천문 간섭계

Astronomical interferometer

천체 간섭계 또는 망원경 배열은 별, 성운, 은하와 같은 천체들의 고해상도 이미지를 간섭계를 통해 제공하기 위해 단일 망원경으로 함께 작동하는 별도의 망원경, 거울 세그먼트 또는 전파 망원경 안테나 세트입니다.이 기술은 부품 망원경 간 간격과 동일한 개구부를 가진 거대한 망원경의 각도 분해능으로 이론적으로 영상을 생성할 수 있다는 것이 장점이다.주요 단점은 전체 기기의 거울만큼 많은 빛을 모으지 못한다는 것입니다.따라서 이것은 가까운 쌍성과 같은 더 밝은 천체들의 미세한 분해능에 주로 유용합니다.또 다른 단점은 검출 가능한 방출원의 최대 각도 크기가 콜렉터 [1]어레이 내의 검출기 사이의 최소 간격에 의해 제한된다는 것이다.

간섭계는 전파천문학에서 가장 널리 사용되며, 전파천문학에서는 별도의 전파망원경의 신호가 결합된다.조리개 합성이라고 불리는 수학적 신호 처리 기술은 고해상도 이미지를 만들기 위해 분리된 신호를 결합하는 데 사용됩니다.VLBI(Very Long Baseline Interferometry) 전파 망원경은 수천 킬로미터의 직경을 가진 가상의 단일 접시에 의해 제공되는 해상도의 전파 간섭계를 형성하기 위해 결합됩니다.적외선 천문학과 광학 천문학에서 사용되는 파장이 짧을수록, 분리된 망원경의 빛을 결합하는 것은 더 어렵습니다. 왜냐하면 빛은 매우 정밀한 광학을 필요로 하는 긴 광로에 걸쳐 파장의 일부 내에서 일관성을 유지해야 하기 때문입니다.실용적 적외선 및 광학식 천문 간섭계는 최근에야 개발되었으며 천문학 연구의 최첨단이다.광학 파장에서 조리개 합성은 대기 중의 가시 분해능 한계를 극복하여 각도 분해능이 광학의 회절 한계에 도달할 수 있도록 합니다.

ESO의 VLT 간섭계는 젊은 [2]별 주위의 원반을 처음으로 상세하게 촬영했다.

천체 간섭계는 다른 어떤 망원경보다 고해상도 천체 영상을 만들어 낼 수 있다.무선파장에서는 수마이크로아크의 화상해상도, 가시파장 및 적외선파장에서는 분수밀리초의 화상해상도 실현되었다.

천문 간섭계의 간단한 레이아웃은 부분적으로 완전한 반사 망원경을 제공하지만 "희박" 또는 "희박"한 구멍을 가진 거울 조각의 포물선 배치입니다.사실 거울의 포물선 배열은 천문학 물체에서 빔 결합기(초점)까지의 광로 길이가 완전한 거울 케이스에 의해 주어진 것과 동일하다면 중요하지 않다.대신, 대부분의 기존 어레이는 평면 지오메트리를 사용하며, Labeyrie의 하이퍼텔레스코프는 구면 지오메트리를 사용합니다.

역사

100인치 후커 망원경 프레임에 장착된 20피트 길이의 마이클슨 간섭계, 1920년.

광학 간섭계를 최초로 사용한 것 중 하나는 윌슨 산 천문대의 반사 망원경에 있는 미켈슨 항성 간섭계에 의해 별의 지름을 측정하기 위해 적용되었다.붉은 거성 베텔게우스는 1920년 [3]12월 13일 이런 방식으로 지름이 결정된 최초의 별이다.1940년대에 전파 간섭계는 최초의 고해상도 전파 천문 관측을 수행하기 위해 사용되었다.이후 30년 동안 천문 간섭계 연구는 전파 파장에 대한 연구에 의해 지배되었고, 초거대 배열과 아타카마 대형 밀리미터 배열과 같은 대형 기구들의 개발로 이어졌다.

광학/적외선 간섭계는 적외선의 존슨, 베츠, 타운즈(1974)와 [4][5]가시광선의 라베이리(1975)에 의해 분리된 망원경을 사용한 측정으로 확장되었다.1970년대 후반에는 컴퓨터 처리의 향상으로 최초의 "프링지 추적" 간섭계가 생겨났고, 이 간섭계는 천문학적인 시각의 흐림 효과를 따라갈 만큼 충분히 빠르게 작동하여 Mk I, II 및 III 시리즈 간섭계로 이어졌다.비슷한 기법이 현재 Keck Interferometer와 Palomar Testbed Interferometer를 포함한 다른 천체 망원경 어레이에도 적용되고 있습니다.

ESO/NAOJ/NRAO ALMA 건설 현장의 항공도.

1980년대에 캐번디시 천체물리학 그룹에 의해 조리개 합성 간섭계 영상 기술은 가시광선과 적외선 천문학으로 확장되어 인근 [6][7][8]별들의 고해상도 영상을 최초로 제공하게 되었다.1995년, 이 기술은 분리된 광학 망원경 배열에서 처음으로 시연되었고, 해상도가 더욱 향상되었으며, 항성 표면의 고해상도 이미징을 가능하게 했습니다.BSMEM 또는 MIRA와 같은 소프트웨어 패키지는 측정된 가시 진폭 및 폐쇄 단계를 천체 이미지로 변환하는 데 사용됩니다.해군정밀광간섭계, 적외선공간간섭계, IOTA 어레이 등 다른 천체망원경 어레이에도 동일한 기술이 적용되고 있습니다.VLTI, CHARA 어레이, Le Corroller 및 Dejonghe의 Hypertelescope 프로토타입 등 다수의 다른 간섭계가 폐쇄 위상 측정을 수행했으며 곧 첫 이미지를 생성할 예정입니다.완료되면 최대 10개의 이동 가능한 망원경을 갖춘 MRO 간섭계가 긴 기준선 간섭계의 첫 번째 고화질 이미지를 생성합니다.해군 광학 간섭계는 1996년 미자르의 [9]3방향 합성, 2002년 [10]사상 최초의 에타 버진리스 6방향 합성, 그리고 가장 최근에는 정지궤도 [11]위성에 의해 생성된 최초의 합성 영상으로 "폐쇄 단계"를 이루며 이 방향으로 첫발을 내디뎠다.

현대 천문 간섭계

상세 정보:천체 광학 간섭계

천문 간섭계는 주로 Michelson(때로는 다른 유형) 간섭계를 [12]사용하여 수행됩니다.이러한 유형의 계측기를 사용하는 주요 운영 간섭 관측소에는 VLTI, NPOI 및 CHARA가 포함된다.

Navy Precision Optical Interferometer(NPOI)는 미국 애리조나주 북부 앤더슨 메사에 있는 해발 2163m에 있는 437m의 바젤라인 광학/근적외선 6빔 Michelson Interferometer이다. 2013년부터 4개의 추가 1.8m 망원경을 설치할 예정이다.
ESOVLT 보조 망원경 3개로 채집하여 간섭계 기술을 사용하여 결합하는 빛.
이 이미지는 초대형 망원경 간섭계(VLTI)[13]의 별 분리기라고 불리는 일련의 정교한 광학 및 기계 시스템 중 하나를 보여줍니다.

현재 프로젝트에서는 별(팔로마 테스트베드 간섭계 및 VLTI에 의해 사용되는)의 측성학적 측정을 통해(Keck Interferometer 및 Darwin에 의해 사용될) 또는 직접 영상(Labey Hyperie의 제안대로)을 통해 외계 행성을 탐색하기 위해 간섭계를 사용할 것입니다.etelescope)

유럽남부천문대 ESO의 엔지니어들은 초거대 망원경 VLT를 간섭계로도 사용할 수 있도록 설계했다.8.2m(320인치) 단위 망원경 4개와 함께 이동식 1.8m 보조 망원경(AT) 4개가 전체 VLT 개념에 포함되어 초대형 망원경 간섭계(VLTI)를 형성했다.AT는 30개의 다른 관측소 사이를 이동할 수 있으며, 현재 망원경은 간섭계를 위해 두세 개의 그룹을 형성할 수 있다.

간섭계를 사용할 때, 거울의 복잡한 시스템은 다른 망원경의 빛을 결합되고 가공되는 천문 기구로 가져온다.광로는 수백 [why?]미터 거리에 걸쳐 1/1000 mm 이내로 유지되어야 하기 때문에 이는 기술적으로 까다로운 작업입니다.유닛 망원경의 경우 최대 130m(430ft)의 동등한 미러 직경을 제공하며 보조 망원경을 조합할 경우 최대 200m(660ft)의 동등한 미러 직경을 달성할 수 있습니다.이것은 단일 VLT 단위 망원경의 해상도보다 최대 25배 더 높습니다.

VLTI는 천문학자들에게 전례 없는 상세하게 천체를 연구할 수 있는 능력을 준다.별의 표면을 자세히 볼 수 있고 심지어 블랙홀 근처의 환경을 연구하는 것도 가능하다.VLTI는 4밀리초의 공간 분해능으로 천문학자들이 역사상 가장 선명한 별 이미지 중 하나를 얻을 수 있게 해 주었다.이는 300km(190mi) 거리에서 나사 헤드를 해결하는 것과 같습니다.

주목할 만한 1990년대 결과는 100개의 별과 많은 정확한 별의 위치에 대한 Mark III 측정, 많은 고해상도 이미지를 생성하는 COAST와 NPOI, 그리고 처음으로 중적외선 별에 대한 적외선 항성 간섭계 측정 등이 있었다.추가적인 결과로는 세페이드 변광성, 젊은 항성들의 크기와 거리 측정이 포함됩니다.

아타카마 대형 밀리미터/서브밀리미터 어레이(ALMA) 12미터 안테나는 칠레 안데스 산맥의 5000미터 고원에 있는 차이난토르 고원에 있는 천문대의 어레이 운용 사이트(AOS)에서 하늘을 응시하고 있다.

칠레 안데스 산맥의 차이난토르 고원에 위치한 유럽남부천문대(ESO)는 국제 파트너들과 함께 우주에서 가장 추운 물체로부터 방사선을 모을 알마를 건설하고 있다.ALMA는 당초 66개의 고정밀 안테나로 구성돼 0.3~9.6mm 파장으로 작동되는 새로운 디자인의 단일 망원경이다.주요 12미터 어레이에는 지름 12미터의 50개의 안테나가 있으며, 하나의 망원경인 간섭계 역할을 합니다.12미터 안테나 4개와 7미터 안테나 12개의 콤팩트 어레이가 이를 보완합니다.안테나는 150미터에서 16킬로미터까지의 거리에 걸쳐 사막 고원을 가로질러 확산될 수 있으며, 이는 ALMA에 강력한 변수 "줌"을 제공합니다.허블우주망원경보다 최대 10배 높은 해상도로 밀리미터 파장과 서브밀리미터 파장으로 우주를 탐사할 수 있으며, VLT 간섭계로 만든 영상을 보완할 수 있습니다.

광학 간섭계는 천문학자들에 의해 매우 제한된 범위의 관측을 할 수 있는 매우 특별한 기구로 대부분 보여진다.간섭계는 종종 구멍 사이의 거리 크기의 망원경의 효과를 달성한다고 하는데, 이것은 제한된 각도 분해능의 의미에서만 해당된다.수집되는 빛의 양(따라서 볼 수 있는 가장 어두운 물체)은 실제 조리개 크기에 따라 달라지기 때문에 간섭계는 이미지가 어둡기 때문에 거의 개선되지 않습니다(얇은 배열의 저주).제한된 개구 면적과 대기 난류의 복합적인 영향은 일반적으로 간섭계를 비교적 밝은 별과 활동적인 은하핵의 관측으로 제한한다.하지만, 그것들은 크기와 위치(천체측정법)와 같은 간단한 항성 매개변수를 매우 정밀하게 측정하거나, 가장 가까운 거성을 촬영하고, 가까운 활동 은하의 중심부를 탐사하는 데 유용한 것으로 입증되었습니다.

개별 계측기에 대한 자세한 내용은 가시 파장과 적외선 파장의 천체 간섭계 목록을 참조하십시오.

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심플한 2소자 광간섭계.두 개의 소형 망원경(렌즈로 표시)에서 나오는 빛은 검출기 1, 2, 3, 4에서 빔 스플리터를 사용하여 결합된다.빛에서 1/4파 지연을 생성하는 요소를 통해 간섭 가시성의 위상 및 진폭을 측정할 수 있으며, 이는 광원의 모양에 대한 정보를 제공합니다. 조리개 마스크가 씌워진 단일 대형 망원경(레이블 마스크)으로, 두 개의 작은 구멍만 빛이 통과합니다.검출기 1, 2, 3 및 4에 대한 광경로는 왼쪽 그림과 같으므로 이 설정에서는 동일한 결과를 얻을 수 있습니다.조리개 마스크의 구멍을 움직여 반복 측정함으로써 조리개 마스크가 없는 오른쪽 망원경과 동일한 품질의 조리개 합성을 사용하여 이미지를 생성할 수 있습니다.비슷한 방법으로, 작은 망원경을 왼쪽 그림으로 움직여 같은 화질을 얻을 수 있습니다.이것은, 넓게 떨어진 작은 망원경을 사용해 거대한 망원경을 시뮬레이트 하는 조리개 합성의 기초입니다.

전파 파장에서는 초대형 어레이나 MERLIN과 같은 간섭계가 수년 동안 작동되어 왔습니다.훨씬 긴 기준선을 가진 배열은 초장기선 간섭계 기법을 사용하지만 망원경 사이의 거리는 일반적으로 10-100km(6.2-62.1mi)이다.(서브)밀리미터의 기존 어레이에는 서브밀리미터 어레이와 IRAM Plato de Bure 설비가 포함됩니다.Atacama Large Millimeter Array는 2013년 3월부터 본격 가동되고 있습니다.

Max Tegmark와 Matias Zaldarriaga는 표준 렌즈와 [14]거울이 아닌 광범위한 컴퓨터 파워에 의존하는 Fast Fourier Transform Telescope를 제안했습니다.만약 무어의 법칙이 계속된다면, 그러한 디자인은 몇 년 안에 실용적이고 저렴해질 것이다.

「 」를 참조해 주세요.

목록.

레퍼런스

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추가 정보

외부 링크