天文光干渉法

光学天文学 では、干渉法を使用して 2 台以上の望遠鏡からの信号を組み合わせて、いずれかの望遠鏡を個別に使用した場合よりも高い解像度の測定結果を取得します。この技術は、望遠鏡が広い範囲に広がっている場合に非常に小さな天体の測定を行うことができる天文干渉計アレイの基礎となっています。多数の望遠鏡を使用すると、望遠鏡を組み合わせた直径の単一の望遠鏡と同様の解像度の画像を作成できます。これらには、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、間もなく開口合成法を使用して最初の画像を生成すると予想されています^{[更新が必要] 。その後、} CHARAアレイやマグダレナリッジ観測所干渉計などの他の干渉計が続き、最大10台の光学望遠鏡で構成される可能性があります。ケック干渉計にアウトリガー望遠鏡が構築されれば、干渉画像も作成できるようになります。

天文干渉計には、直接検出とヘテロダインという 2 つのタイプがあります。これらは、信号の送信方法のみが異なります。開口合成を使用すると、どちらのタイプの干渉計でも、大きな望遠鏡の開口を計算でシミュレートできます。

近い将来、ISI、VLT I、CHARA アレイ、MRO干渉計などの他のアレイも最初の干渉画像を公開する予定です。

21 世紀の初めに、VLTI とケック干渉計の大型望遠鏡アレイが稼働し、最も明るい少数の銀河系外ターゲットの最初の干渉測定が行われました。

最初の天文干渉計の 1 つは、星の直径を測定するためにウィルソン山天文台の反射望遠鏡に構築されました。この方法は、赤外線ではジョンソン、ベッツ、タウンズ (1974)、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。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 1 つです。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」干渉計が可能になり、Mk I、II、III シリーズの干渉計につながりました。同様の技術は現在、ケック干渉計やパロマー試験台干渉計などの他の天文望遠鏡アレイにも適用されています。

大きな開口部をコンピューターで合成する超長基線干渉法 (VLBI)の技術は、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線と赤外線の波長で実装されました。この技術の使用により、近くの星の最初の非常に高解像度の画像が得られました。1995 年に、この技術はマイケルソン干渉計として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、星の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、同じ技術が海軍プロトタイプ光学干渉計や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ます。

現在、干渉計を使用して太陽系外惑星を探すプロジェクトが始まっています。この方法は、恒星の往復運動の天体測定（パロマー試験台干渉計やVLT Iで使用）またはヌルリングの使用（ケック干渉計やダーウィンで使用）によって行われます。

天文光学干渉法の開発に関する詳細な説明は、こちらでご覧いただけます。1990 年代には、Mark III が数百の星の直径と多くの正確な星の位置を測定し、COAST と NPOI が多数の非常に高解像度の画像を作成し、ISI が初めて中赤外線で星を測定するなど、素晴らしい成果が得られました。さらに、セフェイド変光星や若い恒星のサイズと距離を直接測定する成果も得られました。

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から非常に特殊な機器と見なされています。干渉計は、開口部間の距離の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られた意味でのみ当てはまります。限られた開口部面積と大気の乱流の複合効果により、干渉計は通常、比較的明るい星と活動銀河核の観測に限定されます。ただし、干渉計は、サイズや位置などの単純な恒星パラメータの非常に高精度な測定 (天体測定) や、最も近い巨星の画像化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、可視および赤外線波長の天体干渉計の一覧を参照してください。

電波の波長は光の波長よりはるかに長く、電波天文干渉計の観測ステーションはそれに応じて離れています。距離が非常に長いため、望遠鏡で受信した電波を中央の干渉計点に伝送しても、必ずしも有効な手段にはなりません。このため、多くの望遠鏡では代わりに電波を記憶媒体に記録します。記録はその後、電波が干渉される中央相関器ステーションに転送されます。歴史的には、記録はアナログで、磁気テープに記録されていました。これはすぐに、電波をデジタル化し、後で発送するためにデータをコンピューターのハードディスクに保存するか、デジタルデータを通信ネットワーク (インターネットなど) を介して直接相関器ステーションにストリーミングする現在の方法に取って代わられました。非常に広い帯域幅の無線アレイや一部の古いアレイでは、データを電気的または光ファイバーを介してアナログ形式で送信します。同様のアプローチは、赤外線空間干渉計などの一部のサブミリ波干渉計や赤外線干渉計でも使用されています。初期の電波干渉計の中には強度干渉計として動作するものがあり、信号強度の測定値を電気ケーブルで中央相関器に送信していました。同様の手法が光波長でナラブリ恒星強度干渉計によって使用され、1970 年代に恒星の直径に関する最初の大規模な調査が行われました。

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で、実際の干渉計が合成されます。一般的な相関器の種類は、FX 相関器と XF 相関器です。現在の傾向は、消費者向け PC または同様のエンタープライズ ハードウェアで実行されるソフトウェア相関器に向かっています。また、ヨーロッパ電波天文学クラブの ALLBIN など、アマチュア無線天文学のデジタル干渉計もいくつか存在します。

ほとんどの電波天文学干渉計はデジタルであるため、サンプリングと量子化の影響、およびアナログ相関に比べてはるかに多くの計算能力が必要になることなどにより、いくつかの欠点があります。デジタル相関器とアナログ相関器の両方の出力を使用して、直接検出干渉計と同じ方法で干渉計の開口部を計算的に合成できます (上記を参照)。

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星の幅を測定している。チェレンコフ望遠鏡アレイは、通常、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た地上のチェレンコフ放射ベースのガンマ線望遠鏡である。^[1]

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• 天文干渉法の説明。
• 天文干渉計の歴史的発展を示す論文のリスト