Синтез апертуры: получение изображений высокого разрешения методом интерферометрии.

Введение

Смешивание сигналов от множества телескопов для получения изображений с высоким угловым разрешением.

Синтез апертуры, или синтез изображений, – это разновидность интерферометрии, объединяющая сигналы от группы телескопов для создания изображений с таким же угловым разрешением, как если бы использовался единый инструмент размером с всю группу телескопов. При каждой конфигурации (расстоянии между телескопами и их ориентации) интерферометр формирует сигнал, являющийся одной из составляющих преобразования Фурье пространственного распределения яркости наблюдаемого объекта. Изображение (или "карта") источника реконструируется на основе этих измерений. Астрономические интерферометры широко применяются для получения изображений с высоким разрешением в оптическом, инфракрасном, субмиллиметровом и радиодиапазонах. Например, проект "Телескоп горизонта событий" получил первое изображение черной дыры, используя метод синтеза апертуры.

Технические вопросы

Синтез апертуры возможен только в том случае, если амплитуда и фаза входящего сигнала измеряются каждым телескопом. Для радиочастот это реализуется с помощью электроники, в то время как для оптических частот электромагнитное поле нельзя измерить напрямую и скоррелировать программно, а необходимо распространять с помощью чувствительной оптики и создавать оптическую интерференцию. Требуется точная оптическая задержка и коррекция аберраций атмосферного волнового фронта – очень сложная технология, ставшая возможной лишь в 1990-х годах. Именно поэтому синтез апертуры успешно применяется в радиоастрономии с 1950-х годов, а в оптической и инфракрасной астрономии – только с начала нового тысячелетия. Подробную информацию можно найти в статье «Астрономический интерферометр». Для получения изображения высокого качества необходимо большое количество различных расстояний между телескопами (проектируемое расстояние между любыми двумя телескопами, видимое с радиоисточника, называется базовой линией). Чем больше различных базовых линий, тем лучше качество изображения. Количество базовых линий (nb) для массива из n телескопов определяется формулой nb = (n² – n) / 2 (или nC2). Например, в Very Large Array 27 телескопов, обеспечивающих 351 независимую базовую линию одновременно, что позволяет получать изображения высокого качества. В отличие от радиомассивов, крупнейшие оптические массивы в настоящее время состоят всего из 6 телескопов, что приводит к более низкому качеству изображения, получаемого по 15 базовым линиям между телескопами. Большинство радиоинтерферометров синтеза апертуры используют вращение Земли для увеличения количества различных базовых линий, участвующих в наблюдении (см. диаграмму справа). Сбор данных в разное время позволяет получать измерения с различными расстояниями и углами между телескопами без необходимости установки дополнительных телескопов или их ручного перемещения, поскольку вращение Земли перемещает телескопы на новые базовые линии. Использование вращения Земли было подробно описано в статье 1950 года «Предварительный обзор радиозвезд в Северном полушарии». Некоторые приборы используют искусственное вращение интерферометрической установки вместо вращения Земли, например, в интерферометрии с маскированием апертуры.

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.

История

Концепция синтеза апертуры была впервые сформулирована в 1946 году австралийскими радиоастрономами Руби Пейн-Скотт и Джозефом Пауси. Работая в Довер-Хайтс в Сиднее, Пейн-Скотт провела самые ранние интерферометрические наблюдения в радиоастрономии 26 января 1946 года, используя радар австралийской армии в качестве радиотелескопа. Апертурный синтез изображений позднее был разработан на радиоволнах Мартином Райлом и его коллегами из Группы радиоастрономии Кембриджского университета. Мартин Райл и Тони Хьюиш совместно получили Нобелевскую премию за этот и другие вклад в развитие радиоинтерферометрии. Радиоастрономическая группа в Кембридже в 1950-х годах основала Муллардскую радиоастрономическую обсерваторию недалеко от Кембриджа. В конце 1960-х и начале 1970-х годов, когда компьютеры (такие как Titan) стали способны обрабатывать требуемые вычислительно интенсивные обратные преобразования Фурье, они использовали синтез апертуры для создания эффективной апертуры «Одна миля», а затем «5 км», используя телескопы One Mile и Ryle соответственно. Впоследствии этот метод был усовершенствован в интерферометрии с очень длинной базой для получения базовых линий в тысячи километров и даже в оптических телескопах. Термин «синтез апертуры» также может относиться к типу радиолокационной системы, известной как синтетическая апертурная радиолокация, но это технически не связано с методом радиоастрономии и было разработано независимо. Изначально считалось необходимым проводить измерения практически на каждой длине и ориентации базовой линии до некоторого максимума: такое полностью дискретизированное преобразование Фурье формально содержит информацию, точно эквивалентную изображению из обычного телескопа с диаметром апертуры, равным максимальной базовой линии, отсюда и название «синтез апертуры». Вскоре было обнаружено, что во многих случаях полезные изображения можно получать с относительно редким и нерегулярным набором базовых линий, особенно с помощью нелинейных алгоритмов деконволюции, таких как метод максимальной энтропии. Альтернативное название «синтез изображения» отражает смещение акцента от попытки синтезировать полную апертуру (что позволяет реконструировать изображение с помощью преобразования Фурье) к попытке синтезировать изображение из любых доступных данных, используя мощные, но вычислительно сложные алгоритмы.

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.