкцияға ие, бастапқыда 66 жоғары дәлдікті антеннадан тұрады және 0,3-ден 9,6 мм-ге дейінгі толқын ұзындығында жұмыс істейді. Оның негізгі 12 метрлік массивінде диаметрі 12 метрлік 50 антенна болады, олар бір телескоп ретінде бірігіп жұмыс істейді – интерферометр. Бұған қоса, 12 метрлік 4 және 7 метрлік 12 антеннадан тұратын қосымша жинақы массив құрылады. Антенналар шөлді үстіртте 150 метрден 16 километрге дейінгі қашықтықта орналастырылуы мүмкін, бұл ALMA-ға қуатты өзгермелі "зум" мүмкіндігін береді. Ол миллиметрлік және миллиметрден төмен толқын ұзындығында бұрынғыдан жақсы сезімталдықпен және ажыратымдылықпен Әлемді зерттей алады, ажыратымдылығы Хаббл ғарыш телескопынан 10 есе артық, сондай-ақ VLT интерферометрімен алынған суреттерді толықтырады. Оптикалық интерферометрлерді астрономдар көбінесе өте шектеулі бақылауларға қабілетті, арнайы құралдар ретінде қарастырады. Интерферометр телескоптың диафрагма аралығындағы қашықтыққа тең әсерін береді делінеді, бірақ бұл тек бұрыштық ажыратымдылық тұрғысынан ғана дұрыс. Жиналған жарықтың мөлшері – соның салдарынан көрінетін ең әлсіз нысан – нақты диафрагма өлшеміне байланысты, сондықтан интерферометр кескін әлсіз болғандықтан айтарлықтай жақсартуды ұсынбайды (жиналған массивтың кемшілігі). Диафрагманың шектеулі ауданы мен атмосфералық турбуленттіліктің біріктірілген әсері интерферометрлерді салыстырмалы түрде жарық жұлдыздар мен белсенді галактикалық ядроларды бақылаумен шектейді. Дегенмен, олар өлшемі мен орны (астрометрия) сияқты қарапайым жұлдыздық параметрлерді өте жоғары дәлдікпен өлшеуге, ең жақын алып жұлдыздарды бейнелеуге және жақын маңдағы белсенді галактикалардың ядроларын зерттеуге пайдалы болып табылды. Жеке құралдар туралы толық ақпарат алу үшін көру және инфрақызыл толқын ұзындықтарындағы астрономиялық интерферометрлердің тізілімін қараңыз. Қарапайым екі элементті оптикалық интерферометр. Екі кішкентай телескоптан (линзалар ретінде көрсетілген) түсетін жарық детекторлар 1, 2, 3 және 4-те сәуле бөлігіштері арқылы біріктіріледі. Жарықта 1/4 толқындық кешігуді тудыратын элементтер кескіндердің фазасы мен амплитудасын өлшеуге мүмкіндік береді, бұл жарық көзінің пішіні туралы ақпаратты ұсынады. Апертурада маскасы бар бір үлкен телескоп (белгіленген Маска), жарықты екі кішкентай тесіктен ғана өткізеді. Детекторларға жарық жолдары сол жақ суреттегідей, сондықтан бұл орналасу бірдей нәтижелер береді. Апертурадағы тесіктерді жылдырып, қайталап өлшеулер жасау арқылы апертуралық синтезді пайдаланып суреттер жасауға болады, бұл апертуралық маскасы жоқ оң жақ телескоптың бергенімен бірдей сапаға ие болады. Сол жақ суреттегі кішкентай телескоптарды жылдыру арқылы да сол сурет сапасына қол жеткізуге болады – бұл апертуралық синтездің негізі, алыс арақашықтықтағы кішкентай телескоптарды алып телескопты имитациялау үшін пайдалану. Радио толқындарының ұзындығында Very Large Array және MERLIN сияқты интерферометрлер көп жылдар бойы қолданылып келеді. Телескоптар арасындағы қашықтық әдетте , бірақ әлдеқайда ұзын базалық желілерді пайдаланатын массивтер Very Long Baseline Interferometry әдістерін қолданады. (Су) миллиметрлік толқындарда қолданыстағы массивтерге Submillimeter Array және IRAM Plateau de Bure құрылғылары жатады. Atacama Large Millimeter Array 2013 жылғы наурыздан бері толыққанды жұмыс істеп келеді. Max Tegmark және Matias Zaldarriaga стандартты линзалар мен айналардың орнына кең ауқымды компьютерлік қуатқа сүйенетін Fast Fourier Transform Telescope ұсынды. Мур заңы жалғаса берсе, мұндай конструкциялар бірнеше жыл ішінде практикалық және арзан болуы мүмкін. Кванттық есептеулердің прогресі жаңа ұсыныстарда көрсетілгендей, интерферометрияны кеңінен пайдалануға мүмкіндік беруі мүмкін.

Astronomical interferometry is principally conducted using Michelson (and sometimes other type) interferometers. The principal operational interferometric observatories which use this type of instrumentation include VLTI, NPOI, and CHARA. Current projects will use interferometers to search for extrasolar planets, either by astrometric measurements of the reciprocal motion of the star (as used by the Palomar Testbed Interferometer and the VLTI), through the use of nulling (as will be used by the Keck Interferometer and Darwin) or through direct imaging (as proposed for Labeyrie's Hypertelescope). Engineers at the European Southern Observatory ESO designed the Very Large Telescope VLT so that it can also be used as an interferometer. Along with the four unit telescopes, four mobile 1.8 metre auxiliary telescopes (ATs) were included in the overall VLT concept to form the Very Large Telescope Interferometer (VLTI). The ATs can move between 30 different stations, and at present, the telescopes can form groups of two or three for interferometry. When using interferometry, a complex system of mirrors brings the light from the different telescopes to the astronomical instruments where it is combined and processed. This is technically demanding as the light paths must be kept equal to within 1/1000 mm (the same order as the wavelength of light) over distances of a few hundred metres. For the Unit Telescopes, this gives an equivalent mirror diameter of up to , and when combining the auxiliary telescopes, equivalent mirror diameters of up to can be achieved. This is up to 25 times better than the resolution of a single VLT unit telescope. The VLTI gives astronomers the ability to study celestial objects in unprecedented detail. It is possible to see details on the surfaces of stars and even to study the environment close to a black hole. With a spatial resolution of 4 milliarcseconds, the VLTI has allowed astronomers to obtain one of the sharpest images ever of a star. This is equivalent to resolving the head of a screw at a distance of
Notable 1990s results included the Mark III measurement of diameters of 100 stars and many accurate stellar positions, COAST and NPOI producing many very high resolution images, and Infrared Stellar Interferometer measurements of stars in the mid infrared for the first time. Additional results include direct measurements of the sizes of and distances to Cepheid variable stars, and young stellar objects. High on the Chajnantor plateau in the Chilean Andes, the European Southern Observatory (ESO), together with its international partners, is building ALMA, which will gather radiation from some of the coldest objects in the Universe. ALMA will be a single telescope of a new design, composed initially of 66 high precision antennas and operating at wavelengths of 0.3 to 9.6 mm. Its main 12 meter array will have fifty antennas, 12 metres in diameter, acting together as a single telescope – an interferometer. An additional compact array of four 12 metre and twelve 7 meter antennas will complement this. The antennas can be spread across the desert plateau over distances from 150 metres to 16 kilometres, which will give ALMA a powerful variable "zoom". It will be able to probe the Universe at millimetre and submillimetre wavelengths with unprecedented sensitivity and resolution, with a resolution up to ten times greater than the Hubble Space Telescope, and complementing images made with the VLT interferometer. Optical interferometers are mostly seen by astronomers as very specialized instruments, capable of a very limited range of observations. It is often said that an interferometer achieves the effect of a telescope the size of the distance between the apertures; this is only true in the limited sense of angular resolution. The amount of light gathered—and hence the dimmest object that can be seen—depends on the real aperture size, so an interferometer would offer little improvement as the image is dim (the thinned array curse). The combined effects of limited aperture area and atmospheric turbulence generally limits interferometers to observations of comparatively bright stars and active galactic nuclei. However, they have proven useful for making very high precision measurements of simple stellar parameters such as size and position (astrometry), for imaging the nearest giant stars and probing the cores of nearby active galaxies. For details of individual instruments, see the list of astronomical interferometers at visible and infrared wavelengths. A simple two element optical interferometer. Light from two small telescopes (shown as lenses) is combined using beam splitters at detectors 1, 2, 3 and 4. The elements creating a 1/4 wave delay in the light allow the phase and amplitude of the interference visibility to be measured, which give information about the shape of the light source. A single large telescope with an aperture mask over it (labelled Mask), only allowing light through two small holes. The optical paths to detectors 1, 2, 3 and 4 are the same as in the left hand figure, so this setup will give identical results. By moving the holes in the aperture mask and taking repeated measurements, images can be created using aperture synthesis which would have the same quality as would have been given by the right hand telescope without the aperture mask. In an analogous way, the same image quality can be achieved by moving the small telescopes around in the left hand figure — this is the basis of aperture synthesis, using widely separated small telescopes to simulate a giant telescope. At radio wavelengths, interferometers such as the Very Large Array and MERLIN have been in operation for many years. The distances between telescopes are typically , although arrays with much longer baselines utilize the techniques of Very Long Baseline Interferometry. In the (sub) millimetre, existing arrays include the Submillimeter Array and the IRAM Plateau de Bure facility. The Atacama Large Millimeter Array has been fully operational since March 2013. Max Tegmark and Matias Zaldarriaga have proposed the Fast Fourier Transform Telescope which would rely on extensive computer power rather than standard lenses and mirrors. If Moore's law continues, such designs may become practical and cheap in a few years. Progressing quantum computing might eventually allow more extensive use of interferometry, as newer proposals suggest.