천문광학 간섭계

Astronomical optical interferometry
이 주제에 대한 보다 광범위한 내용은 천문 간섭계를 참조하십시오.

광학 천문학에서 간섭계는 두 개 이상의 망원경에서 나오는 신호를 결합하여 두 개 이상의 망원경으로 개별적으로 얻을 수 있는 것보다 높은 해상도로 측정을 얻는 데 사용된다. 이 기술은 천문 간섭계 배열의 기초가 되는데, 망원경을 넓은 지역에 펼쳐놓으면 매우 작은 천문학적 물체를 측정할 수 있다. 만약 많은 수의 망원경을 사용한다면, 망원경의 결합된 확산 직경의 단일 망원경과 비슷한 해상도를 가진 그림이 만들어질 수 있다. 여기에는 VLA, VLBI, SMA, LOFAR, SKA와 같은 전파망원경 어레이와 최근에는 COAST[when?], NPOI, IOTA와 같은 천문학적 광학 간섭계 어레이가 포함되어 있어 지금까지 천문학에서 달성한 광학 이미지 중 최고 해상도를 달성했다. VLT 인터페로미터는 곧[needs update] 개구부 합성을 이용하여 첫 번째 영상을 제작할 것으로 예상되며, 그 다음으로 CARA 어레이와 막달레나 리지 천문대 인터페로미터와 같은 다른 인터페로미터가 최대 10개의 광학 망원경으로 구성될 수 있다. 케크 인터페로미터에 아웃리거 망원경이 구축되면 대기계간 영상 촬영도 가능해진다.

간섭계의 종류

천문 간섭계는 직접 검출과 헤테로디네 두 가지 유형으로 나온다. 이것들은 신호가 전달되는 방식에서만 다르다. 조리개 합성은 두 종류의 간섭계로부터 큰 망원경 조리개를 계산적으로 시뮬레이션하는데 사용될 수 있다.

가까운 미래에 ISI, VLTI, CARA 어레이 및 MRO 간섭계를 포함한 다른 어레이는 첫 번째 간섭 영상을 공개할 것으로 예상된다.

21세기 초에 VLTI와 케크 인터페로미터 대형 텔레스코프 어레이가 가동되었고, 가장 밝은 소수의 초은하 표적에 대한 첫 번째 간섭계 측정이 수행되었다.

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간단한 2요소 광학 간섭계. 두 개의 작은 망원경(렌즈로 표시)에서 나오는 빛은 검출기 1, 2, 3, 4에서 빔 스플리터를 사용하여 결합된다. 소자는 광선에 1/4의 파장 지연을 생성하여 간섭 가시성의 위상과 진폭을 측정할 수 있게 하여 광원의 형상에 대한 정보를 제공한다. 그 위에 조리개 마스크(마스크 라벨)가 부착된 하나의 대형 망원경이며, 두 개의 작은 구멍을 통해서만 빛이 허용된다. 검출기 1, 2, 3 및 4의 광학 경로는 왼쪽 그림과 동일하므로 이 설정은 동일한 결과를 제공한다. 애퍼처 마스크의 구멍을 움직이고 반복적인 측정을 함으로써 애퍼처 합성을 이용하여 이미지를 만들 수 있는데, 애퍼처 마스크가 없었다면 우측 망원경이 준 것과 같은 품질을 가질 수 있었을 것이다. 유사한 방법으로, 왼쪽 그림에서 작은 망원경을 움직여서 동일한 이미지 품질을 얻을 수 있다 – 이것은 큰 망원경을 시뮬레이션하기 위해 넓게 분리된 작은 망원경을 사용하는 조리개 합성의 기본이다.

천문직접탐지 간섭계

최초의 천문 간섭계 중 하나는 별의 직경을 측정하기 위해 윌슨 천문대의 반사 망원경 위에 세워졌다. 이 방법은 적외선에서는 존슨, 베츠, 타운스(1974)에 의해, 가시에서는 라베리(1975)에 의해 분리된 망원경을 사용한 측정으로 확장되었다. 붉은 거성 베텔게우스는 이런 식으로 지름이 결정된 최초의 인물 중 한 명이었다. 1970년대 후반에 컴퓨터 처리의 향상은 최초의 "프링게 트랙킹" 간섭계를 허용했는데, 이 간섭계는 천문관의 흐릿한 효과를 따라갈 정도로 빠르게 작동하여, Mk I, II, III 계열의 간섭계로 이어졌다. 케크 인터페로미터와 팔로마 테스트베드 인터페로미터와 같은 다른 천문 망원경 어레이에도 이제 유사한 기술이 적용되었다.

큰 개구부가 계산적으로 합성되는 초장기 기준선 간섭계(VLBI)의 기법은 1980년대 캐번디시 천체물리학 그룹에 의해 광학 파장과 적외선 파장에서 구현되었다. 이 기법의 사용은 가까운 별들의 고해상도 이미지를 최초로 제공했다. 1995년에 이 기술은 미켈슨 간섭계로서 분리된 광학 망원경의 배열에서 처음으로 시연되었고, 분해능을 더욱 향상시켰으며, 항성 표면의 고해상도 이미징을 가능하게 했다. 현재 네이비 프로토타입 광학 간섭계와 IOTA 어레이, 곧 VLTI, CARA 어레이 및 MRO 간섭계를 포함한 다수의 다른 천문 망원경 어레이에도 동일한 기술이 적용되었다.

별의 역수 운동(Palomar Testbed Interferometer와 VLTI에서 사용하는)의 점성학적 측정 또는 무효화(Keck Interferometer와 Darwin에서 사용되는 것과 같이)를 통해 간섭계를 사용하여 외부 행성을 검색하는 프로젝트가 이제 시작되고 있다.

천문학적 광학 간섭계 발달에 대한 자세한 설명은 여기에서 찾을 수 있다. 1990년대에 인상적인 결과를 얻었는데, Mark III는 수백 개의 별들의 지름과 많은 정확한 항성 위치를 측정했고, COASTER와 NPOI는 많은 매우 높은 해상도의 이미지를 생성했으며, ISI는 처음으로 중간 적외선에서 별을 측정했다. 세페이드 변수 항성까지의 크기와 거리를 직접 측정한 결과와 젊은 항성 물체가 추가되었다.

간섭계는 매우 제한된 범위의 관측을 할 수 있기 때문에 대부분의 천문학자들은 매우 전문화된 기구로 본다. 흔히 간섭계는 개구부 사이의 거리의 크기를 망원경의 효과를 얻는다고 한다. 이는 각도의 분해능의 제한된 의미에서만 해당된다. 제한된 개구부 영역과 대기 난류의 결합 효과는 일반적으로 비교적 밝은 별과 활성 은하 핵의 관측에 상호선량계를 제한한다. 그러나 크기 및 위치(성격계)와 같은 단순한 항성 매개변수의 매우 높은 정밀도 측정과 가장 가까운 거대 별을 이미징하는 데 유용하다는 것이 입증되었다. 개별 계측기에 대한 자세한 내용은 가시 파장과 적외선 파장의 천문 간섭계 목록을 참조하십시오.

천문 헤테로디엔 간섭계

전파 파장은 광학 파장보다 훨씬 길며, 전파 천문 간섭계의 관측소는 이에 상응하여 더 멀리 떨어져 있다. 매우 큰 거리는 망원경으로 수신된 전파를 어떤 중앙 간섭계 지점으로 사용 가능한 전송을 항상 허락하지는 않는다. 이러한 이유로 많은 망원경들은 대신에 저장 매체에 전파를 기록한다. 그런 다음 이 녹음 파일은 파도에 간섭을 받는 중앙 상관 관측소로 전송된다. 역사적으로 그 녹음은 아날로그적이었고 자기테이프로 만들어졌다. 이는 전파를 디지털화한 다음, 나중에 발송하기 위해 컴퓨터 하드 디스크에 데이터를 저장하거나, 예를 들어 인터넷을 통해 상관 방송국으로 디지털 데이터를 직접 스트리밍하는 현재의 방법으로 빠르게 대체되었다. 대역폭이 매우 넓은 무선 어레이 및 일부 구형 어레이는 아날로그 형태로 데이터를 전기 또는 광섬유를 통해 전송한다. 유사한 접근법은 적외선 공간 간섭계와 같은 일부 서브밀리미터와 적외선 간섭계에서도 사용된다. 일부 초기 무선 간섭계는 강도 간섭계로 작동하여 전기 케이블을 통해 신호 강도의 측정을 중앙 상관 계로 전송했다. 1970년대에 처음으로 항성 직경을 대규모로 조사하기 위해 나래브리 스텔라 인텐시티 인터페로미터에 의해 광학적 파장에 유사한 접근법이 사용되었다.

상관 계수기 스테이션에서는 상관 계수기 하드웨어 또는 소프트웨어를 사용하여 디지털 신호를 처리하여 실제 상호 계수기를 합성한다. 공통 상관 계수기 유형은 FX 및 XF 상관 계수기입니다. 현재의 추세는 소비자 PC나 유사한 기업용 하드웨어에서 실행되는 소프트웨어 상관자를 지향하고 있다. 유럽 전파천문학클럽의 ALLBIN과 같은 아마추어 전파천문학 디지털 간섭계도 존재한다.

대부분의 전파천문 간섭계는 디지털이기 때문에 아날로그 상관관계에 비해 훨씬 더 많은 컴퓨팅 파워가 필요할 뿐만 아니라 샘플링과 정량화 효과로 인해 일부 단점이 있다. 디지털 및 아날로그 상관 계수기 출력은 직접 검출 간섭계(위 참조)와 같은 방법으로 간섭계 구멍을 계산하는 데 사용할 수 있다.

감마선 망원경 사용

감마선 광자를 검출하기 위해 일반적으로 대기 중 체렌코프 방사선을 관측하기 위한 지상 기반 감마선 망원경인 체렌코프 망원경 어레이의 광학 기구를 사용하여 거대 별의 폭을 측정하는 광도 간섭측정법이 부활했다.[1]

참고 항목

참조

  1. ^ 감마선 과학자들 "분진 제거" 강도 간섭계, 디지털 전자장치를 이용한 업그레이드 기술, 더 큰 망원경, 그리고 향상된 민감도
  • Baldwin, John E.; Haniff, Chris A. (2002). "The application of interferometry to optical astronomical imaging". Philosophical Transactions of the Royal Society A. 360 (1794): 969–986. Bibcode:2002RSPTA.360..969B. doi:10.1098/rsta.2001.0977. JSTOR 3066516. PMID 12804289. S2CID 21317560.
  • Baldwin, J. E. (22–28 August 2002). "Ground-based interferometry — the past decade and the one to come". Interferometry for Optical Astronomy II. Proc. SPIE. Vol. 4838. Kona, Hawaii: SPIE. p. 1. doi:10.1117/12.457192.
  • Chung, S.-J.; Miller, D. W.; de Weck, O. L. (2004). "ARGOS testbed: study of multidisciplinary challenges of future spaceborne interferometric arrays" (PDF). Optical Engineering. Vol. 43, no. 9. pp. 2156–2167. Bibcode:2004OptEn..43.2156C. doi:10.1117/1.1779232.
  • Monnier, J. D. (2003). "Optical interferometry in astronomy" (PDF). Reports on Progress in Physics. 66 (5): 789–857. arXiv:astro-ph/0307036. Bibcode:2003RPPh...66..789M. doi:10.1088/0034-4885/66/5/203. hdl:2027.42/48845. S2CID 887574.
  • P. Hariharan, Optical Interferometry, 제2판, Academic Press, 미국 샌디에이고, 2003.
  • Fercher, Adolf F.; Drexler, Wolfgang; Hitzenberger, Christoph K.; Lasser, Theo (2003). "Optical coherence tomography – principles and applications". Reports on Progress in Physics. 66 (2): 239–303. Bibcode:2003RPPh...66..239F. doi:10.1088/0034-4885/66/2/204.
  • E. Hhecht, Optics, 제2판, Addison-Wesley 출판사, Reading, Mass, USA, 1987.

추가 읽기

외부 링크