天文干渉計

天体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、1つの望遠鏡として連携して、干渉法によって星、星雲、銀河などの天体の高解像度の画像を提供します。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分解能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利用されており、別々の電波望遠鏡からの信号を結合します。開口合成と呼ばれる数学的信号処理技術を用い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結合して、直径数千キロメートルの開口を持つ仮想的な単一のアンテナによって得られる解像度を持つ電波干渉計を形成します。赤外線天文学や光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はより困難です。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なければならないため、非常に精密な光学系が必要とされるためです。実用的な赤外線および光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。可視波長では、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し、角度解像度を光学系の 回折限界まで達させることができます。

ESOのVLT干渉計は、若い星の周りの円盤の詳細な画像を初めて撮影しました。[ 2 ]

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体画像を生成することができます。電波波長では数マイクロ秒角（数十ピコラジアン）の画像解像度が得られており、可視光線および赤外線波長では数百マイクロ秒角（数ナノラジアン）の画像解像度が達成されています。

天体干渉計のシンプルな配置の一つとして、鏡片を放物面状に配置する方法があります。これは、部分的に完全な反射望遠鏡でありながら、開口が「疎」または「希薄」な構造を持つものです。実際には、天体からビームコンバイナー（焦点）までの光路長が、完全な鏡の場合と同じであれば、鏡の放物面配置は重要ではありません。既存の干渉計アレイのほとんどは平面形状を採用しており、ラベイリーのハイパーテレスコープは球面形状を採用しています。

歴史

1920 年、100 インチフッカー望遠鏡のフレームに取り付けられた 20 フィートのマイケルソン干渉計。

光干渉計の最初の応用例の一つは、ウィルソン山天文台の反射望遠鏡に搭載されたマイケルソン恒星干渉計によって、恒星の直径を測定するために用いられたことです。赤色巨星ベテルギウスの直径は、1920年12月13日にこの方法で初めて測定されました。[ 3 ] 1940年代には、電波干渉計を用いて初の高解像度電波天文学観測が行われました。その後30年間、天文学における干渉計研究は電波波長域の研究が主流となり、超大型干渉計（VLA）やアタカマ大型ミリ波干渉計（AMT）などの大型観測装置の開発につながりました。

光赤外線干渉計は、ジョンソン、ベッツ、タウンズ（1974）が赤外線で、ラベイリー（1975）が可視光線で、それぞれ別々の望遠鏡を用いた測定へと拡張されました。[ 4 ] [ 5 ] 1970年代後半には、コンピュータ処理能力の向上により、天体観測 によるぼやけ効果を追従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」干渉計が開発され、Mk I、II、IIIシリーズの干渉計が誕生しました。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、他の天体望遠鏡アレイにも適用されています。

ESO /NAOJ/NRAO ALMA建設現場の航空写真。

1980年代には、キャベンディッシュ天体物理学グループにより、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、近傍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。現在、同じ技術が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、そしてル・コロレとデジョンヘのハイパーテレスコープ試作機など、他の多くの干渉計もクロージャ位相測定を行っており、ま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基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最初の高忠実度画像を生成することになります。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方向合成を達成しました。[ 9 ]その後、 2002年には史上初のおとめ座エータの6方向合成に成功しました。 [ 10 ]そして最近では、静止衛星による最初の合成画像へのステップとして「クロージャ位相」を実現しました。[ 11 ]

現代の天文干渉計

天文干渉法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計観測所には、VLTI、NPOI、CHARAなどがあります。

海軍精密光学干渉計（NPOI）は、米国アリゾナ州北部のアンダーソン・メサ（標高2,163メートル）に設置された、437メートル基準の光学/近赤外線6ビーム・マイケルソン干渉計です。2013年からは、さらに4基の1.8メートル望遠鏡が設置されています。
3 つのESO VLT補助望遠鏡によって集められ、干渉法の技術を使用して結合された光。
この画像は、超大型望遠鏡干渉計（VLTI）用のスターセパレーターと呼ばれる一連の高度な光学および機械システムのうちの1つを示しています。[ 13 ]

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体測定法 (パロマー試験台干渉計とVLT I で使用)、ヌルの使用 (ケック干渉計とダーウィンで使用)、または直接画像化 (ラベイリーの超望遠鏡 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）の技術者たちは、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。口径8.2メートル（320インチ）のユニット望遠鏡4台に加え、移動可能な口径1.8メートルの補助望遠鏡（AT）4台がVLT全体のコンセプトに組み込まれ、超大型望遠鏡干渉計（VLTI）を構成しています。ATは30の異なる観測点間を移動することができ、現在、干渉計として2台または3台の望遠鏡でグループを組むことができます。

干渉計を用いる場合、複雑な鏡のシステムによって、複数の望遠鏡からの光が天文観測機器に送られ、そこで光は合成・処理されます。これは技術的に非常に困難で、数百メートルの距離にわたって光路差を1/1000 mm（光の波長と同じオーダー）以内に抑える必要があります。ユニット望遠鏡の場合、等価鏡径は最大130メートル（430フィート）に達し、補助望遠鏡を組み合わせることで、等価鏡径は最大200メートル（660フィート）に達します。これは、VLTユニット望遠鏡単体の解像度の最大25倍に相当します。

VLTIは、天文学者に天体をかつてないほど詳細に研究する能力を提供します。星の表面の細部を観察し、ブラックホール付近の環境を研究することさえ可能です。4ミリ秒角の空間分解能を誇るVLTIは、天文学者にこれまでで最も鮮明な星の画像の一つを提供することを可能にしました。これは、300km（190マイル）の距離にあるネジの頭を解像するのに相当します。

1990年代の注目すべき成果としては、Mark IIIによる100個の恒星の直径測定と多数の正確な恒星位置測定、COASTとNPOIによる多数の超高解像度画像の生成、そして赤外線恒星干渉計による初めての中間赤外線領域における恒星の測定などが挙げられます。さらに、セファイド変光星や若い恒星の大きさと距離の直接測定も成果として挙げられます。

アタカマ大型ミリ波サブミリ波干渉計 ( ALMA ) の 12 メートルアンテナ 2 基が、チリのアンデス山脈の標高 5,000 メートルのチャナントール高原の高所にある観測所のアレイ運用施設 (AOS) で空を見上げています。

チリ・アンデス山脈のチャナントール高原の高地で、欧州南天天文台（ESO）は国際パートナーと共同で、宇宙で最も低温の天体からの放射を観測するALMA望遠鏡を建設中です。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0.3～9.6mmで動作します。直径12メートルのメインアレイには、直径12メートルのアンテナ50基が配置され、干渉計として機能する単一の望遠鏡として機能します。さらに、直径12メートルのアンテナ4基と直径7メートルのアンテナ12基からなるコンパクトなアレイが、この望遠鏡を補完します。これらのアンテナは、砂漠の高原に150メートルから16キロメートルの距離にわたって分散配置することができ、ALMAに強力な可変ズーム機能をもたらします。この探査機は、前例のない感度と解像度でミリメートルおよびサブミリメートルの波長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られている。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真実である。集められる光の量、つまり見える最も暗い物体は、実際の開口部のサイズに依存するため、干渉計では像が暗いためあまり改善にならない（薄型アレイの呪い）。限られた開口部面積と大気の乱流の複合効果により、干渉計の観測は一般に、比較的明るい星と活動銀河核に限定される。しかし、それらは、大きさや位置などの単純な星のパラメータを非常に高精度に測定する（天体測定）、最も近い巨星を画像化する、近くの活動銀河の核を調べるなどには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。

シンプルな2要素光干渉計。2つの小型望遠鏡（レンズとして図示）からの光は、検出器1、2、3、4のビームスプリッターを用いて結合されます。光に1/4波長の遅延を与える要素により、干渉視程の位相と振幅を測定することができ、光源の形状に関する情報が得られます。 1 台の大型望遠鏡の上に開口マスク(マスクと表記) が取り付けられており、2 つの小さな穴のみに光が通ります。検出器 1、2、3、4 への光路は左側の図と同じなので、この設定でも同じ結果が得られます。開口マスクの穴を動かして測定を繰り返し行えば、開口合成を使用して画像を作成できます。この画像は、開口マスクのない右側の望遠鏡で撮影した場合と同じ品質になります。同様に、左側の図で小型望遠鏡を動かすことでも同じ品質の画像を実現できます。これが開口合成の基本で、広く離れた小型望遠鏡を使用して巨大な望遠鏡をシミュレートします。

電波波長域では、超大型干渉計（VLA）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 mi）ですが、それよりもはるかに長い基線を持つ干渉計アレイでは、超長基線干渉計（VLTIS）の技術が用いられています。ミリ波（サブミリ波）域では、サブミリ波干渉計（SMA）やIRAMプラトー・ド・ビュール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（ ATA）は2013年3月から本格的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、膨大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た。[ 14 ]ムーアの法則が続けば、このような設計は数年後には実用的かつ安価になるかもしれない。

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

参照

リスト

参考文献

  1. ^ 「干渉計の最大角度サイズ感度」（PDF） 。 2016年10月14日時点のオリジナル（PDF）からアーカイブ。2015年2月5日閲覧。
  2. ^ 「ESOのVLTが若い星の周りの円盤の詳細な画像を初めて撮影」 ESOの発表。 2011年11月17日閲覧。
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  13. ^ 「干渉計を次のレベルへ導く新しいハードウェア」 ESO 2013年4月3日閲覧。
  14. ^ Chown, Marcus (2008年9月24日). "「『すべてを見通す』望遠鏡が私たちを過去へ連れ戻してくれるかもしれない」。NewScientist 。 2020年1月31日閲覧。
  15. ^ Ananthaswamy, Anil (2021年4月19日). 「量子天文学は数百キロメートル幅の望遠鏡を創り出す可能性がある」 . Scientific American . 2022年9月26日閲覧。

さらに読む

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