Interferometrie mit mehreren Teleskopen Astronomie mit höchster Winkelauflösung

Interferometrie mit mehreren Teleskopen

Astronomie mit höchster Winkelauflösung

Oskar von der LüheKiepenheuer-Institut für Sonnenphysik

Freiburg

Interferometrie mit mehreren Teleskopen 2


Inhalt

• Fundamentals of interferometry

• Concepts of interferometry (contd.)

• Practical interferometry

• Grundlagen der Interferometrie

• Praktische Konzepte

• Beispiele


Was ist Interferometrie?

• Überlagerung von elektromagnetischen Wellen– bei „optischen“ Wellenlängen– Infrarot: = 20 µm ... 1µm– sichtbar: = 1 µm ... 0.38 µm

• die von einer Quelle ausgehen und• verschiedene Wege durchlaufen• um ihre räumlich-zeitlichen Kohärenzeigenschaften zu

messen

• Ziel– Überwindung der beugungsbegrenzten Winkelauflösung eines

Teleskops durch kohärente Vereinigung mehrerer getrennter Teleskope


Beugungsbegrenzte Abbildung

D

D

FX

44.2

Teleskopöffnung

Brennweite F


Young‘sches Interferenzexperiment

SourceMask

Screen

Durchmesser D

Basis B

Brennweite F

Wellenlänge

B

Fx

D

FX

44.2


Zwei-Element Interferometer I

Änderung der

Basislänge


Zwei-Element Interferometer II

Änderung Element-

Durchmesser


Zwei-Element Interferometer

III

Änderung der

Wellenlänge


Position der Quelle

SourceMask

Screen


Zwei-Element Interferometer IV

Änderung der

Quellenposition


Interne Verzögerung

SourceMask

Screen

delay


Zwei-Element Interferometer V

Änderung der internen

Verzögerung


Zwei-Element Interferometer VI

Breitbandiges Spektrum einer

Punktquelle


Zwei-Element Interferometer VII

Breitbandiges Spektrum und

interne

Verzögerung


Ausgedehnte Quellen

SourceMask

Screen



Ausgedehnte Quelle -

Doppelstern



Ausgedehnte Quelle - Sternscheibe


Ausgedehnte Quellen - Eindeutigkeit


Beispiel:

„Pupil Masking“ am ESO/NTT

Programmstern Referenzstern


Beispiel:

„Pupil Masking“ am ESO/NTT


van Cittert - Zernike Theorem

2D Fourier transform of source intensity at angular frequency B/ (visibility function)

Instrumental cosine term

Observed Intensity

Response to a point source in direction of

dB

jIz

xBj

dz

xBjIxI

2exp2expRe

2expRe

Source intensity


Bestandteile eines Interferometers


WavelengthSource of radiation Stars

(Teff = 5 103 K)Gas, dust

(T = 100 K)Interstellarhydrogen

Telescope type Diameter /Baseline [m]

= 0.5 µm = 10 µm = 21 cm

Optical standardtelescope

1 5 10-7 rad0.1 arcsec

10-5 rad2 arcsec

-

Optical largetelescope

10 5 10-8 rad0.01 arcsec

10-5 rad2 arcsec

0.021 rad72 arcmin

OpticalInterferometer

100 5 10-9 rad0.001 arcsec

10-5 rad2 arcsec

2.1 10-3 rad7.2 arcmin

Radio-Interferometer

104 - - 2.1 10-5 rad4.3 arcsec

Radio VLBI 107 - - 2.1 10-8 rad4.3 mas

Welche Basislänge braucht man für welche Winkelauflösung?


Projizierte Basislänge

baseline Bik telescope ktelescope i

to source

projected baseline Bik‘

geometric delay wik

1/2 ik

beamsplitter and detectors

delay line i delay line k


Array-Konfiguration und Erdrotations-Synthese

ESO VLT Interferometer - Cerro Paranal, Chile



VLTI - 4 Unit telescopes, Quelle bei = -30°

VLTI - 4 Unit telescopes plus 4 Auxiliary telescopes



Abhängigkeit des VLTI „Wurstmusters“ von der Deklination (+10°, -10°, -30°, -50°, -70°)


Messbare Größen und Observablen

Die gemessene Größe ist der „korrelierte Fluss“ bei der Wellenlänge und der Winkelfrequenz ikik Bu

dujIuI ikFOV

ik 2expˆFourier-Komponente derQuellenintensität:

dI

dujI

I

uIV

FOV

ikFOVik

ik

2exp

0ˆ

ˆKomplexe Kontrastfunktion:


Year Scientist Remarks 1868 H. Fizeau Proposal to use masks to increase telescope resolution 1870 E. Stephan Marseille 80cm reflector with strip mask 1890 A. Michelson Diameters of Jovian satellites (Lick) 1921 A. Michelson, F. Pease Diameter measurement of Ori with 20 ft.

interferometer on Mt. Wilson Hooker telescope 1935 F. Pease Mt. Wilson 50 ft. interferometer (unsuccessful) 1956 R. H. Brown, R. Twiss Intensity Interferometer 1970 A. Labeyrie Stellar Speckle Interferometry 1973-1975 A. Labeyrie Interferometry w. independent telescopes (24cm) 1974 M. Johnson et al. Heterodyne interferometry at 10 µm 1985 A. Labeyrie Interferometry w. independent telescopes (150cm) 1988-1993 M. Shao et al. Production-line interferometry 1990 J. Baldwin et al. Phase-closure imaging of Ori surface 1995 J. Baldwin et al. Multiple telescopes imaging of Capella 2001 M. Shao et al. "First fringes" with Keck Imaging Interferometer Array 2001 A. Glindemann et al. "First fringes" with VLT Interferometer siderostats

Meilensteine in der optischen InterferometrieMeilensteine in der optischen Interferometrie


Program (Nation) No. of. Baselines

Max Baseline [m] Element Diameter [m]

Year of Operation

GI2T (F) 3 65 1.52 1985 - 2006

ISI (USA)1 1 35 1.65 1988

COAST (GB) 6 100 0.40 1992

SUSI (AUS) 1 640 0.14 1992

IOTA (USA) 3 45 0.45 1993 - 2006

NPOI (USA) 3 (6, 15)2 250 0.35 1995

PTI (USA) 1 110 0.45 1996

MIRA-II (JN) 1 4 0.20 1999

CHARA (USA) 10 350 1.00 2000

VLTI (EUR) 6 / 3 / 63 128 / 2004 8 / 1.8 2001

KIIA (USA) 1 / 6 / 153 75 / 1804 10 / 1.5 2001

MRO (USA) 6 400 2.5 2010

LBT (USA/I/D)5 1 20 8 2005

Heutige InterferometerHeutige Interferometer


Keck Interferometer Array, USA


image courtesy Bertrand Koehler


images courtesy Keck Observatory


VLT Interferometer, EUR


VLTI Delay Lines


VINCI - VLTI Commissioning Instrument


VLTI - Mid-Infrared Instrument (MIDI)


AMBER


Sterndurchmesser


Zirkumstellare Scheiben


Stellare Oberflächen

700 nm (WHT) 905 nm (COAST) 1290 nm (COAST)

Drei Karten von Ori (Betelgeuse), Nov. 1997

pictures courtesy COAST


Mehrfach-Sterne

Capella im Abstand von 15 Tagen


Stellare Hüllen

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