Optisches Infrarot-Teleskop-Array
Optisches Infrarot-Teleskop-Array
| Art | Langes optisches Interferometer-basiertes optisches Teleskop ( in ) |
|---|---|
| Abriss | Februar 2007 |
| Schließen | Februar 2007 |
| Adresse |
Arizona Vereinigte Staaten |
| Kontaktinformation | 31 ° 41 '29 '' N, 110 ° 53 '06' 'W. |
| Webseite | (en) tdc-www.harvard.edu/IOTA |
IOTA (Abkürzung für Infrared and Optical Telescope Array ) war ein optisches Interferometer mit langer Basis, das ursprünglich von einem Konsortium aus dem Harvard College Observatory , dem MIT Lincoln Laboratory, dem Smithsonian Astrophysical Observatory , der University of Massachusetts und der University of Wyoming gebaut wurde . Es wurde in Arizona am Mount Hopkins , etwa vierzig Kilometer von Tucson entfernt, gegründet und erhielt seine ersten Ränder inDezember 1993, auf einem kleinen Sprung unter dem Monolithic Mirror Telescope (MMT). Es bestand aus zwei, dann drei Siderostaten, die sich entlang in einem L angeordneter Schiene bewegen konnten.
Die Schließung und Demontage erfolgte am 1 st Juli 2006aus Geldmangel.
Geometrie des Interferometers
Geometrie ist von größter Bedeutung. Es bestimmt:
- die Qualität jeder Bildrekonstruktion, die das Interferometer über die sogenannte Abdeckung der Ebene (u, v) liefern kann, d. h. Abtastung in räumlichen Frequenzen
- Beobachtungsparameter, wie die natürliche Geschwindigkeit der Streifen während einer Beobachtung oder die Zeit, während der eine Quelle ohne Neukonfiguration des Instruments beobachtbar bleibt.
Im Fall von IOTA mussten geografische Einschränkungen berücksichtigt werden, die seine Geometrie fast auferlegten. Aus der Ferne gesehen hat das Interferometer eine L-Form (siehe Abbildung). Der längste Arm ist 35 Meter lang und der kleinere ist 15 Meter lang. Das Teleskop , auf mobile Strukturen aufgebaut werden kann angeordnet entlang der beiden Arme des Rahmen Punkte - Plan verfügen . Diese Halterungen gewährleisten eine sehr gute Reproduzierbarkeit der Basen. Die Öffnungen sind auf einer der siebzehn Halterungen angeordnet, die sich in Vielfachen von 5 Metern oder 7,04 Metern vom Schnittpunkt der beiden Zweige des L befinden ( genauer gesagt 197 und 277 Zoll ). Die verfügbaren Grundlängen reichen von 5 bis 38 Metern. Der Nordostarm (der lange Arm, der oft als "Nordarm" bezeichnet wird, im Gegensatz zum "Südarm", der selbst den kurzen Arm bezeichnet) bildet mit dem Norden einen ungefähren Winkel von 45 °.
Aufgrund der L-förmigen Konfiguration von IOTA können nur räumliche Frequenzen innerhalb eines Kegels abgerufen werden, deren Winkel von der Position des Sterns am Himmel abhängt. Eine Quelle bei 60 ° Deklination unter Berücksichtigung der Einschränkungen beim Zeigen von IOTA ist von -2h40m bis + 1h40m von ihrem Durchgang zum Meridian sichtbar . Mit der größten IOTA-Basis können wir auf Wellenlängen von 3,77 um ( Spektralband L ') und 4,61 um (Spektralband M) bei räumlichen Frequenzen in der Größenordnung von 50 bzw. 40 Winkelzyklen / Sekunde zugreifen . Wir können daher die erste Null der Sichtbarkeitskurve von Objekten mit einem Durchmesser von mehr als 25 Winkelmillisekunden und die zweite Null für Objekte mit mehr als 45 Winkelmillisekunden für das L'-Band (30 bzw. 55 Winkelmillisekunden für das M-Band) erreichen.
Pfad eines Photons in IOTA
Ein Photon eines Sterns wird zuerst von einem Siderostaten mit einer Größe von 40 cm eingefangen , der es an ein Teleskop vom Typ Cassegrain zurücksendet, dessen Primärspiegel mit einem Durchmesser von 4 cm den Strahl begrenzt. Die Siderostat ist auf einem installierten motorisierten azimutale Montierung , die Tracking des Sterns ermöglicht. Die beiden Parabolspiegel, aus denen das Teleskop besteht, bilden ein afokales System , das es ermöglicht, eine Gesamtkompression des Strahls um den Faktor 10 zu erzielen.
Das Photon wird dann zu einem kleinen Planspiegel zurückgeführt, der als Tip-Tilt (auf Französisch kippend) bezeichnet wird, dessen zwei Achsen motorisiert sind und dessen Aufgabe es ist, die Wellenebene zu begradigen . Dieser Vorgang ist aus zwei Gründen erforderlich:
- atmosphärische Turbulenzen. Die Atmosphäre verursacht tatsächlich eine zufällige Neigung der Wellenfront. Dies ist die erste Ordnung atmosphärischer Turbulenzen nach der Phasenverzögerung;
- die Nichtübereinstimmung der Zeigeachse und der Richtung des Sterns während seiner Verfolgung durch den Siderostaten.
Der Neigungsspiegel wird gesteuert, indem die Position des Schwerpunkts des sichtbaren Bildes des Sterns kontinuierlich verfolgt wird.
Unser Photon wird dann auf die gesendeten Verzögerungsleitung , über einen Umlenkspiegel. Es wird unter Vakuum acht Reflexionen unterzogen, bevor es im interferometrischen Labor auftaucht. Zwei Dieder bilden die optische Vorrichtung der eigentlichen Verzögerungsleitung, die es ermöglicht, den Strahl zu verzögern, der entweder vom Südteleskop (der häufigste Fall aufgrund der Geometrie des Interferometers) oder vom Nordteleskop kommt.