Interferometria óptica astronômica - Astronomical optical interferometry
Na astronomia óptica , a interferometria é usada para combinar sinais de dois ou mais telescópios para obter medições com resolução mais alta do que poderia ser obtida com qualquer um dos telescópios individualmente. Essa técnica é a base para matrizes de interferômetros astronômicos, que podem fazer medições de objetos astronômicos muito pequenos se os telescópios estiverem espalhados por uma grande área. Se um grande número de telescópios for usado, uma imagem pode ser produzida com resolução semelhante a um único telescópio com o diâmetro da distribuição combinada de telescópios . Isso inclui matrizes de radiotelescópio como VLA , VLBI , SMA , LOFAR e SKA e , mais recentemente, matrizes de interferômetro óptico astronômico , como COAST , NPOI e IOTA , resultando nas imagens ópticas de maior resolução já alcançadas em astronomia. O VLT interferómetro é esperada para produzir as suas primeiras imagens usando síntese abertura breve, seguido por outros interferómetros tais como a matriz CHARA e o Madalena Ridge Observatory interferómetro que pode consistir em até 10 telescópios ópticos. Se telescópios estabilizadores forem construídos no interferômetro Keck , ele também será capaz de gerar imagens interferométricas.
Tipos de interferômetros
Os interferômetros astronômicos vêm em dois tipos - detecção direta e heteródino. Eles diferem apenas na forma como o sinal é transmitido. A síntese de abertura pode ser usada para simular computacionalmente uma grande abertura de telescópio de qualquer tipo de interferômetro.
Em um futuro próximo, outras matrizes deverão liberar suas primeiras imagens interferométricas, incluindo o ISI , VLT I, a matriz CHARA e os interferômetros MRO .
No início do século 21, os arranjos de grande telescópio VLTI e Interferômetro Keck entraram em operação, e as primeiras medições interferométricas dos poucos alvos extragalácticos mais brilhantes foram realizadas.
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| Um interferômetro óptico simples de dois elementos. A luz de dois pequenos telescópios (mostrados como lentes ) é combinada usando divisores de feixe nos detectores 1, 2, 3 e 4. Os elementos criam um atraso de 1/4 de onda na luz, permitindo que a fase e a amplitude da visibilidade de interferência sejam medidas , dando assim informações sobre a forma da fonte de luz. | Um único grande telescópio com uma máscara de abertura sobre ele (identificado como Máscara ), permitindo apenas a entrada de luz por dois pequenos orifícios. Os caminhos ópticos para os detectores 1, 2, 3 e 4 são os mesmos da figura à esquerda, portanto, esta configuração fornecerá resultados idênticos. Ao mover os orifícios na máscara de abertura e fazer medições repetidas, as imagens podem ser criadas usando a síntese de abertura, que teria a mesma qualidade que teria sido dada pelo telescópio direito sem a máscara de abertura. De maneira análoga, a mesma qualidade de imagem pode ser obtida movendo-se os pequenos telescópios na figura à esquerda - esta é a base da síntese de abertura, usando pequenos telescópios amplamente separados para simular um telescópio gigante. |
Interferometria de detecção direta astronômica
Um dos primeiros interferômetros astronômicos foi construído no telescópio refletor do Observatório Mount Wilson para medir os diâmetros das estrelas. Este método foi estendido para medições usando telescópios separados por Johnson, Betz e Towns (1974) no infravermelho e por Labeyrie (1975) no visível. A estrela gigante vermelha Betelgeuse foi uma das primeiras a ter seu diâmetro determinado dessa forma. No final dos anos 1970, melhorias no processamento de computador permitiram o primeiro interferômetro de "rastreamento de franja", que opera rápido o suficiente para acompanhar os efeitos de turvação da visão astronômica, levando às séries Mk I, II e III de interferômetros. Técnicas semelhantes já foram aplicadas em outros arranjos de telescópios astronômicos, como o interferômetro Keck e o interferômetro Palomar .
Técnicas de Very Long Baseline Interferometry (VLBI) , em que uma grande abertura é sintetizada computacionalmente, foram implementadas em comprimentos de onda ópticos e infravermelhos na década de 1980 pelo Cavendish Astrophysics Group . O uso desta técnica forneceu as primeiras imagens de altíssima resolução de estrelas próximas. Em 1995, esta técnica foi demonstrada em uma série de telescópios ópticos separados como um interferômetro de Michelson pela primeira vez, permitindo uma melhoria adicional na resolução e permitindo imagens com resolução ainda mais alta de superfícies estelares . A mesma técnica já foi aplicada em uma série de outras matrizes de telescópios astronômicos, incluindo o interferômetro óptico protótipo da Marinha e a matriz IOTA e, em breve, VLT I, matriz CHARA e interferômetros MRO .
Projetos estão agora começando que usarão interferômetros para procurar planetas extrasolares , seja por medições astrométricas do movimento recíproco da estrela (como usado pelo Interferômetro Palomar Testbed e VLT I) ou pelo uso de anulação (como será usado por o interferômetro Keck e Darwin ).
Uma descrição detalhada do desenvolvimento da interferometria óptica astronômica pode ser encontrada aqui . Resultados impressionantes foram obtidos na década de 1990, com o Mark III medindo diâmetros de centenas de estrelas e muitas posições estelares precisas, COAST e NPOI produzindo muitas imagens de resolução muito alta e estrelas medindo ISI no infravermelho médio pela primeira vez. Os resultados adicionais incluíram medições diretas dos tamanhos e distâncias de estrelas variáveis Cepheid e objetos estelares jovens .
Os interferômetros são vistos pela maioria dos astrônomos como instrumentos muito especializados, pois são capazes de uma gama muito limitada de observações. Costuma-se dizer que um interferômetro atinge o efeito de um telescópio do tamanho da distância entre as aberturas; isso só é verdade no sentido limitado de resolução angular . Os efeitos combinados de área de abertura limitada e turbulência atmosférica geralmente limitam interferômetros a observações de estrelas comparativamente brilhantes e núcleos galácticos ativos . No entanto, eles se mostraram úteis para fazer medições de precisão muito alta de parâmetros estelares simples, como tamanho e posição ( astrometria ) e para obter imagens das estrelas gigantes mais próximas . Para obter detalhes sobre instrumentos individuais, consulte a lista de interferômetros astronômicos nos comprimentos de onda visível e infravermelho .
Interferometria heteródina astronômica
Os comprimentos de onda de rádio são muito maiores do que os comprimentos de onda ópticos, e as estações de observação em interferômetros radioastronômicos são correspondentemente mais distantes. As distâncias muito grandes nem sempre permitem qualquer transmissão utilizável de ondas de rádio recebidas nos telescópios para algum ponto de interferometria central. Por essa razão, muitos telescópios gravam as ondas de rádio em um meio de armazenamento. As gravações são então transferidas para uma estação central de correlação, onde as ondas sofrem interferência. Historicamente, as gravações eram analógicas e feitas em fitas magnéticas. Isso foi rapidamente substituído pelo método atual de digitalização das ondas de rádio e, em seguida, armazenamento dos dados em discos rígidos de computador para envio posterior ou transmissão dos dados digitais diretamente por uma rede de telecomunicações, por exemplo, pela Internet para a estação correlacionadora. Matrizes de rádio com largura de banda muito ampla, e também algumas matrizes mais antigas, transmitem os dados na forma analógica, seja eletricamente ou por meio de fibra óptica. Uma abordagem semelhante também é usada em alguns interferômetros submilimétricos e infravermelhos , como o interferômetro espacial de infravermelho . Alguns interferômetros de rádio antigos operavam como interferômetros de intensidade , transmitindo medições da intensidade do sinal por cabos elétricos a um correlacionador central. Uma abordagem semelhante foi usada em comprimentos de onda ópticos pelo interferômetro de intensidade estelar Narrabri para fazer o primeiro levantamento em grande escala dos diâmetros estelares na década de 1970.
Na estação correlacionadora, o interferômetro real é sintetizado processando os sinais digitais usando hardware ou software correlacionador. Os tipos de correlacionadores comuns são os correlacionadores FX e XF. A tendência atual é para correlacionadores de software executados em PCs de consumo ou hardware corporativo semelhante. Também existem alguns interferômetros digitais de radioastronomia amadora, como o ALLBIN do Clube Europeu de Radioastronomia .
Como a maioria dos interferômetros de radioastronomia são digitais, eles têm algumas deficiências devido aos efeitos de amostragem e quantização, bem como à necessidade de muito mais poder de computação quando comparados à correlação analógica. A saída de um correlacionador digital e analógico pode ser usada para sintetizar computacionalmente a abertura do interferômetro da mesma maneira que com interferômetros de detecção direta (veja acima).
Interferometria de raios gama
A interferometria de intensidade foi realizada com vários telescópios de raios gama, por exemplo. para medir diâmetros estelares.
Veja também
Referências
- Baldwin, John E .; Haniff, Chris A. (2002). "A aplicação da interferometria à imagiologia astronómica óptica". Philosophical Transactions da Royal Society A . 360 (1794): 969–986. Bibcode : 2002RSPTA.360..969B . doi : 10.1098 / rsta.2001.0977 . JSTOR 3066516 . PMID 12804289 . S2CID 21317560 .
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- E. Hecht, Optics , 2ª Edição, Addison-Wesley Publishing Co., Reading, Mass, USA, 1987.
Leitura adicional
- P. Hariharan (2010). Noções básicas de interferometria . Elsevier. ISBN 978-0-08-046545-6 .