Астрономические интерферометры и телескопы с фазированными антенными решетками.

Введение

Массив, используемый для астрономических наблюдений

Астрономический интерферометр или телескопический массив — это набор отдельных телескопов, зеркальных сегментов или антенн радиотелескопов, работающих совместно как единый телескоп для получения изображений астрономических объектов, таких как звезды, туманности и галактики, с более высоким разрешением посредством интерферометрии. Преимущество этой техники заключается в том, что она теоретически способна создавать изображения с угловым разрешением, эквивалентным разрешению огромного телескопа с апертурой, равной расстоянию между компонентами телескопов, называемому базовой линией. Основной недостаток состоит в том, что он собирает меньше света, чем полное зеркало прибора. Таким образом, он наиболее эффективен для получения изображений с высоким разрешением более ярких астрономических объектов, таких как близкие двойные звезды. Другой недостаток заключается в том, что максимальный угловой размер обнаруживаемого излучающего источника ограничен минимальным расстоянием между детекторами в собирающем массиве. Интерферометрия наиболее широко используется в радиоастрономии, где объединяются сигналы от отдельных радиотелескопов. Для объединения отдельных сигналов и создания изображений с высоким разрешением используется математический метод обработки сигналов, называемый синтезом апертуры. В очень длиннобазисной интерферометрии (VLBI) радиотелескопы, разделенные тысячами километров, объединяются для формирования радиоинтерферометра с разрешением, которое соответствовало бы гипотетической единичной антенне диаметром в тысячи километров. На более коротких длинах волн, используемых в инфракрасной и оптической астрономии, объединение света от отдельных телескопов более сложно, поскольку свет должен оставаться когерентным в пределах доли длины волны на больших оптических путях, что требует очень точной оптики. Практические инфракрасные и оптические астрономические интерферометры были разработаны относительно недавно и находятся на переднем крае астрономических исследований. В оптическом диапазоне длин волн синтез апертуры позволяет преодолеть предел разрешения, обусловленный атмосферной турбулентностью, позволяя достичь дифракционного предела оптики. Астрономические интерферометры способны создавать астрономические изображения с более высоким разрешением, чем любой другой тип телескопа. В радиодиапазоне получено разрешение изображений в несколько микросекунд дуги, а в видимом и инфракрасном диапазонах — в долю миллисекунды дуги. Одной из простых схем астрономического интерферометра является параболическое расположение зеркальных элементов, создающее частично заполненный отражающий телескоп с "разреженной" или "распределенной" апертурой. На самом деле, параболическое расположение зеркал не имеет принципиального значения, если оптические пути от астрономического объекта до комбинатора лучей (фокуса) соответствуют оптическим путям в случае полного зеркала. Вместо этого большинство существующих массивов используют плоскую геометрию, а гипертелескоп Лабери будет использовать сферическую геометрию.

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.

История

Одно из первых применений оптической интерферометрии было осуществлено с помощью звездного интерферометра Майкельсона на рефлекторном телескопе обсерватории Маунт-Уилсон для измерения диаметров звезд. 13 декабря 1920 года диаметр звезды Бетельгейзе был впервые определен таким образом. В 1940-х годах радиоинтерферометрия была использована для проведения первых радиоастрономических наблюдений с высоким разрешением. В течение последующих трех десятилетий исследования в области астрономической интерферометрии были сосредоточены на радиоволновом диапазоне, что привело к созданию крупных инструментов, таких как Very Large Array и Atacama Large Millimeter Array. Оптическая/инфракрасная интерферометрия была расширена до измерений с использованием разнесенных телескопов Джонсоном, Бетцем и Таунсом (1974) в инфракрасном диапазоне и Лабейри (1975) в видимом свете. В конце 1970-х годов усовершенствования в компьютерной обработке позволили создать первый интерферометр с отслеживанием интерференционной картины, который работает достаточно быстро, чтобы компенсировать размытие, вызванное атмосферной турбулентностью, что привело к созданию серий интерферометров Mk I, II и III. Аналогичные методы теперь применяются и в других астрономических телескопных комплексах, включая интерферометр Кека и Palomar Testbed Interferometer. В 1980-х годах Кавендишская астрофизическая группа расширила технику интерферометрической визуализации синтеза апертуры на видимый свет и инфракрасную астрономию, получив первые изображения очень высокого разрешения близлежащих звезд. В 1995 году эта техника была впервые продемонстрирована на массиве отдельных оптических телескопов, что позволило еще больше повысить разрешение и получить изображения поверхностей звезд с беспрецедентной детализацией. Программные пакеты, такие как BSMEM или MIRA, используются для преобразования измеренных амплитуд видимости и фаз закрытия в астрономические изображения. Те же методы теперь применяются в ряде других астрономических телескопных комплексов, включая Navy Precision Optical Interferometer, Infrared Spatial Interferometer и IOTA array. Ряд других интерферометров провели измерения фаз закрытия и, как ожидается, вскоре получат первые изображения, включая VLTI, массив CHARA и прототип гипертелескопа, разработанный Le Coroller и Dejonghe. После завершения строительства интерферометр MRO с до десяти подвижных телескопов позволит получить одни из первых изображений с высокой точностью, полученные с помощью интерферометра с длинной базовой линией. В 1996 году ВМС США сделали первый шаг в этом направлении, получив трехсторонний синтез изображения Мизара; затем, в 2002 году, впервые был получен шестисторонний синтез изображения Эты Девы; и, недавно, измерена "фаза закрытия" как шаг к первым синтезированным изображениям, полученным с помощью геостационарных спутников.

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.

Современная астрономическая интерферометрия

Астрономическая интерферометрия в основном проводится с использованием интерферометров Микельсона (и иногда других типов). К основным действующим интерферометрическим обсерваториям, использующим этот тип инструментов, относятся VLTI, NPOI и CHARA. Текущие проекты используют интерферометры для поиска экзопланет, либо посредством астрометрических измерений взаимного движения звезды (как это делается в Паломарском тестовом интерферометре и VLTI), либо с использованием метода подавления (как планируется в интерферометре Кека и Darwin), либо посредством прямого получения изображения (как предложено для гипертелескопа Лаберье). Инженеры Европейской южной обсерватории (ESO) спроектировали Очень большой телескоп (VLT) таким образом, чтобы его можно было использовать и как интерферометр. Наряду с четырьмя основными телескопами, в общую концепцию VLT были включены четыре мобильных 1,8-метровых вспомогательных телескопа (AT) для формирования Очень большого телескопа-интерферометра (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 направляет свет от разных телескопов к астрономическим приборам, где он объединяется и обрабатывается. Это технически сложная задача, поскольку оптические пути должны быть согласованы с точностью до 1/1000 мм (порядка длины волны света) на расстояниях в несколько сотен метров. Для основных телескопов это дает эквивалентный диаметр зеркала до , а при объединении вспомогательных телескопов можно достичь эквивалентных диаметров зеркала до . Это в 25 раз лучше, чем разрешение одного телескопа VLT. VLTI предоставляет астрономам возможность изучать небесные объекты с беспрецедентной детализацией. Можно увидеть детали на поверхности звезд и даже изучать окрестности черной дыры. Благодаря пространственному разрешению в 4 миллисекунды дуги, VLTI позволил астрономам получить одно из самых четких изображений звезды, когда-либо полученных. Это эквивалентно разрешению головки винта на расстоянии 90 метров. К заметным результатам 1990-х годов относятся измерения диаметров 100 звезд и многих точных звездных положений, получение множества изображений с очень высоким разрешением с помощью COAST и NPOI, а также измерения звезд в среднем инфракрасном диапазоне с помощью инфракрасного звездного интерферометра впервые. Дополнительные результаты включают прямые измерения размеров и расстояний до цефеид и молодых звездных объектов. На высоте плато Чайнантор в чилийских Андах Европейская южная обсерватория (ESO) совместно с международными партнерами строит ALMA, которая будет собирать излучение от одних из самых холодных объектов во Вселенной. ALMA будет представлять собой телескоп нового типа, состоящий изначально из 66 высокоточных антенн и работающий на длинах волн от 0,3 до 9,6 мм. Его основная 12-метровая антенна будет состоять из пятидесяти антенн диаметром 12 метров, работающих вместе как единый телескоп – интерферометр. Дополнительно будет добавлена компактная антенна, состоящая из четырех 12-метровых и двенадцати 7-метровых антенн. Антенны могут быть размещены на пустынном плато на расстояниях от 150 метров до 16 километров, что обеспечит ALMA мощный переменный "зум". Он сможет исследовать Вселенную на миллиметровых и субмиллиметровых длинах волн с беспрецедентной чувствительностью и разрешением, в десять раз превышающим разрешение космического телескопа Хаббл, и дополнять изображения, полученные с помощью интерферометра VLT. Оптические интерферометры в основном рассматриваются астрономами как высокоспециализированные инструменты, способные выполнять ограниченный спектр наблюдений. Часто утверждается, что интерферометр достигает эффекта телескопа размером с расстояние между апертурами; это верно лишь в ограниченном смысле углового разрешения. Количество собранного света – и, следовательно, самый слабый объект, который можно увидеть – зависит от фактического размера апертуры, поэтому интерферометр не обеспечит существенного улучшения, поскольку изображение будет тусклым (проклятие разреженного массива). Совместное влияние ограниченной площади апертуры и атмосферной турбулентности обычно ограничивает интерферометры наблюдениями относительно ярких звезд и активных галактических ядер. Однако они оказались полезными для выполнения высокоточных измерений простых звездных параметров, таких как размер и положение (астрометрия), для получения изображений ближайших гигантских звезд и исследования ядер близлежащих активных галактик. Подробную информацию об отдельных инструментах см. в списке астрономических интерферометров в видимом и инфракрасном диапазонах длин волн. Простой двухэлементный оптический интерферометр. Свет от двух небольших телескопов (изображенных как линзы) объединяется с помощью делителей луча на детекторах 1, 2, 3 и 4. Элементы, создающие задержку в 1/4 волны в свете, позволяют измерить фазу и амплитуду видимости интерференции, что дает информацию о форме источника света. Один большой телескоп с апертурной маской (обозначенной как Mask), пропускающей свет только через две небольшие дыры. Оптические пути к детекторам 1, 2, 3 и 4 такие же, как на рисунке слева, поэтому эта настройка даст идентичные результаты. Перемещая дыры в апертурной маске и выполняя повторные измерения, можно создавать изображения с использованием синтеза апертуры, которые будут иметь такое же качество, как и у телескопа справа без апертурной маски. Аналогичным образом, того же качества изображения можно достичь, перемещая небольшие телескопы на рисунке слева – это основа синтеза апертуры, использующего широко разнесенные небольшие телескопы для имитации гигантского телескопа. На радиоволнах интерферометры, такие как Very Large Array и MERLIN, работают уже много лет. Расстояния между телескопами обычно составляют , хотя массивы с гораздо более длинными базовыми линиями используют методы Сверхдлинной базовой интерферометрии. В (суб)миллиметровом диапазоне существующие массивы включают Submillimeter Array и IRAM Plateau de Bure. Atacama Large Millimeter Array полностью функционирует с марта 2013 года. Макс Тегмарк и Матиас Зальдариага предложили телескоп быстрого преобразования Фурье, который будет полагаться на обширную вычислительную мощность, а не на стандартные линзы и зеркала. Если закон Мура сохранится, такие конструкции могут стать практичными и дешевыми через несколько лет. Развитие квантовых вычислений в конечном итоге может позволить более широкое использование интерферометрии, как предполагают новые предложения.

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.