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天文干涉望遠鏡

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發表於 2021-7-17 22:32:09 | 顯示全部樓層 |閱讀模式
本帖最後由 WCYue 於 2021-7-24 17:56 編輯

干涉(Interferometry)是通過由光波的疊加引起的干涉現象來獲取資訊的技術。這項技術對於天文學及其它科學中有廣泛的應用。

天文干涉儀器(astronomical interferometer)由兩個及以上的望遠鏡組成,它們的訊號匯合在一起,理論上得到的解析度與直徑為元件間最大間距的望遠鏡的相同。

依據疊加原理,波匯合的結果具有能夠反映波原始狀態的性質。干涉術正是基於這一點。當兩束頻率相同的光疊加時,它們產生的條紋取決於它們的相位差:相位相同時會產生增強條紋,相反則會產生減弱條紋。兩種情況之間則會產生中間強度的條紋。這些條紋可以用來分析這兩束波的相對相位關係。絕大多數的干涉儀利用的是可見光等電磁波。
 樓主| 發表於 2021-7-17 22:36:18 | 顯示全部樓層
本帖最後由 WCYue 於 2021-7-17 22:40 編輯

天文干涉儀

一個天文干涉儀是分開的陣列望遠鏡,反射鏡部分,或射電望遠鏡天線作為一個單一的望遠鏡,借助於干涉原理,可以提供天體更高分辨率的圖像,例如,星體、星雲和星系。這種技術的優點是理論上可以產生具有孔徑的巨大望遠鏡的角分辨率的圖像。等於組件望遠鏡之間的間隔。主要缺點是它收集的光線不如整個儀器的鏡子多。因此,它主要用於更明亮的天體的精細分辨率,例如近距離雙星。另一個缺點是可檢測發射源的最大角距(maximum angular size)受收集器陣列中檢測器之間的最小間隙的限制。

干涉測量法最廣泛地用於射電天文學,其中來自不同射電望遠鏡的訊號組合在一起。一種稱為孔徑合成(aperture synthesis)的數學訊號處理技術用於組合單獨的訊號以建立高分辨率圖像。在甚長基線干涉測量(Very Long Baseline Interferometry)中,相隔數千公里的射電望遠鏡組合在一起形成一個射電干涉儀,其分辨率由一個假設的單個碟形天線提供,其孔徑為數千公里。在紅外天文學和光學天文學中使用的較短波長將來自不同望遠鏡的光組合起來更加困難,因為光必須在長光路的一小部分波長內保持相干,這需要非常精確的光學元件。實用的紅外和光學天文干涉儀最近才開發出來,處於天文研究的前沿。在光學波長下,孔徑合成可以克服大氣視覺分辨率限制,使角分辨率達到光學器件的衍射極限。

天文干涉儀可以產生比任何其它類型的望遠鏡更高分辨率的天文圖像。在無線電波長,已經獲得幾微弧秒(micro-arc second = 0.000 001")的圖像分辨率,在可見光和紅外波長已經獲得幾分之一毫弧秒(milli-arc second = 0.001")的圖像分辨率。

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歐洲南方天文台的甚大望遠鏡干涉儀拍攝第一張圍繞一顆年輕恆星的圓盤的詳細圖像。

 樓主| 發表於 2021-7-17 22:37:58 | 顯示全部樓層
天文干涉儀結構

天文干涉儀的一個簡單佈局是鏡片的拋物線排列,提供部分完整的反射望遠鏡,但具有稀疏(sparse)孔徑或稀釋(dilute)孔徑。事實上,反射鏡的拋物線排列並不重要,只要從天文物體到光束組合器(焦點)的光路長度與整個反射鏡外殼給出的光路長度相同即可。相反,大多數現有陣列使用平面幾何,而安托萬·埃米爾·亨利·拉貝里(Antoine Émile Henry Labeyrie)的超級望遠鏡(hyper telescope)是使用球面幾何。
 樓主| 發表於 2021-7-17 22:38:55 | 顯示全部樓層
光學天文干涉儀

威爾遜山天文台反射望遠鏡上的邁克爾遜恆星干涉儀(Michelson stellar interferometer)首次應用光學干涉測量法來測量恆星的直徑。1920年12月13日,紅巨星參宿四首次以這種方式確定它的直徑。

在1980年代,卡文迪許(Cavendish)天體物理學小組將孔徑合成干涉成像技術擴展到可見光和紅外天文學,提供了第一張附近恆星的高分辨率圖像。1995年,這項技術首次在一系列單獨的光學望遠鏡上得到證明,從而進一步提高了分辨率,並允許對恆星表面進行更高分辨率的成像。BSMEM 或 MIRA 等軟件包用於轉換測量的能見度振幅(visibility amplitude)和閉合相位(closure phase)合成天文圖像。相同的技術現已應用於許多其它天文望遠鏡陣列,包括海軍精密光學干涉儀、紅外線太空望遠鏡干涉儀和紅外線光學望遠鏡陣列陣列。許多其它干涉儀已經進行閉合相位測量,預計很快就會產生它們的第一幅圖像。
 樓主| 發表於 2021-7-24 08:33:02 | 顯示全部樓層
本帖最後由 WCYue 於 2021-8-22 03:03 編輯

分辨率與其它望遠鏡的比對

美國太空總署哈㪍太空望遠鏡
2.4米口徑的哈㪍太空望遠鏡,它的恆星圖像包含一個直徑約 0.15 角秒的小核心和直徑約 0.7 角秒的漫射翼。圖像中的每個像素是邊長為 0.1 弧秒的正方形。 地面圖像中的像素為 0.32 角秒正方形,恆星圖像的直徑為 1.1 角秒,這也是雙星的間隔。

歐洲南方天文台甚大干涉望遠鏡
由四台及四1.8米輔助望遠鏡組成,單個8.2米主鏡的分辨率是0.05角秒,而四個一齊進行干涉時分辨率提升至0.002角秒。四台輔助望遠鏡可以沿著平台移動,它最大分辨率相當於直徑200米的望遠鏡,並且可能的基線數量要多得多。這比單個甚大望遠鏡單元望遠鏡的分辨率提高了25倍。



甚大干涉望遠鏡使天文學家能夠以前所未有的細節研究天體。 可以看到恆星表面的細節,甚至可以研究黑洞附近的環境。它使天文學家能夠獲得有史以來最清晰的恆星圖像之一,它的能力這相當於在300公里的距離挑出一個螺絲頭!
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 樓主| 發表於 2021-7-24 18:02:01 | 顯示全部樓層
本帖最後由 WCYue 於 2021-7-24 18:15 編輯

干涉射電望遠鏡

射電干涉技術採用多個分立的射電望遠鏡構成陣列,這些望遠鏡在觀測時都對準同一射電發射源,彼此用各自觀測所得的訊號。這種干涉不僅僅是提升觀測訊號的強度,而且由於望遠鏡彼此間的基線距離很長,從而提升了觀測的有效口徑。由於各個望遠鏡的位置不同,同一波前到達各個望遠鏡的時間因而會存在延遲,這就需要對先到達的訊號進行恰當的延遲以保持訊號彼此之間的時間相干性。此外,構成干涉的望遠鏡數量越多越好,這是由於觀測射電源表面的光強分佈時,兩台望遠鏡組成的干涉只能觀測到光強分佈。

二十世紀六十年代末,隨著射電望遠鏡接收器的性能和穩定性的提高,在全世界(以至地球軌道)範圍內使望遠鏡相距很遠的同一射電訊號之間產生干涉成為可能,稱為超長基線干涉不需要觀測訊號之間的物理連接,而是在訊號數據本身嵌入原子鐘校準的時間訊息,之後再將這些數據進行相關性計算。由於這些數據是在相隔很遠的地點觀測到的,等效基線能夠達到非常之長。這些干涉陣列平時都進行著獨立的觀測,但在一些特殊項目中可以實現同時性的觀測,從而形成全球性的超長基線干涉。
 樓主| 發表於 2021-9-7 14:55:38 | 顯示全部樓層
本帖最後由 WCYue 於 2021-9-22 07:51 編輯

干涉測量的原理及操作
原文:https://public.nrao.edu/interferometry-explained/

用時間測量空間

到恆星的距離通常以光年為單位。如果某顆恆星距離我們十光年,則意味著這顆恆星發出的光需要十年才能到達我們。光速是恆定的,所以我們可以用光的傳播時間來測量距離。射電天文學家使用這個技巧來三角測量天體的精確位置。

當兩個天線盤看著天空中同一個天體時,它們會從稍微不同的位置觀察它。這意味著來自天體的光在到達另一個天線之前先到達一個天線。時間差只有幾分之一秒,但這意味著兩個訊號的時序有點偏差。當組合在一起時,它們會相互重疊或干擾,從而使訊號變得模糊。但是通過對來自每個天線的訊網號進行精確計時,天文學家可以將它們關聯起來,以免干擾。這稱為干涉測量法。

通過干涉測量,射電天文學家可以將來自許多天線甚至許多望遠鏡的訊號組合起來。它使他們能夠創建立比單個天線盤更明亮、更清晰的圖像。

如何獲得最佳圖像

許多因素會影響無線電圖像的質量。將天線放置得更遠會使圖像更清晰,而將它們靠近放置會使圖像更亮。更多的天線收集更多的光,但也會使望遠鏡的建造和操作成本更高。觀察更長時間通常會更好,但必須與其他天文學家共享望遠鏡時間。甚至天線的排列方式也會影響我們所看到的影像。
 樓主| 發表於 2021-9-21 09:53:36 | 顯示全部樓層
本帖最後由 WCYue 於 2021-9-22 07:50 編輯

干涉測量法應用程序摸擬練習

在下面的應用程序中,假設你是天文學家。

通過單擊選擇您要在下面觀察的圖像,然後單擊“下一步”
構建預設或自定義天線陣列以用於您的觀察。選擇形狀並單擊繪圖按鈕或使用+和–按鈕添加或刪除天線。
點擊“觀察”按鈕模擬觀察結果
單擊“返回”按鈕調整您的配置並重試
選中“與以前的比較”框以查看您的觀察結果如何隨新配置發生變化
 樓主| 發表於 2021-9-22 07:26:03 | 顯示全部樓層
本帖最後由 WCYue 於 2021-9-25 19:18 編輯

有編號的小行星
直至2021年9月21日,有編號的小行星585,926顆


近地小行星

近地小行星數量:直至2021年7月1日,已發現26,115顆已知的近地小行星
近地小行星大小:1米至41,000米
近地小行星總數:估計介乎1,100,000至1,900,000夥之間
大過100米的近地小行星:已發現大約22,500顆
大過1000米的近地小行星:已發現>200顆

光學干涉方式的分辨率

理論值:11.25/D 角秒;Dawes’ limit = 11.6/D角秒(D以cm為單位)
10米距離:0.01125 角秒(Dawes’ limit 0.0116角秒)
100米距離:0.001 角秒
500米距離:0.000 2 角秒
1公里距離:0.000 1 角秒
10公里距離:0.000 01 角秒
100公里距離:0.000 001 角秒
1000公里距離:0.000 000 1 角秒

月球平均距離分辨率

分辨率簡化計算方式 大小 x 57.29/距離(單位:度 = 3600 角秒)

0.5LD =  192,200公里
10米:0.000 002 98 度
50米:0.000 014 9 度
100米:0.000 029 8 度
1公里:0.000 298 度

1LD =  384,400公里
10米:0.000 001 49 度(0.005 角秒)
50米:0.000 007 45 度(0.027 角秒)
100米:0.000 014 9 度
500米:0.000 074 5 度
1公里:0.000 149 度(0.536 角秒)


285571(2000 PQ9)小行星直徑:0.803 至 1.795公里
2021年7月21日19時33分(世界時)掠過地球距離 10,054,689 公里(最近時 0.016 488 角秒至 0.036 072 角秒)

火星距離地球平均值:225,000,000 公里(最近 54,600,000 公里)
火衛一直徑:22.534 公里 (最近時 0.085 角秒)
火衛二直徑:12.4 公里(最近時 0.046 角秒)

木星距離地球平均值:588,000,000 公里
1公里:0.000 000 097 度(0.000 3角秒)
5公里:0.000 000 487 度(0.001 8角秒)

木衛一直徑:3643.2 公里(1.279 角秒)
木衛二直徑:3121.6 公里(1.095 角秒)
木衛三直徑:5268.2 公里(1.848 角秒)
木衛四直徑:4820.6 公里(1.691角秒)

天王星距離地球平均值: 公里

天衛三直徑:1577.8 公里( 角秒)
 樓主| 發表於 2021-9-22 07:26:36 | 顯示全部樓層
本帖最後由 WCYue 於 2021-9-23 03:58 編輯

觀測地點可用的距離

eVscope user location.png

東京至巴黎:9,710 公里(理論分辨率 0.000 000 011 59角秒)
東京至紐約:10,840 公里(理論分辨率 0.000 000 010 38角秒)
巴黎至紐約:5,834 公里()
紐約至三藩市:4,100 公里()
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