Astronomický interferometr
Astronomický interferometr nebo teleskopické pole je sada samostatných dalekohledů, zrcadlových segmentů nebo antén radioteleskopů, které fungují jako jeden dalekohled a poskytují snímky astronomických objektů, jako jsou hvězdy, mlhoviny a galaxie, s vyšším rozlišením pomocí interferometrie. Výhodou této techniky je, že může teoreticky vytvářet snímky s úhlovým rozlišením velkého dalekohledu s optickou aperturou rovnající se vzdálenosti mezi komponentními dalekohledy. Hlavní nevýhodou je, že nepojme tolik světla jako kompletní zrcadlo. Je tedy užitečný hlavně pro jemné rozlišení jasnějších astronomických objektů, jako jsou blízké dvojhvězdy. Další nevýhodou je, že maximální úhlová velikost zdroje detekované emise je omezena minimální vzdáleností mezi detektory v kolektorovém poli.[2]
Interferometrie je nejrozšířenější v radioastronomii, ve které se spojují signály ze samostatných radioteleskopů. Technika matematického zpracování signálu zvaná syntéza apertury se používá ke spojení samostatných signálů za účelem vytvoření obrázků s vysokým rozlišením. Ve VLBI (Very Long Baseline Interferometry) jsou radioteleskopy vzdálené tisíce kilometrů spojeny do radiového interferometru s rozlišením, které by bylo dáno hypotetickou jedinou parabolou s aperturou tisíce kilometrů v průměru. Na kratších vlnových délkách používaných v infračervené astronomii a optické astronomii je obtížnější kombinovat světlo ze samostatných dalekohledů, protože světlo musí být koherentní v rámci zlomku vlnové délky na dlouhých optických drahách, což vyžaduje velmi přesnou optiku. Praktické infračervené a optické astronomické interferometry byly vyvinuty teprve nedávno a jsou jednou z nejmodernějších metod astronomického výzkumu.
Astronomické interferometry mohou vytvářet astronomické snímky s vyšším rozlišením než jakýkoli jiný typ dalekohledu. V rádiových vlnových délkách, byly získány obrázky s rozlišením na několik úhlových mikrosekund a ve viditelném a infračerveném spektru bylo dosaženo rozlišení až na zlomky úhlových milisekund.
Jednoduché uspořádání astronomického interferometru je parabolické rozmístění zrcadel, které vytvoří částečně úplný reflektorový teleskop, ale s "řídkou" aperturou.
Dějiny
Jedno z prvních použití optické interferometrie je známé jako Michelsonův hvězdný interferometr na reflektorovém dalekohledu observatoře Mount Wilson určený k měření průměrů hvězd. Rudý obr Betelgeuse byl první hvězdou, které byl takto určen průměr 13. prosince 1920. Ve 40. letech 20. století byla k provedení prvních radioastronomických pozorování s vysokým rozlišením použita rádiová interferometrie. Další tři desetiletí dominoval astronomickému výzkumu v oblasti interferometrie výzkum na rádiových vlnových délkách, což vedlo k vývoji velkých přístrojů, jako je Very Large Array a Atacama Large Millimeter Array .
Optická/infračervená interferometrie byla rozšířena na měření pomocí oddělených dalekohledů Johnsona, Betze a Townese (1974) v infračervené oblasti a Labeyrie (1975) ve viditelné oblasti. Na konci 70. let 20. století došlo ke zdokonalení počítačového zpracování a tím pádem zostření výsledných obrazů. Podobné techniky byly aplikovány na další pole astronomických dalekohledů, včetně Keckova interferometru a Palomarského zkušebního interferometru.
V 80. letech 20. století Cavendishova astrofyzikální skupina rozšířila interferometrickou zobrazovací techniku aperturní syntézy na astronomii viditelného světla a infračerveného záření a poskytla první snímky blízkých hvězd s velmi vysokým rozlišením. V roce 1995 byla tato technika poprvé demonstrována na řadě samostatných optických dalekohledů, což umožnilo další zlepšení rozlišení a umožnilo zobrazování povrchů hvězd s ještě vyšším rozlišením. Softwarové balíčky jako BSMEM nebo MIRA se používají k převodu naměřených amplitud viditelnosti a fází uzavření na astronomické snímky. Stejné techniky byly nyní použity u řady dalších polí astronomických dalekohledů, včetně Námořního přesného optického interferometru, Infračerveného prostorového interferometru či pole IOTA. Řada dalších interferometrů provedla měření fáze uzavření a očekává se, že brzy vytvoří své první snímky, včetně VLT I, pole CHARA a prototypu hyperdalekohledu Le Coroller a Dejonghe. Byly také pořízeny první syntetizované snímky vytvořené geostacionárními družicemi.
Moderní astronomická interferometrie
Astronomická interferometrie se v zásadě provádí pomocí interferometrů typu Michelson (někdy i jiného typu).[3] Hlavní interferometrické observatoře, které jsou v provozu, využívají tento typ přístrojového vybavení (např. VLTI, NPOI a CHARA).
Současné projekty budou využívat interferometry k hledání extrasolárních planet, a to buď astrometrickým měřením recipročního pohybu hvězdy Palomarský zkušební interferometr a VLTI), pomocí nulování (Keckův interferometr a Darwin) nebo prostřednictvím přímého zobrazování (jak je navrženo pro Labeyrieův hyperteleskop).
Inženýři z Evropské jižní observatoře ESO navrhli Very Large Telescope VLT tak, aby jej bylo možné použít také jako interferometr. Spolu se čtyřmi statickými 8.2m dalekohledy byly čtyři mobilní 1,8m pomocné dalekohledy (AT) zahrnuty do celkové koncepce VLT, aby vytvořily velmi velký dalekohledový interferometr (VLTI).
Při použití interferometrie přivádí komplexní systém zrcadel světlo z různých dalekohledů do astronomických přístrojů, kde se toto kombinuje a zpracovává. Je to technicky náročná operace, protože světelné dráhy musí být udrženy přesné v rozmezí 1/1000 mm na vzdálenost několika set metrů. U statických dalekohledů lze dosáhnout ekvivalentní průměr zrcadla až 130m a při kombinaci přídavných dalekohledů ekvivalentní průměry zrcadel až 200m. To je až 25krát lepší než rozlišení jednoho statického dalekohledu VLT.
VLTI dává astronomům možnost studovat nebeské objekty v bezprecedentních detailech. Je možné vidět detaily na povrchu hvězd a dokonce i studovat prostředí v blízkosti černé díry. S prostorovým rozlišením 4 úhlových milisekund, VLTI umožnil astronomům získat jeden z nejostřejších snímků hvězdy. To je ekvivalentní rozlišení špendlíkové hlavičky na vzdálenost 300 km.
Mezi pozoruhodné výsledky 90. let patřilo měření průměrů 100 hvězd a mnoha přesných poloh hvězd pomocí interferometru Mark III, stejně jako snímky s velmi vysokým rozlišením a vůbec poprvé měření hvězd ve střední infračervené oblasti infračerveným hvězdným interferometrem pomocí COAST a NPOI. Mezi další výsledky patří přímá měření velikostí a vzdáleností cefeid a mladých hvězdných objektů.
Vysoko na náhorní plošině Chajnantor v chilských Andách staví Evropská jižní observatoř (ESO) spolu se svými mezinárodními partnery ALMA, která bude shromažďovat záření z některých nejchladnějších objektů ve vesmíru. ALMA bude jediný dalekohled nové konstrukce, složený z 66 vysoce přesných antén a pracující na vlnových délkách 0,3 až 9,6 mm. Jeho hlavní 12metrové pole bude mít padesát antén o průměru 12 metrů, které budou společně fungovat jako jeden dalekohled – interferometr. Ty doplní další kompaktní pole čtyř 12metrových a dvanácti 7metrových antén. Antény mohou být rozmístěny na pouštní náhorní plošině na vzdálenosti od 150 metrů do 16 kilometrů, což projektu ALMA poskytne výkonný variabilní „zoom“. Bude schopen sondovat vesmír na milimetrových a submilimetrových vlnových délkách s bezprecedentní citlivostí a s rozlišením až desetkrát větším než Hubbleův vesmírný dalekohled a doplňovat snímky pořízené interferometrem VLT.
Optické interferometry jsou astronomy většinou vnímány jako velmi specializované přístroje, schopné velmi omezeného rozsahu pozorování. Často se říká, že interferometr dosahuje efektu dalekohledu o velikosti vzdálenosti mezi aperturami; to platí pouze v omezeném smyslu úhlového rozlišení. Množství shromážděného světla – a tedy nejslabší objekt, který lze vidět – závisí na skutečné velikosti apertury, takže interferometr by nabídl jen malé zlepšení, protože obraz je slabý (prokletí tenkého pole). Kombinované účinky omezené plochy apertury a atmosférické turbulence obecně omezují interferometry na pozorování poměrně jasných hvězd a aktivních galaktických jader. Ukázalo se však, že jsou užitečné pro velmi přesná měření jednoduchých hvězdných parametrů, jako je velikost a poloha (astrometrie), pro zobrazování nejbližších obřích hvězd a sondování jader blízkých aktivních galaxií.
Max Tegmark a Matias Zaldarriaga navrhli dalekohled s rychlou Fourierovou transformací, který by se spíše než na standardní čočky a zrcadla spoléhal na rozsáhlý počítačový výkon.[5] Pokud bude i nadále fungovat Moorův zákon, mohou se takové návrhy za pár let zlevnit a uvést do praxe.
Související články
- ExoLife Finder, navrhovaný hybridní interferometrický dalekohled
- Hyperteleskop
- Cambridge Optical Aperture Synthesis Telescope, optický interferometr
- Navy Precision Optical Interferometer, Michelsonův optický interferometr
- Radioastronomie#Radiová interferometrie
- Radioteleskop#Radiová interferometrie
- Pole 4C
- Akeno Giant Air Shower Array (AGASA)
- Allen Telescope Array (ATA), dříve známý jako One Hektar Telescope (1hT)
- Antarktické pole detektorů mionů a neutrin (AMANDA)
- Velké milimetrové pole Atacama (ALMA)
- Kompaktní pole australského dalekohledu
- Pole CHARA
- Čerenkovův dalekohled (CTA)
- Chicago Air Shower Array (CASA)
- Infrared Optical Telescope Array (IOTA)
- Meziplanetární scintilační pole (IPS pole) také nazývané Pulsar Array
- LOFAR (nízkofrekvenční pole)
- Modulární neutronové pole (MoNA)
- Murchison Widefield Array (MWA)
- Nuclear Spectroscopic Telescope Array (NuSTAR)
- Pole čtvercových kilometrů (SKA)
- Submilimetrové pole (SMA)
- Sunyaev-Zel'dovich Array (SZA)
- Projekt Pole dalekohledu
- Very Large Array (VLA)
- Velmi dlouhé základní pole (VLBA)
- Velmi malé pole
Reference
V tomto článku byl použit překlad textu z článku Astronomical interferometer na anglické Wikipedii.
- ↑ www.eso.org. Dostupné online.
- ↑ Archivovaná kopie [online]. [cit. 2021-11-16]. Dostupné v archivu pořízeném dne 2016-10-14.
- ↑ HUTTER, Donald. Ground-based optical interferometry. Scholarpedia. 2012, roč. 7, čís. 6, s. 10586. Dostupné online [cit. 2021-11-21]. ISSN 1941-6016. DOI 10.4249/scholarpedia.10586. (anglicky)
- ↑ New Hardware to Take Interferometry to the Next Level - Star separator delivery complete. www.eso.org [online]. [cit. 2021-11-21]. Dostupné online. (anglicky)
- ↑ 'All-seeing' telescope could take us back in time. New Scientist [online]. [cit. 2021-11-21]. Dostupné online. (anglicky)
Externí odkazy
Média použitá na této stránce
Autor: TNO/ESO/F. Kamphues, Licence: CC BY 4.0
This image shows one of a series of sophisticated optical and mechanical systems called star separators for the Very Large Telescope Interferometer (VLTI). These systems from the Dutch research institute TNO will allow the VLTI’s future instruments to observe much fainter objects than is possible at present. In this picture the system is under test.
The caption reads: "Twenty-foot Michelson interferometer for measuring star diameters, attached to upper end of the skeleton tube of the 100-inch Hooker telescope. This instrument is now on display at the Rose Center of the American Museum of Natural History in New York" See [1].
Autor: ESO, Licence: CC BY 3.0
Light collected by three VLT Auxiliary Telescopes, and combined using the technique of interferometry, provides astronomers with vision as sharp as that from a giant telescope with a diameter equal to the largest separation between the telescopes used. To obtain the image of T Leporis using data from the Very Large Telescope Interferometer, astronomers used the four 1.8-metre Auxiliary Telescopes in different configurations to mimic a telescope almost 100 metres in diameter, as represented schematically on this artist’s impression of the Paranal platform.
Autor: Iztok Bončina/ESO, Licence: CC BY 4.0
Two of the Atacama Large Millimeter/submillimeter Array (ALMA) 12-metre antennas gaze at the sky at the observatory’s Array Operations Site (AOS), high on the Chajnantor plateau at an altitude of 5000 metres in the Chilean Andes.
Eight antennas have been installed at the AOS since November 2009. More antennas will be installed on the Chajnantor plateau during the next months and beyond, allowing astronomers to start producing early scientific results with the ALMA system around late 2011. After this, the interferometer will steadily grow to reach its full scientific potential, with at least 66 antennas.
ALMA is the largest ground-based astronomy project in existence, and will comprise a giant array of 12-metre submillimetre quality antennas, with baselines of up to about 16 kilometres. An additional, compact array of 7-metre and 12-metre antennas will complement the main array. The ALMA project is an international collaboration between Europe, East Asia and North America in cooperation with the Republic of Chile. ESO is the European partner in ALMA.Autor: spaceblanket, Licence: CC BY-SA 3.0
Navy Prototype Optical Interferometer, Anderson Mesa, Flagstaff
Autor: ALMA (ESO/NAOJ/NRAO), W. Garnier (ALMA). Acknowledgement: General Dynamics C4 Systems, Licence: CC BY 3.0
Flying south west over the 5000-metre-high Chajnantor plateau in the Chilean Andes gives an impressive view of the construction on the ALMA Array Operations Site (AOS). Besides the growing number of antennas, the roads along which the antennas themselves will be moved across the plateau are taking shape. The photograph was taken on 24 March 2011, and some of the antennas that had been installed at that time are visible at the centre of the picture.
ALMA, the Atacama Large Millimeter/submillimeter Array, will be initially composed of 66 antennas, designed to observe the Universe in millimetre and submillimetre radiation. The main array will consist of fifty 12-metre antennas that can be spread over distances from 150 metres to 16 kilometres. In addition to the main array, ALMA will also have a compact array, composed of four 12-metre antennas plus twelve 7-metre antennas. By using the technique of interferometry, ALMA will work as a single giant telescope, enabling astronomers to observe the cold universe with unprecedented sensitivity and resolution. From the high altitudes of the Andes, ALMA will provide a revolutionary contribution to the search for our cosmic origins.
ALMA, an international astronomy facility, is a partnership of Europe, North America and East Asia in cooperation with the Republic of Chile. ALMA construction and operations are led on behalf of Europe by ESO, on behalf of North America by the National Radio Astronomy Observatory (NRAO), and on behalf of East Asia by the National Astronomical Observatory of Japan (NAOJ). The Joint ALMA Observatory (JAO) provides the unified leadership and management of the construction, commissioning and operation of ALMA.Autor: ESO/S. Renard, Licence: CC BY 3.0
New research carried out using ESO telescopes has, for the first time, allowed astronomers to reconstruct a detailed picture of the disc of matter around a young star. Stéphanie Renard of the Laboratoire d’Astrophysique de Grenoble and colleagues used the ESO VLT Interferometer to probe the secrets of the inner part of the disc around the star HD 163296. This image shows the reconstruction of images in two parts of the near-infrared spectrum (H and K). The green ellipse traces the location of the newly discovered ring inside which the dust was found. The white ellipse represents the orbit of the Earth around the Sun placed in this system in order to show the scale of the picture and the extraordinarily fine details that are revealed in this image.