Astronomical interferometer (original) (raw)
Un interféromètre astronomique est un réseau de télescopes ou segments de miroirs qui agissent ensemble pour fins de détection avec une résolution plus grande, via l'interférométrie. L'avantage d'un interféromètre est que son pouvoir de résolution est le même que celui d'un télescope avec la même ouverture que s'il englobait tous les sous-composants de l'interféromètre. Le désavantage principal est qu'il ne collecte pas autant de photons, donc ce type d'instruments est surtout utile pour des objets plus lumineux, tels des étoiles binaires. Un autre désavantage est que le pouvoir de résolution maximal d'une source est limité par la distance minimale entre les détecteurs dans le réseau.
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| dbo:abstract | مقياس التداخل الفلكي هو عبارة عن مجموعة من التليسكوبات المنفصلة أو شرائح مرايا أو هوائيات التلسكوب الراديوية تعمل معا كمقراب واحد لتوفير صور عالية الدقة للأجسام الفلكية مثل النجوم والسدم والمجرات باستخدام تقنية قياس التداخل. ميزة هذه التقنية هي أنه يمكن أن تنتج نظريا صور لها استبانة زاوية لتلسكوب ضخم مع فتحة هوائي تساوي المسافة الفاصلة بين التلسكوبات المكونة. العيب الرئيسي لهذة التقنية هو عدم تمكنها من جمع ضوء كما تفعل مرآة مصقولة كاملة. وبالتالي فإنها مفيدة أساسا لتحسين استبانة الأجسام الفلكية الأكثر سطوعا، مثل النجوم الثنائية المتقاربة. وثمة عيب آخر هو أن حد الحجم الزاوي الأقصى لمصدر الانبعاث القابل للكشف يقتصر على الفجوة الدنيا بين أجهزة الكشف في مصفوفة التداخل. ويستخدم مقياس التداخل على نطاق واسع في علم الفلك الراديوي.ويمكن أن ينتج مقاييس التداخل الفلكي صورا فلكية عالية الاستبانة من أي نوع آخر من التلسكوبات. أبسط تصميم لمقياس التداخل الفلكي ترتيب الهوائيات بترتيب مكافئ لقطع المرآة، ماينتج مقراب عاكس كامل مجزاء بفتحة متفرقة. وفي الواقع أن الترتيب المكافئ للمرايا ليس مهما، طالما أن أطوال المسار البصري من الجرم الفلكي إلى المركب الشعاعي (البؤرة) هي نفسها التي يمكن الحصول عليها في حالة المرآة الكاملة.بدلا من ذلك، فإن معظم المصفوفات الحالية تستخدم هندسة مستوية، وتستخدم الهندسة الكروية في مصفوفة أنطوان لابيري (هيترتيليسكوب). حيث أقترح أنطوان لابيري وضع التليسكوبات الفردية في ترتيب كروي. وهذه الهندسة تقلل من مقدار تعويض طول المسار المطلوب عند إعادة توجيه مصفوفة التداخل. (ar) 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. 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. (cs) An astronomical interferometer or telescope array is a set of separate telescopes, mirror segments, or radio telescope antennas that work together as a single telescope to provide higher resolution images of astronomical objects such as stars, nebulas and galaxies by means of interferometry. The advantage of this technique is that it can theoretically produce images with the angular resolution of a huge telescope with an aperture equal to the separation between the component telescopes. The main drawback is that it does not collect as much light as the complete instrument's mirror. Thus it is mainly useful for fine resolution of more luminous astronomical objects, such as close binary stars. Another drawback is that the maximum angular size of a detectable emission source is limited by the minimum gap between detectors in the collector array. Interferometry is most widely used in radio astronomy, in which signals from separate radio telescopes are combined. A mathematical signal processing technique called aperture synthesis is used to combine the separate signals to create high-resolution images. In Very Long Baseline Interferometry (VLBI) radio telescopes separated by thousands of kilometers are combined to form a radio interferometer with a resolution which would be given by a hypothetical single dish with an aperture thousands of kilometers in diameter. At the shorter wavelengths used in infrared astronomy and optical astronomy it is more difficult to combine the light from separate telescopes, because the light must be kept coherent within a fraction of a wavelength over long optical paths, requiring very precise optics. Practical infrared and optical astronomical interferometers have only recently been developed, and are at the cutting edge of astronomical research. At optical wavelengths, aperture synthesis allows the atmospheric seeing resolution limit to be overcome, allowing the angular resolution to reach the diffraction limit of the optics. Astronomical interferometers can produce higher resolution astronomical images than any other type of telescope. At radio wavelengths, image resolutions of a few micro-arcseconds have been obtained, and image resolutions of a fractional milliarcsecond have been achieved at visible and infrared wavelengths. One simple layout of an astronomical interferometer is a parabolic arrangement of mirror pieces, giving a partially complete reflecting telescope but with a "sparse" or "dilute" aperture. In fact the parabolic arrangement of the mirrors is not important, as long as the optical path lengths from the astronomical object to the beam combiner (focus) are the same as would be given by the complete mirror case. Instead, most existing arrays use a planar geometry, and Labeyrie's hypertelescope will use a spherical geometry. (en) Un interferómetro astronómico es un conjunto de telescopios, segmentos de espejo, o antenas de radiotelescopio individuales, que trabajan de forma conjunta como un único telescopio. El propósito de trabajar con instrumentos en grupo es obtener imágenes de una resolución mucho mayor de la que se podría obtener con cualquiera de los instrumentos por separado. Se utilizan para observar objetos astronómicos, como estrellas, nebulosas y galaxias mediante interferometría. La ventaja de esta técnica es que teóricamente puede producir imágenes con la resolución angular de un enorme telescopio cuya apertura equivale a la separación entre los telescopios utilizados. Su principal limitación es que no captan tanta luz como el espejo del instrumento completo. Por lo tanto, son útiles principalmente para obtener imágenes de gran resolución de objetos astronómicos muy luminosos, como estrellas binarias cercanas. Otro problema es que la medida angular máxima de una fuente de emisión detectable está limitada por la distancia mínima entre los detectores que forman el conjunto. La interferometría es más ampliamente utilizada en radioastronomía, en la que se combinan señales de radiotelescopios separados entre sí. Una técnica matemática de procesamiento de señales denominada de síntesis de apertura puede combinar señales separadas para crear imágenes de alta resolución. En interferometría de muy larga base (VLBI), radiotelescopios separados por miles de kilómetros se combinan para formar un radiointerferómetro con una resolución equivalente a la de una hipotética antena parabólica con miles de kilómetros de diámetro. En las longitudes de onda más cortas utilizadas en astronomía infrarroja y astronomía óptica, es más difícil combinar la luz de telescopios separados, porque debe mantenerse su coherencia por debajo de una fracción de longitud de onda sobre recorridos ópticos largos, requiriendo una óptica de altísima precisión. Interferómetros astronómicos infrarrojos y ópticos verdaderamente operativos solo se han desarrollado recientemente, y forman parte de la tecnología punta astronómica. En longitudes de onda ópticas, la síntesis de apertura permite solucionar algunos de los problemas de resolución producidos por la turbulencia atmosférica, permitiendo llevar la resolución angular al límite de la difracción de la óptica. Los interferómetros astronómicos pueden producir imágenes de más alta resolución que cualquier otro tipo de telescopio. En longitudes de onda de radio, se han obtenido resoluciones de imagen de unos cuantos micro-segundos de arco, y se han conseguido resoluciones de imagen de fracciones de milisegundo de arco en longitudes de onda de luz visible e infrarroja. Un diseño sencillo de un interferómetro astronómico es un montaje parabólico de piezas de espejo, constituyendo un telescopio reflector parcialmente completo pero con una apertura "reducida" o "diluida". De hecho, la disposición parabólica de los espejos no es importante, siempre y cuando las longitudes ópticas recorridas por la luz procedente desde el objeto astronómico hasta el haz combinado (foco), sea igual a la recorrida en el espejo teórico completo. Existen tipos de estos telescopios que utilizan espejos de geometría plana, mientras que el hipertelescopio se ha previsto que utilice una geometría esférica. (es) Un interféromètre astronomique est un réseau de télescopes ou segments de miroirs qui agissent ensemble pour fins de détection avec une résolution plus grande, via l'interférométrie. L'avantage d'un interféromètre est que son pouvoir de résolution est le même que celui d'un télescope avec la même ouverture que s'il englobait tous les sous-composants de l'interféromètre. Le désavantage principal est qu'il ne collecte pas autant de photons, donc ce type d'instruments est surtout utile pour des objets plus lumineux, tels des étoiles binaires. Un autre désavantage est que le pouvoir de résolution maximal d'une source est limité par la distance minimale entre les détecteurs dans le réseau. (fr) Interferometer astronomi adalah array teleskop atau segmen cermin yamg bertindak bersama-sama untuk menyelidiki struktur dengan resolusi yang lebih tinggi dengan cara interferometri. Manfaat dari interferometer adalah bahwa resolusi angular dari instrumen yang hampir bahwa dari teleskop dengan aperture yang sama sebagai instrumen tunggal yang besar meliputi semua individu sub-komponen foton. Kelemahan utama adalah bahwa hal itu tidak mengumpulkan sebanyak foton sebagai instrumen besar ukuran itu. Dengan demikian hal ini terutama berguna untuk resolusi halus dari objek astronomi lebih bercahaya, seperti bintang biner dekat. Kelemahan lain adalah bahwa ukuran sudut maksimum sumber emisi terdeteksi dibatasi oleh celah minimum antara detektor dalam array. Interferometer astronomi secara luas digunakan untuk astronomi optik, astronomi inframerah, submillimetre astronomi dan astronomi radio. Aperture sintesis dapat digunakan untuk melakukan pencitraan resolusi tinggi menggunakan interferometer astronomi. (in) |
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