Interferometrie mit mehreren Teleskopen
Astronomie mit höchster Winkelauflösung
Oskar von der LüheKiepenheuer-Institut für Sonnenphysik
Freiburg
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Inhalt
• Fundamentals of interferometry
• Concepts of interferometry (contd.)
• Practical interferometry
• Grundlagen der Interferometrie
• Praktische Konzepte
• Beispiele
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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
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Beugungsbegrenzte Abbildung
D
D
FX
44.2
Teleskopöffnung
Brennweite F
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Young‘sches Interferenzexperiment
SourceMask
Screen
Durchmesser D
Basis B
Brennweite F
Wellenlänge
B
Fx
D
FX
44.2
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Zwei-Element Interferometer I
Änderung der
Basislänge
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Zwei-Element Interferometer II
Änderung Element-
Durchmesser
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Zwei-Element Interferometer
III
Änderung der
Wellenlänge
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Position der Quelle
SourceMask
Screen
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Zwei-Element Interferometer IV
Änderung der
Quellenposition
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Interne Verzögerung
SourceMask
Screen
delay
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Zwei-Element Interferometer V
Änderung der internen
Verzögerung
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Zwei-Element Interferometer VI
Breitbandiges Spektrum einer
Punktquelle
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Zwei-Element Interferometer VII
Breitbandiges Spektrum und
interne
Verzögerung
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Ausgedehnte Quellen
SourceMask
Screen
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Zwei-Element Interferometer VII
Ausgedehnte Quelle -
Doppelstern
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Zwei-Element Interferometer VII
Ausgedehnte Quelle - Sternscheibe
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Ausgedehnte Quellen - Eindeutigkeit
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Beispiel:
„Pupil Masking“ am ESO/NTT
Programmstern Referenzstern
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Beispiel:
„Pupil Masking“ am ESO/NTT
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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
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Bestandteile eines Interferometers
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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?
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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
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Array-Konfiguration und Erdrotations-Synthese
ESO VLT Interferometer - Cerro Paranal, Chile
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Array-Konfiguration und Erdrotations-Synthese
VLTI - 4 Unit telescopes, Quelle bei = -30°
VLTI - 4 Unit telescopes plus 4 Auxiliary telescopes
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Array-Konfiguration und Erdrotations-Synthese
Abhängigkeit des VLTI „Wurstmusters“ von der Deklination (+10°, -10°, -30°, -50°, -70°)
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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:
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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
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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
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Keck Interferometer Array, USA
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image courtesy Bertrand Koehler
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images courtesy Keck Observatory
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VLT Interferometer, EUR
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VLTI Delay Lines
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VINCI - VLTI Commissioning Instrument
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VLTI - Mid-Infrared Instrument (MIDI)
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AMBER
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Sterndurchmesser
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Zirkumstellare Scheiben
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Stellare Oberflächen
700 nm (WHT) 905 nm (COAST) 1290 nm (COAST)
Drei Karten von Ori (Betelgeuse), Nov. 1997
pictures courtesy COAST
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Mehrfach-Sterne
Capella im Abstand von 15 Tagen
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Stellare Hüllen
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