La fase de cierre es una cantidad observable en la interferometría astronómica de imágenes , lo que permitió el uso de interferometría con líneas de base muy largas . Constituye la base del enfoque de autocalibración para la obtención de imágenes interferométricas . El observable que se usa generalmente en la mayoría de las observaciones de la "fase de cierre" es en realidad la cantidad compleja llamada producto triple (o bispectro ). La fase de cierre es la fase ( argumento ) de esta cantidad compleja.
Historia
Roger Jennison desarrolló esta técnica novedosa para obtener información sobre las fases de visibilidad en un interferómetro cuando existen errores de retardo. Aunque sus mediciones iniciales de laboratorio de la fase de cierre se habían realizado en longitudes de onda ópticas, preveía un mayor potencial para su técnica en radiointerferometría . En 1958 demostró su eficacia con un interferómetro de radio, pero sólo se volvió ampliamente utilizado para interferometría de radio de línea de base larga en 1974. Se requiere un mínimo de tres antenas. Este método se utilizó para las primeras mediciones de VLBI , y todavía se utiliza una forma modificada de este enfoque ("Autocalibración"). Los métodos de "fase de cierre" o "autocalibración" también se utilizan para eliminar los efectos de la visión astronómica en observaciones ópticas e infrarrojas que utilizan interferómetros astronómicos .
Definición
Se requieren un mínimo de tres antenas para las mediciones de la fase de cierre. En el caso más simple, con tres antenas en línea separadas por las distancias a 1 y a 2 mostradas en el diagrama de la derecha. Las señales de radio recibidas se registran en cintas magnéticas y se envían a un laboratorio como el Very Long Baseline Array . Las líneas de base efectivas para una fuente en ángulo estarán , , y . Cuando uno mezcla señales de dos antenas (compensando un retraso por el ángulo) uno observa la señal de interferencia con la fase Teniendo en cuenta que las señales pueden provenir de varias fuentes, la señal de interferencia compleja es la transformada de Fourier. de la densidad de potencia de las fuentes.
Las fases de la visibilidad compleja de la fuente de radio correspondientes a las líneas de base a 1 , a 2 y a 3 se indican mediante, y respectivamente. Estas fases contendrán errores resultantes de ε B y ε C en las fases de la señal. Las fases medidas para las líneas base x 1 , x 2 y x 3 , denotadas, y , estarán:
Jennison definió su O observable (ahora llamada fase de cierre ) para las tres antenas como:
A medida que se cancelan los términos de error:
La fase de cierre no se ve afectada por errores de fase en ninguna de las antenas. Debido a esta propiedad, se usa ampliamente para imágenes de síntesis de apertura en interferometría astronómica . Para una fuente puntual,es 0; entonceslleva información sobre la distribución espacial de la fuente. Tiempo puede medirse directamente, y la fase de no se puede encontrar desde 2 antenas VLBI, usando 3 antenas se puede encontrar la fase de
En la mayoría de las observaciones reales, las visibilidades complejas se multiplican juntas para formar el producto triple en lugar de simplemente sumar las fases de visibilidad. La fase del producto triple es la fase de cierre.
En la interferometría óptica, la fase de cierre fue introducida por primera vez por la interferometría de espectrometría de biespectro , [ cita requerida ] cuyo principio es calcular la fase de cierre a partir de la medición compleja en lugar de la fase en sí:
La fase de cierre se calcula entonces como el argumento de este bispectro:
Este método de cálculo es robusto al ruido y permite realizar promedios incluso si el ruido domina la señal de fase.
Ejemplo: incluso cuando la distribución de energía de la fuente es simétrica, entonces es real, midiendo todavía deja los signos desconocidos. La fase de cierre permite encontrar el signo de cuando signos de , son conocidos. Desde es positivo para los pequeños , se puede mapear completamente cómo cambia el signo y calcular .
Aplicaciones de un solo telescopio
Las máscaras de apertura se utilizan a menudo en telescopios individuales para permitir la extracción de las fases de cierre de las imágenes. Las fases del núcleo pueden verse como una generalización de la fase de cierre para arreglos redundantes en los casos en que los errores de frente de onda son lo suficientemente bajos.
Referencias
- Roger Jennison , Una técnica de interferómetro sensible a la fase para la medición de las transformadas de Fourier de distribuciones de brillo espacial de pequeña extensión angular , Avisos mensuales de la Royal Astronomical Society vol 118 pp 276 1958
- Roger Jennison , El interferómetro estelar de Michelson: una variación sensible a la fase del instrumento óptico , Proc. Phys. Soc. 78, 596-599, 1961.
- Frantz Martinache , [1] , FASE KERNEL EN LA INTERFEROMETRÍA FIZEAU The Astrophysical Journal Volumen 724 Número 1
Frantz Martinache 2010 ApJ 724 464 doi: 10.1088 / 0004-637X / 724/1/464