Loading article…
光学天文学では、干渉法は2つ以上の望遠鏡からの信号を合成して、それぞれの望遠鏡を単独で使用した場合よりも高解像度の測定を行うために使用されます。この技術は天文干渉計アレイの基礎となっており、望遠鏡を広い領域に分散させることで、非常に小さな天体を測定することができます。多数の望遠鏡を使用すると、望遠鏡の広がりを合わせた直径を持つ単一の望遠鏡と同等の解像度を持つ画像を作成できます。これには、 VLA、VLBI、SMAなどの電波望遠鏡アレイ、 COAST、NPOI、IOTAなどの天文光学干渉計アレイが含まれ、天文学でこれまでに達成された中で最も高解像度の光学画像が得られます。VLT干渉計は、開口合成を使用して最初の画像を間もなく生成すると予想されています。これに続いて、 CHARAアレイやマグダレナリッジ天文台干渉計など、最大10台の光学望遠鏡で構成される可能性のある他の干渉計が建設される予定である。ケック干渉計に補助望遠鏡が設置されれば、干渉計による画像撮影も可能になる。
天体観測用干渉計には、直接検出方式とヘテロダイン方式の2種類がある。これらの違いは、信号の伝送方法のみである。開口合成を用いることで、どちらのタイプの干渉計においても、大型望遠鏡の開口を計算機上でシミュレートすることができる。
近い将来、ISI、VLT I、CHARAアレイ、MRO干渉計など、他の干渉計アレイからも最初の干渉画像が公開される予定である。
21世紀初頭、VLTIとケック干渉計という大型望遠鏡アレイが稼働を開始し、最も明るい銀河系外天体数個の最初の干渉計による観測が行われた。
初期の天文干渉計の一つは、星の直径を測定するためにマウント・ウィルソン天文台の反射望遠鏡上に構築されました。この方法は、ジョンソン、ベッツ、タウンズ（1974）によって赤外線領域で、ラベイリー（1975）によって可視光領域で、それぞれ別の望遠鏡を用いた測定へと拡張されました。赤色巨星ベテルギウスは、この方法で直径が測定された最初の星の一つです。1970年代後半には、コンピュータ処理の進歩により、天体観測におけるシーイング効果のぼやけを追跡できるほど高速に動作する最初の「フリンジトラッキング」干渉計が実現し、Mk I、II、IIIシリーズの干渉計が誕生しました。現在では、ケック干渉計やパロマー・テストベッド干渉計など、他の天文望遠鏡アレイでも同様の技術が用いられています。
超長基線干渉法（VLBI）の技術、すなわち計算機によって大きな開口部を合成する技術は、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可視光および赤外線波長で実装されました。この技術を用いることで、近傍の恒星の非常に高解像度の画像が初めて得られました。1995年には、この技術がマイケルソン干渉計として複数の独立した光学望遠鏡アレイで初めて実証され、解像度のさらなる向上と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。現在では、同じ技術が海軍試作光学干渉計や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おり、間もなくVLT I、CHARAアレイ、MRO干渉計にも適用される予定です。
現在、干渉計を用いて太陽系外惑星を探すプロジェクトが始まっている。これは、恒星の逆運動を位置天文学的に測定する方法（パロマー・テストベッド干渉計やVLT Iで使用されている方法）か、ヌリング法を用いる方法（ケック干渉計やダーウィンで使用されている方法）のいずれかによる。
天体光学干渉計の開発に関する詳細な説明は、こちらをご覧ください。1990年代には目覚ましい成果が得られ、Mark IIIは数百個の星の直径と多くの星の正確な位置を測定し、COASTとNPOIは多くの非常に高解像度の画像を作成し、ISIは初めて中間赤外線で星を測定しました。その他の成果としては、ケフェイド変光星や若い恒星状天体の大きさや距離の直接測定などがあります。
干渉計は、観測できる範囲が非常に限られているため、ほとんどの天文学者にとって非常に特殊な機器とみなされています。干渉計は、開口部間の距離と同じ大きさの望遠鏡の効果を実現するとよく言われますが、これは角度分解能の限定的な意味においてのみ当てはまります。限られた開口面積と大気乱流の複合的な影響により、干渉計は一般的に比較的明るい恒星や活動銀河核の観測に限定されます。しかし、大きさや位置などの単純な恒星パラメータ（位置天文学）を非常に高い精度で測定したり、最も近い巨星を画像化したりするのに役立つことが証明されています。個々の機器の詳細については、可視光および赤外線波長の天文干渉計のリストを参照してください。
電波の波長は光の波長よりもはるかに長く、電波天文学の干渉計における観測局間の距離もそれに応じて大きくなっています。この距離の広さゆえに、望遠鏡で受信した電波を中央の干渉計まで伝送しても、必ずしも有効な伝送が可能とは限りません。そのため、多くの望遠鏡では、受信した電波を記録媒体に記録します。記録された電波は中央の相関器ステーションに転送され、そこで干渉処理が行われます。
歴史的に、記録はアナログ方式で磁気テープに行われていました。しかし、これはすぐに、電波をデジタル化し、データをコンピュータのハードディスクに保存して後で送信するか、あるいはデジタルデータを通信ネットワーク（例えばインターネット）経由で相関局に直接ストリーミングするという現在の方式に取って代わられました。非常に広い帯域幅を持つ無線アレイ、および一部の旧型アレイは、データをアナログ形式で、電気的または光ファイバー経由で送信します。
同様の手法は、赤外線空間干渉計（ ISI）などのサブミリ波および赤外線干渉計でも用いられています。初期の電波干渉計の中には、強度干渉計として動作し、信号強度の測定値を電気ケーブルを通して中央の相関器に送信するものもありました。同様の手法は、1970年代にナラブリ恒星強度干渉計によって光学波長で用いられ、恒星直径の大規模な調査が初めて実施されました。
相関器ステーションでは、相関器ハードウェアまたはソフトウェアを使用してデジタル信号を処理することにより、実際の干渉計が合成されます。一般的な相関器の種類としては、FX型とXF型があります。現在の傾向は、一般消費者向けPCや同様の企業向けハードウェア上で動作するソフトウェア相関器へと移行しています。また、ヨーロッパ電波天文学クラブのALLBINなど、アマチュア電波天文学用のデジタル干渉計もいくつか存在します。
電波天文学の干渉計のほとんどはデジタル式であるため、アナログ相関に比べてサンプリングや量子化の影響、そしてより多くの計算能力が必要となるなど、いくつかの欠点があります。デジタルおよびアナログ相関器の出力は、直接検出干渉計と同様の方法で、干渉計の開口部を計算によって合成するために使用できます（上記参照）。
光強度干渉法が復活し、チェレンコフ望遠鏡アレイの光学機器を使用して巨大星の幅が測定されている。チェレンコフ望遠鏡アレイは、地上設置型のチェレンコフ放射に基づくガンマ線望遠鏡で、通常は大気中のチェレンコフ放射を観測してガンマ線光子を検出することを目的としている。[ 1 ]