Interferometriein der Astronomie

Oskar von der LüheFakultät für Physik, Albert-Ludwig-Universität Freiburg i. Breisgau

Sommersemester 2001

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Inhalt

1. Einleitung2. Fourier-Transformationen in einer und mehreren Dimensionen3. Beugungstheorie und Bildentstehung4. Abbildung durch ein inhomogenes Medium5. Interferometrie mit einzelnen Teleskopen

5.1 Pupillenmasken5.2 Speckle-Interferometrie

6. Interferometrie mit mehreren Teleskopen6.1 Observable6.2 Konfiguration interferometriescher Arrays6.3 Ananlyse und Interpretation der Interferogramme

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LiteraturZur Fourier-Transformation:• Bracewell, Ron. N.: "The Fourier-Transform and its applications", (2nd Edition) McGraw-Hill

(1965)• Champeney, D.C.: "Fourier Transforms and physical applications", Academy press, London,

N.Y. (1973)• Brigham, E. Oran: "The Fast Fourier Transform" Prentice - HALL, Inc. Englewood Cliffs, N.J.

(1974)Zur Interferometrie:• Born, M., Wolf, E.,: "Principles of Optics", Pergamon Press (6th Edition, 1980)• Goodman, J. W.: "Statistical Optics", Wiley Interscience (1985)• Perley, R. A., Schwab, F. R., Bridle, A. H.: "Synthesis Imaging in Radio Astronomy", A.S.P.

Conf. Ser. 6 (1989)• Lagrange, A.-M., Mourard, D., Léna, P.: "High resolution in Astrophysics", NATO ASI Ser. C-

501 (1997)Zur Speckle-Interferometrie und Turbulenz:• Roggemann, M. C., Welsh, B.: "Imaging through Turbulence", CRC Press (1996)

Alle Bücher sind in der Bibliothek des Kiepenheuer-Instituts vorhanden.

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Quelle:ESO

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Quelle: ESO

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1 Einleitung

Was ist Interferometrie?• Überlagerung elektromagnetischer Wellen im Spektralbereich der Radiowellen (λ = 1m ... 1mm) und der "optischen"

Wellen (Infrarot 10µm ... 1 µm, sichtbar 1µm ... 0.4µm),- welche von einer Quelle ausgehen und- verschiedene Wege durchlaufen,- zur Bestimmung des räumlichen und zeitlichen Kohärenzgrades

Warum Interferometrie in der Astronomie?• Erhöhung der Winkelauflösung eines Teleskops

- durch Korrektur der Einflüsse der optischen Aberrationen und der atmosphärischen Turbulenz Speckle-Interferometrie Pupillenmasken

- jenseits der Beugungsgrenze eines einzelnen Teleskops durch Kombination des Lichtes von mehreren Teleskopen

• Warum diese Vorlesung?

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Winkelauflösung eines beugungsbegrenzten Teleskops:

D

Brennweite F

Teleskopöffnung

DFX λ=∆

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Young’sches Interferenz - Experiment

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Theorem von van Cittert - Zernike (1934, 1938)Intensität I(x) in der Fokalebene eines Interferometers ist gegeben mit der Quellen-Intensität I(α):

( ) ( )

( )

I x I jB x

zd

jB x

zI j

Bd

= −

= −

∫∫

∫∫

Re exp

Re exp exp

α πλ

α α

πλ

α πλ

α α

2

2 2

2D Fourier-Transformierte der Quellen-Intensität bei Winkelfrequenz B/λ

(Kontrastfunktion)

InstrumentellerKosinus-Term

BeobachteteIntensität

Antwort auf einePunktquelle inRichtung α

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Quelle: ESO

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Welche Basislänge braucht man für welche Winkelauflösung?

WellenlängeQuellen der Strahlung Sterne

(Teff = 5 103 K)Gas, Staub(T = 100 K)

InterstellarerWasserstoff

Teleskopart Durchmesser /Basislänge [m]

λ = 0.5 µm λ = 10 µm λ = 21 cm

OptischesStandardteleskop

1 5 10-7 rad0.1 arcsec

10-5 rad2 arcsec

-

OptischesGroßteleskop

10 5 10-8 rad0.01 arcsec

10-5 rad2 arcsec

0.021 rad72 arcmin

OptischesInterferometer

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

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Meilensteine der Optischen InterferometrieJahr Wissenschaftler Bemerkungen

1868 H. Fizeau Proposal to apply interferometric masks to increasetelescope 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 α 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 Speckle Interferometry 1973-1975 A. Labeyrie Interferometry w. independent telesc. (24cm) 1974 M. Johnson et al. Heterodyne interferometry at 10 µm 1985 A. Labeyrie Interferometry w. independent telesc. (150cm) 1988-1993 M. Shao et al. Production-line interferometry with separately mounted

small aperture telescopes (8cm) 1990 J. Baldwin et al. Phase-closure imaging of α 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

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Fizeau - Stéphan Interferometer

Oben: 80cm Reflektor des Observatoire de Marseille.Rechts: Interferogramme mit einem 50cm Doppelspalt

und atmosphärischer Turbulenz (Simulation)

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Michelson - Pease Interferometer

Oben: Mt. Wilson 2.5m Hooker-Teleskopmit Erweiterung für Stellar-Interferometrie.

Rechts: Mt. Wilson 6.13m Interferometer.

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Albert Michelson Francis Pease mit demMt. Wilson 50 Fuß Interferometer

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Radiointerferometrie (Jennison, 1952)

Oben: Very Large Array bei Socorro, NM, USA.Rechts: Nobeyama Radioheliograph, Japan.

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Intensitäts-Interferometer (Hanbusy Brown, Twiss, 1956)

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Speckle-Interferometrie(Labeyrie 1970, Knox & Thompson 1974, Weigelt & Lohmann 1977/1982)

Ziel: Überwindung der störenden Einflüsse der Erdatmosphäre bei einem einzelnen Teleskop• Intelligente Mittelung vieler (100 ... 10.000) Kurzzeitaufnahmen desselben Objekts• Rekonstruktion der gemittelten Feinstrukturinformation zu einem beugungsbegrenzten Bild der

Quelle

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Quelle: MPI für Radioastronomie, Bonn

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Interferometrie mit unabhängigen Teleskopen(Labeyrie, 1974/1986, Shao 1988)

Oben: Interferomètre á deux Télescopes (I2T),Plateau de Calern, Frankreich.

Rechts:Grand Interferomètre á deux Télescopes(GI2T), Plateau de Calern, Frankreich,mit spektral aufgelöstemInterferogramm.

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Mark III Interferometer, Mt. Wilson, USA

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Heutige bodengebundeneOptische Interferometer mit langen Basislängen

Programm (Nation) Zahl simult. Basen(im Endzustand)

MaximaleBasislänge [m]

ElementDurchmesser [m]

Jahr der Betriebs-aufnahme

GI2T (F) 3 65 1.52 1985ISI (USA)1 1 35 1.65 1988COAST (GB) 6 100 0.40 1992SUSI (AUS) 1 100 (640) 0.14 1992IOTA (USA) 3 45 0.45 1993NPOI (USA) 3 (6, 15)2 250 0.35 1995PTI (USA) 1 110 0.45 1996MIRA-I (JN) 1 4 0.20 1998CHARA (USA) 10 350 1.00 2000VLTI (EUR) 6 / 3 / 63 128 / 2004 8 / 1.8 2001KIIA (USA) 1 / 6 / 153 75 / 1804 10 / 1.5 2001Magellan (USA) 1 60 6.5 2005LBT (USA/I/D)5 1 20 8 2005

Notes: 1) heterodyne interferometer 2) (astrometric, imaging) baselines3) beam combination main / auxiliary / hybrid 4) between main / auxiliary telescopes5) monolithic array

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Pläne für Interferometer im Weltraum

Programm Ziel MaximaleBasislänge [m]

Element Diameter[m]

Year of Launch /Operation

NASA ORIGINSDeep Space 3 Technologie 100 - 1000 ? 2001SIM Astrometrie, Imaging 10 0.3 2005TPF Imaging, Suche terr.

Planeten75 - 150 2 - 5 2010

PI Abbildung vonPlanetenoberflächen

6 106 8 > 2010

NationalDIVA1 Astrometrie

ESA Horizon 2000+DARWIN Imaging 100 - 200 1.5 > 2009GAIA Astrometry 2 - >2009

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Cambridge Optical Array Synthesis Telescope (COAST)(Cambridge, UK)

Links: ein Siderostat des COAST.Rechts: zwei synthetisierte Bilder des 5 mas spektroskopischen Doppelsterns Capella am 13. Sept. (links) und 28. Sept.

(rechts) 1995.

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Infrared Optical Telescope Array /Fiber Linked Unit for Optical Recombination

(IOTA / FLUOR) Mt. Hopkins, USA und Obs. de Paris, Meudon, F.

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Palomar Testbed Interferometer (PTI)Mt. Palomar, USA

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