Interferômetro astronômico - Astronomical interferometer

Um interferômetro astronômico é um conjunto de telescópios separados , segmentos de espelho ou antenas de radiotelescópio que funcionam juntos como um único telescópio para fornecer imagens de alta resolução de objetos astronômicos como estrelas , nebulosas e galáxias por meio de interferometria . A vantagem dessa técnica é que ela pode teoricamente produzir imagens com a resolução angular de um grande telescópio com uma abertura igual à separação entre os telescópios componentes. A principal desvantagem é que ele não coleta tanta luz quanto o espelho do instrumento completo. Portanto, é útil principalmente para a resolução precisa de objetos astronômicos mais luminosos, como estrelas binárias próximas . Outra desvantagem é que o tamanho angular máximo de uma fonte de emissão detectável é limitado pelo intervalo mínimo entre os detectores no conjunto de coletores.

A interferometria é mais amplamente usada na radioastronomia , na qual os sinais de radiotelescópios separados são combinados. Uma técnica matemática de processamento de sinal chamada síntese de abertura é usada para combinar os sinais separados para criar imagens de alta resolução. Em Very Long Baseline Interferometry (VLBI), radiotelescópios separados por milhares de quilômetros são combinados para formar um rádio interferômetro com uma resolução que seria dada por uma antena única hipotética com uma abertura de milhares de quilômetros de diâmetro. Nos comprimentos de onda mais curtos usados ​​na astronomia infravermelha e na astronomia óptica , é mais difícil combinar a luz de telescópios separados, porque a luz deve ser mantida coerente em uma fração de um comprimento de onda em longos caminhos ópticos, exigindo uma óptica muito precisa. Os interferômetros astronômicos ópticos e infravermelhos práticos foram desenvolvidos apenas recentemente e estão na vanguarda da pesquisa astronômica. Em comprimentos de onda ópticos, a síntese de abertura permite que o limite de resolução da visão atmosférica seja superado, permitindo que a resolução angular alcance o limite de difração da óptica.

O interferômetro VLT do ESO obteve a primeira imagem detalhada de um disco em torno de uma jovem estrela.

Os interferômetros astronômicos podem produzir imagens astronômicas de resolução mais alta do que qualquer outro tipo de telescópio. Em comprimentos de onda de rádio, resoluções de imagem de alguns microssegundos de arco foram obtidas, e resoluções de imagem de um miliarcissegundo fracionário foram alcançadas em comprimentos de onda visível e infravermelho.

Um layout simples de um interferômetro astronômico é um arranjo parabólico de pedaços de espelho, dando um telescópio refletor parcialmente completo, mas com uma abertura "esparsa" ou "diluída". Na verdade, o arranjo parabólico dos espelhos não é importante, contanto que os comprimentos do caminho óptico do objeto astronômico ao combinador de feixe (foco) sejam os mesmos que seriam dados pela caixa do espelho completo. Em vez disso, a maioria dos arrays existentes usa uma geometria plana, e o hipertelescópio de Labeyrie usará uma geometria esférica.

História

Um interferômetro Michelson de 20 pés montado na estrutura do Telescópio Hooker de 100 polegadas , 1920.

Um dos primeiros usos da interferometria óptica foi aplicado pelo interferômetro estelar Michelson no telescópio refletor do Observatório Mount Wilson para medir os diâmetros das estrelas. A estrela gigante vermelha Betelgeuse foi a primeira a ter seu diâmetro determinado dessa forma em 13 de dezembro de 1920. Na década de 1940, a radiointerferometria foi usada para realizar as primeiras observações de alta resolução em radioastronomia . Nas três décadas seguintes, a pesquisa em interferometria astronômica foi dominada pela pesquisa em comprimentos de onda de rádio, levando ao desenvolvimento de grandes instrumentos como o Very Large Array e o Atacama Large Millimeter Array .

A interferometria óptica / infravermelha foi estendida para medições usando telescópios separados por Johnson, Betz e Townes (1974) no infravermelho e por Labeyrie (1975) no visível. No final da década de 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 de interferômetros Mk I, II e III. Técnicas semelhantes já foram aplicadas em outros arranjos de telescópios astronômicos, incluindo o interferômetro Keck e o interferômetro Palomar Testbed .

Vista aérea da obra do ESO / NAOJ / NRAO ALMA .

Na década de 1980, a técnica de imagem interferométrica de síntese de abertura foi estendida para luz visível e astronomia infravermelha pelo Cavendish Astrophysics Group , fornecendo as primeiras imagens de alta resolução de estrelas próximas. Em 1995, esta técnica foi demonstrada em uma série de telescópios ópticos separados pela primeira vez, permitindo uma melhoria adicional na resolução e permitindo imagens com resolução ainda mais alta de superfícies estelares . Pacotes de software como BSMEM ou MIRA são usados ​​para converter as amplitudes de visibilidade medidas e fases de fechamento em imagens astronômicas. As mesmas técnicas já foram aplicadas em vários outros arranjos de telescópios astronômicos, incluindo o interferômetro óptico de precisão da Marinha , o interferômetro espacial de infravermelho e o arranjo IOTA . Uma série de outros interferômetros fizeram fase de encerramento medições e são esperados para produzir suas primeiras imagens em breve, incluindo o VLT I, o conjunto CHARA e Le Coroller e Dejonghe 's Hypertelescope protótipo. Se concluído, o interferômetro MRO com até dez telescópios móveis produzirá entre as primeiras imagens de alta fidelidade de um interferômetro de linha de base longa. O interferômetro óptico da Marinha deu o primeiro passo nessa direção em 1996, conseguindo uma síntese em 3 vias de uma imagem de Mizar ; em seguida, uma primeira síntese de seis vias de Eta Virginis em 2002; e mais recentemente a " fase de fechamento " como um passo para as primeiras imagens sintetizadas produzidas por satélites geoestacionários .

Interferometria astronômica moderna

Mais informações: interferometria óptica astronômica

A interferometria astronômica é conduzida principalmente com interferômetros de Michelson (e às vezes de outro tipo). Os principais observatórios interferométricos operacionais que usam este tipo de instrumentação incluem VLTI , NPOI e CHARA .

O interferômetro óptico de precisão da Marinha (NPOI) , um interferômetro de Michelson óptico / infravermelho de linha de base de 437 ma de 6 feixes a 2163 m de altitude em Anderson Mesa, no norte do Arizona, EUA. Quatro telescópios adicionais de 1,8 metros estão sendo instalados a partir de 2013.
Luz coletada por três telescópios auxiliares do ESO VLT e combinada usando a técnica de interferometria.
Esta imagem mostra um de uma série de sofisticados sistemas ópticos e mecânicos chamados separadores de estrelas para o Very Large Telescope Interferometer (VLTI).

Os projetos atuais usarão interferômetros para busca de planetas extrasolares , seja por medidas astrométricas do movimento recíproco da estrela (como usado pelo Interferômetro Palomar Testbed e pelo VLT I), por meio do uso de anulação (como será usado pelo Interferômetro Keck e Darwin ) ou por imagem direta (como proposto para o Hipertelescópio de Labeyrie ).

Os engenheiros do Observatório Europeu do Sul ESO projetaram o Very Large Telescope VLT para que ele também pudesse ser usado como um interferômetro. Junto com os quatro telescópios unitários de 8,2 metros (320 pol.), Quatro telescópios auxiliares (ATs) móveis de 1,8 metros foram incluídos no conceito geral do VLT para formar o interferômetro do Very Large Telescope (VLTI). Os ATs podem se mover entre 30 estações diferentes e, atualmente, os telescópios podem formar grupos de dois ou três para interferometria.

Ao usar interferometria, um sistema complexo de espelhos traz a luz dos diferentes telescópios para os instrumentos astronômicos, onde é combinada e processada. Isso é tecnicamente exigente, pois os caminhos da luz devem ser mantidos iguais a 1/1000 mm em distâncias de algumas centenas de metros. Para os telescópios unitários, isso dá um diâmetro de espelho equivalente de até 130 metros (430 pés) e, ao combinar os telescópios auxiliares, podem ser obtidos diâmetros de espelho equivalentes de até 200 metros (660 pés). Isso é até 25 vezes melhor do que a resolução de um único telescópio de unidade VLT.

O VLTI dá aos astrônomos a capacidade de estudar objetos celestes com detalhes sem precedentes. É possível ver detalhes na superfície das estrelas e até estudar o ambiente próximo a um buraco negro. Com uma resolução espacial de 4 miliarcsegundos, o VLTI permitiu aos astrônomos obter uma das imagens mais nítidas de uma estrela. Isso é equivalente a resolver a cabeça de um parafuso a uma distância de 300 km (190 mi).

Os resultados notáveis ​​da década de 1990 incluíram a medição Mark III de diâmetros de 100 estrelas e muitas posições estelares precisas, COAST e NPOI produzindo muitas imagens de alta resolução e medições de interferômetro estelar infravermelho de estrelas no infravermelho médio pela primeira vez. Os resultados adicionais incluem medições diretas dos tamanhos e distâncias de estrelas variáveis Cefeidas e objetos estelares jovens .

Duas das antenas de 12 metros do Atacama Large Millimeter / submillimeter ( ALMA ) olham para o céu no Array Operations Site (AOS) do observatório, no planalto Chajnantor a uma altitude de 5.000 metros nos Andes chilenos.

No alto do planalto de Chajnantor, nos Andes chilenos, o Observatório Europeu do Sul (ESO), junto com seus parceiros internacionais, está construindo o ALMA, que coletará a radiação de alguns dos objetos mais frios do Universo. O ALMA será um telescópio único com um novo design, composto inicialmente por 66 antenas de alta precisão e operando em comprimentos de onda de 0,3 a 9,6 mm. Sua matriz principal de 12 metros terá cinquenta antenas, de 12 metros de diâmetro, atuando juntas como um único telescópio - um interferômetro. Uma matriz compacta adicional de quatro antenas de 12 metros e doze de 7 metros irá complementar isso. As antenas podem ser espalhadas pelo planalto desértico em distâncias de 150 metros a 16 quilômetros, o que dará ao ALMA um poderoso "zoom" variável. Será capaz de sondar o Universo em comprimentos de onda milimétricos e submilimétricos com sensibilidade e resolução sem precedentes, com resolução até dez vezes maior que a do Telescópio Espacial Hubble, e complementando imagens feitas com o interferômetro VLT.

Os interferômetros ópticos são vistos principalmente pelos astrônomos como instrumentos muito especializados, 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 . A quantidade de luz coletada - e, portanto, o objeto mais escuro que pode ser visto - depende do tamanho real da abertura, portanto, um interferômetro ofereceria poucas melhorias, já que a imagem está escurecida (a maldição da matriz fina ). 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 ), para obter imagens das estrelas gigantes mais próximas e sondar os núcleos de galáxias ativas próximas .

Para obter detalhes sobre instrumentos individuais, consulte a lista de interferômetros astronômicos em comprimentos de onda visível e infravermelho .

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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 que criam um atraso de 1/4 de onda na luz permitem que a fase e a amplitude da visibilidade de interferência sejam medidas , que fornecem 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 passagem de luz por dois pequenos orifícios. Os caminhos ópticos para os detectores 1, 2, 3 e 4 são iguais aos 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 forma 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.

Em comprimentos de onda de rádio, interferômetros como o Very Large Array e MERLIN estão em operação há muitos anos. As distâncias entre os telescópios são normalmente de 10–100 km (6,2–62,1 mi), embora matrizes com linhas de base muito mais longas utilizem as técnicas de interferometria de linha de base muito longa . No (sub) -milímetro, os arrays existentes incluem o Submillimeter Array e a instalação IRAM Plateau de Bure. O Atacama Large Millimeter Array está totalmente operacional desde março de 2013.

Max Tegmark e Matias Zaldarriaga propuseram o Fast Fourier Transform Telescope, que dependeria de um extenso poder de computador em vez de lentes e espelhos padrão. Se a lei de Moore continuar, esses projetos podem se tornar práticos e baratos em alguns anos.

Veja também

Referências

Leitura adicional

links externos