等效350米光学望远镜的长基线光学干涉成像

 

      长基线光学干涉仪是地面观测站在高分辨率、可见光和红外波长下研究宇宙的仪器。干涉仪的工作原理与传统成像望远镜是不同的。星光用一些小望远镜捕捉到，这些望远镜之间的间距可达几百米。每个望远镜的输出都是一个直径约10cm的准直光束。这些光束被中继到集中实验室，尺寸缩小直径约1cm，然后与来自其它望远镜光束结合在探测上形成干涉条纹，通过对多对组合光束的条纹图形分析，可以重建被观察目标的图像。

      马格达莱纳山脊天文台干涉仪（MROI），如图1所示。目前正在在美国新墨西哥州海拔3100米处施工，一旦完成，它将使用十个1.4 m直径望远镜进行从600nm至2400nm波长的观测。它将能够解决使用传统直径350米的光学望远镜的可能（这个建造是不切实际的）。图2描绘了MROI对遥远的红巨 星表面进行成像的模拟性能。图形3演示了更接近地球的应用，其中MROI对地球静止卫星进行成像，以增强空间态势感知。

 

图1 马格达莱纳山脊天文台的俯视图。上面覆盖着建筑物和基础设施用于干涉仪，十个单元望远镜组合成Y形阵列。望远镜可以升起重新定位到空闲的发射台，优化干涉仪以查看不同尺寸的特征。

图2 一颗的距离11000光年红超巨 星表面的“真实图像”和MROI模拟干涉重建。从左到右：1. 真实图像（ Chiavassa, A., Plez, B., Josselin, E., Freytag, B., “Radiative hydrodynamics simulations of red supergiant stars. I. interpretation of interferometric observations”, Astronomy and Astrophysics, 506, p1351 (2009)）。2. 用10台望远镜重建图像 3. 用7台望远镜重建图像 4. 用4望远镜重建图像。使用更多数量的望远镜可以获得更可信的图像，特别是对于热点位置。

 

图3 左：奥德赛（Odyssey）卫星的真实图像。右：根据使用10台望远镜时MROI的模拟性能重建了卫星的图像。这颗卫星长17米，距离35000公里，这种情况相当于在50公里外拍摄一枚1英镑的硬币。

 

      干涉测量对组合成对光束的对齐排列是非常敏感的。例如，在观测期间10µrad的角漂移都是不允许的。因此，已经为MROI开发了自动对准系统（AAS），该系统将在夜间观测之前，以较少的人为干扰对准十条光束线。随着夜晚的进展，AAS将纠正由热引起的漂移。

      AAS的核心是一个称为BEASST的阵列探测器，放置在光束合成实验室。类似于Shack-Hartmann传感器，它使用微透镜阵列对光束光瞳进行采样。Raptor Photonics公司SWIR相机Owl 640-II被放置在微透镜的焦平面处。图4显示了BEASST的典型图像读出，包括一系列焦点的阵列。大多数光束对准探测器只能测量准直光束的角度或位置。相比之下，BEASST同时测量两个参数。光束角度由焦点的位移计算，而光束位置由瞳孔强度分布的质心决定。

 

图4 左：用参考对准源BEASST拍摄的图像。右：用恒星源时BEASST拍摄的图像。当使用参考源时，Raptor Photonics公司SWIR相机的低增益模式用于较大化动态范围；当使用恒星源，相机的高增益模式用于较大化灵敏度。由于穿过湍流大气，恒星光束轮廓是随机散斑

 

      Raptor Photonics公司SWIR相机具有紧凑的外壳，允许十个BEASST可以放置在很近的地方，而不会阻挡在实验室传播的大量光束。相机的低功耗也很有帮助，因为散发的热量会导致空气湍流，从而在快速的时间尺度上扰乱对准。此外，兼容的 GigE接口在应用中至关重要，因为控制计算机位于远离相机的位置。因为图像可以连接到网络的任何PC上，因此多路复用十台相机显得并不重要。

图5 OWL-640-II内置于诊断不可见光束准直的装置中。

 

      近来，BEASST的原型机被部署在天文台。Raptor Photonics公司OWL-640-II对许多调试测量起着至关重要的作用。例如，用于诊断不可见参考光束的准直（见图5）。在另一个应用中，它以120Hz的频率传输图像，以识别高频对准干扰的原因（见图6）。相机被用于在光束合成实验室中探测恒星光（见图7），这是MROI的一个重要里程碑。

图6 使用OWL-640-II在120 Hz下拍摄的BEASST图像描述对准干扰。根据经过的时间绘制了提取的光束对准参数：角度（倾斜）为红色，位置（剪切）为蓝色。顶部和底部绘图分别对应于水平（X）和垂直（Y）方向。我们识别到了频率高达60 Hz的波动。

 

图7 BEASST使用来自恒星HIP 102422的光拍摄的“firstlight”瞳孔图像。OWL-640-II在600nm-1700nm之间的宽光谱范围允许在不同的带通处进行观测，这个可以辅助解释结果。请注意，这些图像与图4所示的图像样式不同（即它们不是恒星的直接图像）。

 

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