天文干渉計

天文干渉計または望遠鏡アレイは、独立した望遠鏡、ミラーセグメント、または電波望遠鏡 アンテナのセットであり、干渉法によって星、星雲、銀河などの天体の高解像度画像を提供するために、単一の望遠鏡として連携して機能します。この技術の利点は、ベースラインと呼ばれる構成望遠鏡間の距離に等しい口径を持つ巨大な望遠鏡の角度解像度で画像を理論的に生成できることです。主な欠点は、完全な機器のミラーほど多くの光を集めないことです。したがって、これは主に、近接した連星などのより明るい天体の高解像度に役立ちます。もう1つの欠点は、検出可能な放射源の最大角度サイズが、コレクターアレイ内の検出器間の最小ギャップによって制限されることです。^[1]

干渉法は電波天文学で最も広く使用されており、別々の電波望遠鏡からの信号が結合されます。開口合成と呼ばれる数学的信号処理技術を使用して、別々の信号を結合し、高解像度の画像を作成します。超長基線干渉法(VLBI) では、数千キロメートル離れた電波望遠鏡を組み合わせて、直径数千キロメートルの開口を持つ仮想的な単一の皿によって得られる解像度の電波干渉計を形成します。赤外線天文学や光学天文学で使用されるより短い波長では、別々の望遠鏡からの光を結合することがより困難です。これは、光が長い光路にわたって波長の数分の1の範囲内でコヒーレントに保たれる必要があり、非常に精密な光学系が必要になるためです。実用的な赤外線および光学天文干渉計はごく最近開発されたばかりで、天文学研究の最先端にあります。光学波長では、開口合成によって大気のシーイング解像度の限界を克服でき、角度解像度が光学系の回折限界に達することができます。

天文干渉計は、他のどのタイプの望遠鏡よりも高解像度の天文画像を作成できます。電波波長では、数マイクロ秒角の画像解像度が得られ、可視光線と赤外線の波長では、数分の1ミリ秒角の画像解像度が達成されています。

天文干渉計の単純なレイアウトの 1 つは、鏡片を放物線状に配置して、部分的に完全な反射望遠鏡を実現することですが、開口部は「まばら」または「希薄」です。実際、天体からビーム結合器 (焦点) までの光路長が完全な鏡の場合と同じであれば、鏡の放物線状配置は重要ではありません。代わりに、既存のアレイのほとんどは平面ジオメトリを使用しており、Labeyrieのハイパーテレスコープは球面ジオメトリを使用します。

光干渉法の最初の用途の1つは、ウィルソン山天文台の反射望遠鏡に取り付けられたマイケルソン恒星干渉計で、恒星の直径を測定するために使用されました。赤色巨星ベテルギウスは、1920年12月13日にこの方法で直径が測定された最初の星でした。^[3] 1940年代には、電波干渉法を使用して最初の高解像度の電波天文学観測が行われました。その後の30年間、天文学の干渉法の研究は電波波長の研究が主流となり、超大型干渉計やアタカマ大型ミリ波干渉計などの大型機器の開発につながりました。

光学/赤外線干渉法は、赤外線ではジョンソン、ベッツ、タウンズ (1974) によって、可視光ではラベイリー(1975) によって、別々の望遠鏡を使用した測定に拡張されました。 ^{[4] [5] 1970 年代後半には、コンピューター処理の改善により、}天文観測 のぼやけた効果に追従できるほど高速に動作する最初の「縞追跡」干渉計が可能になり、Mk I、II、III シリーズの干渉計が誕生しました。同様の技術が、ケック干渉計やパロマー試験台干渉計など、他の天文望遠鏡アレイにも適用されています。

1980年代に、キャベンディッシュ天体物理学グループによって開口合成干渉画像化技術が可視光および赤外線天文学に拡張され、近くの恒星の最初の非常に高解像度の画像が提供されました。^{[6] [7] [8]} 1995年に、この技術は初めて個別の光学望遠鏡のアレイ で実証され、解像度がさらに向上し、恒星表面のさらに高解像度の画像化が可能になりました。 BSMEMやMIRAなどのソフトウェアパッケージは、測定された可視性振幅と閉鎖位相を天​​文画像に変換するために使用されます。同じ技術は現在、海軍精密光学干渉計、赤外線空間干渉計、IOTAアレイなど、他の多くの天文望遠鏡アレイに適用されています。 VLT I、CHARAアレイ、Le CorollerとDejongheのハイパーテレスコーププロトタイプなど、他の多くの干渉計が閉鎖位相測定を行っており、間もなく最初の画像を生成すると予想されています。完成すれば、最大 10 台の可動式望遠鏡を備えたMRO 干渉計は、長基線干渉計による初の高忠実度画像を生成することになる。海軍光学干渉計は、1996 年にこの方向への第一歩を踏み出し、ミザールの画像の 3 方向合成を達成した。^[9]その後、2002 年に史上初のおとめ座イータ星の 6 方向合成を達成し、^[10]最近では、静止衛星による初の合成画像へのステップとして「閉鎖段階」を達成した。^[11]

天文干渉測定は主にマイケルソン干渉計（場合によっては他のタイプの干渉計）を使用して行われます。^{[12]このタイプの機器を使用する主要な運用干渉観測所には、} VLTI、NPOI、CHARAなどがあります。

現在のプロジェクトでは、干渉計を使用して太陽系外惑星を探索します。これには、恒星の往復運動の天文測定 (パロマー試験台干渉計とVLT I で使用)、ヌルリングの使用 (ケック干渉計とダーウィンで使用)、または直接画像化 (ラベイリーのハイパーテレスコープで提案) のいずれかの方法が使用されます。

ヨーロッパ南天天文台 ( ESO)のエンジニアは、超大型望遠鏡 VLT を干渉計としても使用できるように設計しました。4 台の 8.2 メートル (320 インチ) ユニット望遠鏡とともに、4 台の可動式 1.8 メートル補助望遠鏡 (AT) が全体的な VLT コンセプトに組み込まれ、超大型望遠鏡干渉計 (VLTI) を形成しました。AT は 30 の異なるステーション間を移動でき、現在、望遠鏡は干渉測定用に 2 台または 3 台のグループを形成できます。

干渉計を使用する場合、複雑なミラー システムによって、さまざまな望遠鏡からの光が天文機器に送られ、そこで光が結合されて処理されます。これは、数百メートルの距離にわたって光路を 1/1000 mm (光の波長と同じオーダー) 以内に維持する必要があるため、技術的に困難です。ユニット望遠鏡の場合、これにより等価ミラー直径は最大 130 メートル (430 フィート) になり、補助望遠鏡を組み合わせると、等価ミラー直径は最大 200 メートル (660 フィート) になります。これは、単一の VLT ユニット望遠鏡の解像度よりも最大 25 倍優れています。

VLTI により、天文学者は天体をこれまでにないほど詳細に研究できるようになりました。星の表面の詳細を観察したり、ブラックホールに近い環境を研究したりすることも可能です。4 ミリ秒角の空間解像度を持つ VLTI により、天文学者はこれまでで最も鮮明な星の画像を取得できるようになりました。これは、300 km (190 マイル) の距離にあるネジの頭を解像するのと同等です。

1990 年代の注目すべき成果としては、 Mark III による 100 個の恒星の直径の測定と多数の正確な恒星の位置測定、COASTとNPOI による多数の非常に高解像度の画像の生成、赤外線恒星干渉計による初めての中赤外線での恒星の測定などがあります。その他の成果としては、セフェイド変光星や若い恒星の大きさと距離の直接測定などがあります。

チリのアンデス山脈のチャナントール高原の高地で、ヨーロッパ南天天文台 (ESO) は国際パートナーと共同で、宇宙で最も冷たい天体からの放射を集める ALMA を建設中です。ALMA は新設計の単一望遠鏡で、当初は 66 基の高精度アンテナで構成され、波長 0.3 ～ 9.6 mm で作動します。メインの 12 メートル アレイには直径 12 メートルのアンテナが 50 基あり、1 つの望遠鏡、つまり干渉計として機能します。さらに、4 基の 12 メートル アンテナと 12 基の 7 メートル アンテナのコンパクトなアレイがこれを補完します。アンテナは砂漠の高原全体に 150 メートルから 16 キロメートルの距離に分散配置でき、ALMA に強力な可変「ズーム」機能を提供します。この探査機は、前例のない感度と解像度でミリメートル波とサブミリメートル波で宇宙を探査することができ、その解像度はハッブル宇宙望遠鏡の最大10倍に達し、VLT干渉計で作成された画像を補完します。

光学干渉計は、天文学者からは、ごく限られた範囲の観測しかできない非常に特殊な装置とみなされている。干渉計は、開口部の間隔の大きさの望遠鏡の効果を実現するとよく言われるが、これは角度分解能という限られた意味でのみ当てはまる。集められる光の量、つまり見える最も暗い物体は、実際の開口部の大きさに依存するため、干渉計を使用しても画像が暗いため、あまり改善されない（薄型アレイの呪い）。限られた開口部面積と大気の乱れの複合効果により、干渉計は通常、比較的明るい恒星と活動銀河核の観測に限定される。しかし、大きさや位置などの単純な恒星パラメータを非常に高精度で測定したり（天体測定）、最も近い巨星を画像化したり、近くの活動銀河の中心核を探査したりする場合には、干渉計が有用であることが証明されている。

個々の機器の詳細については、可視光線および赤外線波長における天文干渉計のリストを参照してください。

電波波長では、超大型干渉計やMERLINなどの干渉計が長年運用されてきました。望遠鏡間の距離は通常 10～100 km (6.2～62.1 マイル) ですが、基線がはるかに長いアレイでは超長基線干渉法の技術が活用されています。(サブ) ミリメートルでは、サブミリ波干渉計やIRAM Plateau de Bure 施設などの既存のアレイがあります。アタカマ大型ミリ波干渉計は、 2013 年 3 月から完全に運用されています。

マックス・テグマークとマティアス・ザルダリアガは、標準的なレンズやミラーではなく、大規模なコンピュータパワーに依存する高速フーリエ変換望遠鏡を提案しました。^[14]ムーアの法則が続くと、このような設計は数年後には実用的かつ安価になる可能性があります。

量子コンピューティングの進歩により、新しい提案が示唆するように、最終的には干渉計のより広範な使用が可能になるかもしれない。^[15]

• イベント・ホライズン・テレスコープ（EHT）とレーザー干渉計宇宙アンテナ（LISA）
• ExoLife Finder、提案されたハイブリッド干渉望遠鏡
• ハイパーテレスコープ
• ケンブリッジ光開口合成望遠鏡、光干渉計
• 海軍精密光干渉計、マイケルソン光干渉計
• 電波天文学 § 電波干渉計
• 電波望遠鏡 § 電波干渉計

リスト

• 4Cアレイ
• 明野巨大大気シャワーアレイ（AGASA）
• アレン望遠鏡アレイ(ATA)、以前はワンヘクタール望遠鏡 (1hT) として知られていました
• 南極ミューオン・ニュートリノ検出器アレイ(AMANDA)
• アタカマ大型ミリ波干渉計(ALMA)
• オーストラリア望遠鏡コンパクトアレイ
• CHARA配列
• チェレンコフ望遠鏡アレイ(CTA)
• シカゴ エア シャワー アレイ(CASA)
• 赤外線光学望遠鏡アレイ(IOTA)
• 惑星間シンチレーションアレイ（IPSアレイ）はパルサーアレイとも呼ばれる
• LOFAR (低周波アレイ)
• モジュラー中性子アレイ(MoNA)
• マーチソン広視野アレイ(MWA)
• 北方拡張ミリ波干渉計(NOEMA)
• 核分光望遠鏡アレイ(NuSTAR)
• 平方キロメートルアレイ(SKA)
• サブミリ波アレイ（SMA）
• スニャエフ・ゼルドビッチ配列(SZA)
• 望遠鏡アレイプロジェクト
• 超大規模アレイ(VLA)
• 超長基線アレイ(VLBA)
• 非常に小さな配列

• ハリハラン、P. (1991)。干渉法の基礎。アカデミックプレス。ISBN 978-0123252180。
• トンプソン、リチャード、モラン、ジェームズ、スウェンズ、ジョージ (2001)。電波天文学における干渉測定と合成。Wiley - VCH。ISBN 978-0471254928。

• 天体測定のために複数の望遠鏡からの光を組み合わせる方法
• NPOI で...なぜ光干渉計なのか?
• リモートセンシング天文干渉法の可能性と限界
• [1] アントワーヌ・ラベリーのハイパーテレスコーププロジェクトのウェブサイト