Optische interferometrie in de astronomie. De Very Large Telescope

Optische interferometrie in de astronomie.
De Very Large Telescope Interferometer.
Joeri Verbiest
[email protected]
7 februari 2001
Abstract. In deze paper wordt optische interferometrie in de astronomie besproken, met als case study
de Very Large Telescope Interferometer (VLTI), gebouwd door het European Southern Observatory (ESO)
te Paranal, Chili. In kort wordt het principe van interferometrie besproken, begrippen zoals interferentie
fringes en visibiliteit worden bekeken. Tevens wordt er, in kort, gekeken wat de invloed is van de atmosfeer
bij interferometrie.
Bij de bespreking van de VLTI zal er gekeken worden naar de algemene opbouw, configuratie en enkele
deelsystemen worden nader bekeken: de optische delay line en in kort de beam combination systeem.
Als laatste wordt er even gekeken wat de toekomst biedt op gebied van optische interferometrie.
Kernwoorden: optische interferometerie, Very Large Telescope Interferometer, optische vertragingslijn,
beam combinatie systeem.
1 Inleiding.
Optische interferometrie is gekend sinds 1868. Fizeau suggereerde dat optische interferometrie kon gebruikt worden om de diameter van sterren te bepalen alsook de afstand tussen astronomische objecten
[1][4][7]. Het was Stéphan die in 1874 het eerste experiment uitvoerde om de diameter van sterren te
bepalen, zonder succes. In 1891 slaagde Michelson erin de optische diameter van een astronomisch object
te bepalen [2][3][4][7].
In de vroege jaren van de interferometrie was de technologie zeer beperkt. Het is door de laatste ontwikkelingen op gebied van (optische-) elektronica, opto-mechanica en software dat het mogelijk werd om grote
arrays te bouwen.
Momenteel lopen er verschillende projecten op gebied van optische interferometrie en vele zijn gepland. Enkele projecten zijn: Palomar Testbed Interferometer (PTI), Navy Prototype Optical Interferometer
(NPOI), Cambridge Optical Aperture Synthese Telescope (COAST), Mitika of Mauna Kea Infrared Array
(MIRA), Very Large Telescope Inteferometer (VLTI), Keck Interferometer, Infrared Optical Telescope
Array (IOTA), Center for high resolution astronomy (CHARA), Space Interferometer Mission (SIM), etc...
[4].
De basis principes van deze interferometers zijn steeds dezelfde, daarom zal er gestart worden met een korte
uiteenzetting van de theoretische achtergrond van interferometerie. Via de VLTI zullen enkele praktische
systemen uitgelegd worden, vooral de optische delay lijn wordt nader bekeken. Als laatste zal er een klein
toekomst perspectief gegeven worden op gebied van interferometerie.
1
2 De interferometer.
Waarom een interferometer? Antwoord: door een interferometer krijgt men toegang tot een hoge hoek
resolutie en dit voor de fractie van de prijs van een conventionele enkelvoudige apertuur telescoop met een
zelfde hoek resolutie.
Via een interferometer krijgt men echter geen echt beeld, zoals je deze krijgt met een gewone enkelvoudige
apertuur telescoop, men bekomt zogenaamde interferentie patronen (fringes patroon). Uit de fringes kan
men de gepaste informatie verkrijgen over het geobserveerd object.
2.1 Principe.
Veronderstel als model een interferometer bestaande uit twee aperturen, figuur 1. Het licht dat opgevangen
wordt door de telescopen gaat via een optische vertragingslijn geleid naar een beam combination systeem.
De beam combination systeem zal uiteindelijk “een beeld” vormen van het astronomisch object.
Voor de eenvoud worden de aperturen A1 en A2 gelijk gesteld, ze zijn respectievelijk geplaatst op de drie
dimensionale ruimte coördinaten x1 en x2 . De baseline die bekomen wordt is: B x2 -x1 , (de hoek
resolutie: θ λ/B). Elke apertuur is gericht naar een punt in de ruimte met een relatieve positie S van de
center lijn van de array. De pointing richting wordt gegeven volgens de eenheidsvector s S / S .
Figuur 1: Ideale interferometer, bron [7].
Men kan nu bewijzen [7] dat voor een polychromatische bron, met een spectrale intensiteit Fυ (eenheid: invallend vermogen per oppervlakte per eenheid van frequentie) en een interferometer met eindige
bandbreedte, constant bandbreedte patroon, η0 en een eindige frequentie responsie η υ , over de band
υ0 ∆υ 2 λ0 ∆Λ 2 , geldt dat:
P
2AFυ 0η0 ∆λ 1
sin πD Λcoh
cos k0 D
πD λ
2
met
λcoh
Λ20
∆λ
de coherentie lengte.
De relatieve vertraging (optische vertraging) D is dan:
D
s B d1
d2
Er wordt eveneens verondersteld dat het spectraal vermogen constant is, Fυ 0 , over de systeem bandbreedte.
2.2 Visibiliteit.
Een interferometer meet de genormaliseerde fringe vermogen, d.i. de fringe vermogen relatief tot de totale
vermogen dat opgevangen wordt. Mt. Wilson en Michelson definiëren de visibiliteit van de fringes als het
contrast tussen lichte en heldere gebieden (vermogen Pmax en Pmin respectievelijk). Deze kwantiteit is de
Michelson fringe visibiliteit:
νM
PMax
PMax
PMin
PMin
Het is dimensie loos een gelegen tussen nul en één. Uit de Michelson visibiliteit kan men verschillende
karakteristieken van het te waargenomen object halen, dit aan de hand van een vooropgesteld model [7].
Zo zal bij de bepaling van de diameter van een ster de visibiliteit opgemeten worden, dit bij verschillende
baselines. Hierdoor zal de visibiliteit afnemen bij toename van de baseline. De ster zal meer opgelost
worden bij langere baselines. Door een curve te vinden door de verschillende gemeten visibiliteit punten
kan men de diameter van een ster bepalen [7].
2.3 Interferometer in praktijk.
Atmosferische effecten [6][7].
Atmosferische effecten is een zeer belangrijk gegeven in het geheel van de interferometrie en daarom niet
te verwaarlozen.
Star light
atmosphere
atmosphere
r0
L2
L1
λ
D2
λ
D1
λ
r0
Figuur 2: vlakke golf propagatie door de atmosfeer, bron [6].
3
Een vlakke golf zal door de atmosfeer propageren, eenmaal doorheen zal de golf niet meer vlak zijn, het
zal het een zekere vervorming hebben t.g.v. fluctuatie in de brekingsindex van de atmosfeer, figuur 2.
Via adaptieve optica kan men de golf opnieuw vlak krijgen door de spiegel te vervormen d.m.v. vingers
(actuatoren). Aan de andere kant neemt de interferometer maar een klein deel van de golfvorm op.
Een belangrijk begrip is de atmosfeer coherentie lengte, r0 , d.i. de grote van een vlak stukje in de golfvorm,
relatieve t.o.v. de golflengte. De coherentie lengte definieert eigenlijk de rms variatie in de golfvorm
langsheen het stukje. In eerste benadering kan men stellen dat r0 λ6 5 . Een andere zeer belangrijke
parameter is de coherentie tijd van de atmosfeer, τ0 welke de tijd is nodig om één r0 -grote vlak te laten
passeren. Deze parameter is noodzakelijk omdat de vorm van de golf varieert met de tijd. In eerste
benadering kan men stellen dat τ0 λ6 5 .
Fringe tracking [4][7]
Fringe tracking is noodzakelijk omdat de atmosfeer snel varieert, met als gevolg dat de optische weglengte
verschil eveneens varieert.
Om nu fringes te meten moet het optisch pad gelijk zijn en dit gedurende een redelijke periode in tijd. Er
zijn een drietal manieren om dit te verkrijgen:
1. Fringe tracking aan de hand van een wetenschappelijk doel: dit veronderstel dat het doel helder en
compact is;
2. Fringe tracking aan de hand van een nabijgelegen referentie ster;
3. Blind tracking: dit veronderstel een zeer stabiel en een goed gekalibreerd systeem, is mogelijk in het
mid-infrarood.
Bijkomend zijn er twee niveaus van tracking, namelijk:
1. Cophasing d.w.z. een gelijk optisch pad verkrijgen binnen een fractie van golflengte. De fringes
zullen dan relatief vast blijven, men kan dan integreren gedurende meerdere keren τ0 . Deze methode
is bruikbaar in geval er een heldere referentie ster is en een zwak en/of opgelost doel: de fringes
kunnen dan gevolgd worden met een hoge nauwkeurigheid via de referentie ster en laat zo lange
integratie tijden toe.
2. Coherent tracking: d.i. tracking binnen de coherentie lengte van het licht (λ2 ∆λ), zodanig dat
de fringes nog detecteerbaar zijn alhoewel ze continu bewegen. De fringes worden dan gemeten
gedurende meerdere kortere tijden (τ0 Deze techniek is eenvoudiger dan cophasing.
Er zijn nog enkele middelen om fringe tracking te vergemakkelijken, zoals bootstrapping, volgen op één
golflengte, of het meten van de visibiliteit op een andere golflengte meten.
3 De Very Large Telescope Interferometer (VLTI).
De VLTI is een Europees project dat gebouwd wordt door de European Southern Observatory (ESO) op de
Cerro Paranal (2635 m) in de Atacama woestijn, op ongeveer 100 km ten zuiden van Antofagasta, Chili.
De keuze van de site is niet toevallig, het biedt namelijk een zeer goede seeing en lange periodes van
onafgebroken heldere hemel. De interferometer bestaat uit vier 8 m unit telescopen (UT), Antu, Kueyen,
Melipal en Yepun genaamd, en enkele verplaatsbare hulp telescopen (auxiliary telescopes, AT), welke op
dertig posities kunnen geplaatst worden. In figuur 3 wordt de schematische set-up van de VLTI, de vier
UTs en de 30 ATs stations, weergegeven. Het geplande aantal ATs is momenteel drie [9].
4
Figuur 3: De VLTI layout, bron: [9]
De optische layout is weergegeven in figuur 4, getekend voor twee telescopen. Een astronomisch object
op oneindig belicht de twee aperturen. Het licht dat invalt op de apertuur kan beschouwd worden als een
vlakke golf, deze wordt geleid via een Coudé Optical Trains naar de delay tunnel. De delay in aankomst
tijd tussen telescoop 1 en telescoop 2 wordt gecompenseerd door de delay lijn zodanig dat het verschil
in optisch pad lengte tussen beide lichtbundels nul bedraagt als ze interfereren op de detector in de VLTI
laboratoria.
Het meten van het contrast der fringe patroon en zijn fase is het doel van de VLTI. Door de metingen,
bij verschillende baselines (verschillende lengte en oriëntatie), te doen kan een hoek resolutie verkrijgen
worden gelijk aan deze van een enkelvoudige telescoop met een diameter van de grootste baseline (130
m voor de UTs en 200 m voor de ATs, respectievelijk 1.5-30 milli arcsec en 1-20 milli arcsec in hoek
resolutie). In het principe zou het hierdoor mogelijk zijn om een astronaut waar te nemen op de oppervlakte
van de maan, zo’n 400.000 km ver.
Figuur 4: De VLTI optische layout, bron [9].
5
Via de VLTI kan men verschillende wetenschappelijke projecten uitvoeren zoals het zoeken naar bruinen
dwergen en extra-solar planeten, ster vormige en ster evolutie, oppervlakte structuren van sterren nagaan.
3.1 Optische delay lijn.
Wanneer we een astronomisch object waarnemen zal er een optisch pad lengte verschil optreden, de
oorzaken hiervan zijn:
1. Een statisch goniometrisch pad lengte verschil tussen de telescopen bij verschillende configuraties;
2. Het constant bewegen van het astronomisch object;
3. Pad lengte variaties t.g.v. de turbulentie van de atmosfeer en/of mechanische vibratie in het optisch
pad.
Deze oorzaken moeten opgevangen worden door een delay lijn systeem [7][10][11]. De optische delay lijn
vormt een zeer belangrijk onderdeel van de VLTI.
De delay lijn moet verschillende modes kunnen uitvoeren [18]:
1. Zero Path Difference Search Mode: deze maakt het mogelijk om het berekende optisch delay te
compenseren en in dezelfde tijd een zero pad lengte verschil te verkrijgen met de Fringe Sensor
Unit;
2. Tracking Modes: maakt het mogelijk om de sidereal beweging te observeren terwijl de interferometer
een meting doet, twee sub modes zijn gedefinieerd: Blind Tracking Mode en Fringe Tracking Mode;
3. Maintenance Modes: maakt het mogelijk verschillende commando’s uit te voeren zoals calibratie,
positionering van de ’Cat’s Eye’ etc.;
4. Parking mode beschermt de delay line tegen aardbevingen wanneer het niet in operatie is.
Figuur 5: Schematische voorstelling van de VLTI vertragings lijn, bron [10].
6
De VLTI vertragingslijnen worden geleverd door Fokker Space (Leiden, Nederland), en het wordt ontwikkeld in samenwerking met TNO-TPD (Nederlandse organisatie voor toegepast wetenschappelijk onderzoek en het Instituut voor toegepaste fysica).
De vertragings lijn bestaat uit een retro-reflector welke beweegt tijdens de observatie periode. Het optisch
ontwerp van deze ’Cat’s Eye’ is een Ritchey-Chretien type, bestaande uit licht gewicht aluminium spiegels
die het licht zeer efficiënt reflecteren. De ’Cat’s Eye’ is eigenlijk een telescoop met een spiegel in het
brandpunt dat de lichtbundel terugzendt parallel in de richting van waar het gekomen is. De beweegbare
opstelling maakt het mogelijk dat de ’Cat’s Eye’ een afstand van 60 m kan afleggen en zo een optisch pad
lengte verschil van 120 m kan compenseren, wat noodzakelijk is bij de VLTI.
Snelle variatie in het optisch vertragings pad worden gecorrigeerd door de fine position loop, een piezo
actuator gemonteerd op de achterzijde van de Variable Curvature Mirror (VCM). De variatie in het optisch
pad wordt gemeten door de fring sensing unit (FSU), die een signaal via de delay line local control loop
geeft aan de delay lijn systeem. D.m.v. een optische data link wordt de data getransporteerd naar de piezo
controller.
Figuur 6: De delay lijn retro-reflector carriage op een rail in de tunnel van de inferometer, bron [12].
De VCM, ontworpen en gebouwd door het optisch lab van Marseille observatory, geplaatst in het brandvlak
van de ’Cat’s Eye’, zorgt voor een pupil transfer tussen de 8 m telescoop of de 1.8 m hulp telescoop en de
instrumenten van de VLTI. De VCM is een sferische spiegel waarvan de kromming gewijzigd kan worden
met de tijd en is geplaatst in de focus van de ’Cat’s eye’. De spiegel bestaat uit een stalen membraan van
ongeveer 16 mm in diameter en is ongeveer 150 µm dik. De stalen oppervlakte is gepolijst en met een goud
laagje bedekt, wat een hoog optisch kwaliteit geeft.
De control eenheid om de kromming aan te passen is een pneumatisch systeem (Over Pressure Chamber,
OPC) welke gelokaliseerd is in het wagentje. Via een optische data link worden de commando’s naar de
VCM gestuurd.
Het wagentje, figuur 6, wordt aangedreven door een lineair inductie motor. De spoelen van de motor
zijn geïnstalleerd op de vloer van de delay line support bench en de magneten zijn geplaatst onderaan het
wagentje. Om de positie van het wagentje te bepalen wordt er gebruik gemaakt van een laser-interferometer
welke de bundel hetzelfde pad volgt als deze van het licht in de telescopen van de “Cat’s Eye, de metrology
beam in figuur 5.
7
Figuur 7: De rails van de VLTI delay lijn, bron [12].
Het aanleggen van de eerste delay lijn, figuur 7, in de tunnel, 158 m lang en 8 m breed, is gestart in
mid 2000, en afgerond in september van 2000, de tweede eind november. De derde is gepland voor
februari 2001. Het doel is om in totaal 8 delay lijnen te installeren. De aanleg moet met een zeer grote
nauwkeurigheid gebeuren, het op één lijn brengen van de delay lijn moet gebeuren met een nauwkeurigheid
van 0.25 mm op 66.7 m, er wordt gestreefd naar een tolerantie van 0.05 µm op 120 m .
3.2 Beam combinatie systeem.
Eenmaal de licht bundels uit de vertragingslijn komen moet men deze combineren, dit gebeurt in de beam
combination laboratorium, figuur 8. In het laboratorium gebeurt eveneens calibratie en fringe tracking. Het
licht komt binnen in het labo, een switchyard welke bestaat uit dichroic en reflecterende spiegels brengt het
licht naar de verschillende instrumenten.
Figuur 8: Laboratorium layout, bron [9]
8
Instrumenten:
VINCI (VLT Interferometer Commissionning Instrument [14]) is gebouwd volgens FLUOR een nearinfrarood interferometer instrument van IOTA. De hoofd component van VINCI is een fiber beam combinator dat licht gebruikt van twee telescopen als input en zo vier outputs vormt, twee photometric en
twee interferometer signalen. Door een variatie van het optisch pad delay tussen de beams d.m.v. een
modulator wordt er een tijds gemoduleerd fringe patroon gevormd op een detector. De VINCI zorgt voor
een alignement tool en een referentie bron voor andere instrumenten, het is eigenlijk een test instrument
voor het eerste licht. Integratie in interferometer zal begin 2001 gebeuren.
AMBER (Near infrared/red VLT focal instrument) is het near infrarood instrument van de VLTI en zal
werken bij een golflengte van 1 en 2.5 µm. Het instrument wordt ontwikkeld door universiteiten van Nice
en Grenoble. Wordt gepland operationeel te zijn in februari 2002.
MIDI (Mid-Infrared interferometric Instrument for the VLTI [16]) werkt bij 10 µm, mid infrarood. Het
wordt gebouwd door het Max-Planck-Instituut voor astronomie in Heidelberg. De filosofie van het ontwerp
is het combineren van twee bundels en zo een moderate spectrale resolutie te verkrijgen. De challenge is
signaal detectie. MIDI zal geleverd worden in juni 2001 en het zal zijn eerste licht ontvangen in september
2001.
PRIMA (Phase-Reference Imaging and Microarcsecond Astrometrie [15]) zorgt voor fase referentie en
astrometrie mode. PRIMA maakt het mogelijk om twee objecten te observeren, elk een maximale grootte
van 2 arcsec, en een onderlinge afstand van 1 arcmin. Eén object kan gebruikt worden als referentie ster
voor fringe tracking terwijl de andere het te waarnemen object is. Het zal faint object kunnen waarnemen,
K 20 en beelden vormen van faint objecten en alsook in astrometrie mode werken. PRIMA zal in
combinatie werken met AMBER en MIDI, het zal operationeel zijn in 2003
4 Toekomst op gebied van interferometrie.
Door de technologische evolutie zullen er continu verbeteringen aangebracht worden aan de bestaande
interferometers en worden er nieuwere, moderne interferometers gebouwd. Aanpassingen die kunnen
gebeuren aan de huidige interferometers is het toevoegen van bijkomende hulp telescopen en toevoegen
van adaptieve optica, indien nog niet aanwezig. De golflengte waarop de toekomstige interferometers
werken zal hoogst waarschijnlijk niet wijzigen. Er zal steeds gewerkt worden in het infrarood of near
infrarood gebied, dit omdat de adaptieve optica het best werkt bij deze golflengte.
De maximale baseline die bereikt kan worden, wordt geschat op 1000 m. Probleem hierbij is natuurlijk
het vinden van een geschikte site, namelijk één met een goede atmosferische conditie. Een eventuele
oplossing is de bouw van een interferometer in de ruimte zoals bijvoorbeeld in de Space Interferometer
Mission (SIM) [18] project.
Bij zowel de gound based als de space interferometers zal de kostprijs een zeer belangrijke factor zijn.
Internationale samenwerking kan hier een oplossing bieden.
Referenties
[1] B. Tubbs, “Astronomical Optical Interferometry.”, April 1997 (updated 2000),
http://www.cus.cam.ac.uk/~rnt20/interferometry/ast_opt_int/page2.html
[2] J.S. Young, “Infrared Imaging with COAST.”, PhD. thesis, March 1999,
http://www.mrao.cam.ac.uk/~jsy1001/thesis.html
[3] O. von der Lühe, “Interferometry at Optical Wavelengths.”, September 1998,
http://www.kis.uni-freiburg.de/~ovdluhe/Interferometry/AG98/AG98_Pres.html
9
[4] S. K. Saha, S. Morel, “Perspective of long baseline optical interferometry.” 23 March 2000
htp://xxx.lanl.gov/ps/astro-ph/0003347
[5] T.R. Bedding, “Introduction to Interferometry.”, Sept. 1996,
http://xxx.lanl.gov/ps/astro-ph/9609092
[6] S. K. Saha, “Emerging trends of optical interferometry in astronomy.”, Oct 1999,
http://xxx.lanl.gov/ps/astro-ph/9910227
[7] P. R. Lawson, “Principles of Long-Baseline Stellar Interferometry.”, Course notes from the 199
Michelson Summer School, Pasadena, August 1999,
http://sim.jpl.nasa.gov/library/coursenotes.html
[8] M. Scholler, C. Denise, B. Koelhler, “Scientific simulations on the VLT interferometer.”,
Astronomical Interferometry, Proceedings of Spie Vol. 3350 Part two, p818-829, March 1998
[9] A. Glindeman, R. Abuter, F. Carbgnani, F. Delplancke, F. Derie, A. Gennai, P. Gitton, P. Kervella,
B. Kochler, Samuel Lévêque, S. Menardi, A. Michel, F. Paresce, T. P. Duc, A. Richichi, M. Schöller,
M. Tarenghi, A. Wallander, R. Wilhelm, “ The VLTI Interferometer: a unique instrument for highresolution astronomy.” Astronomical Telescope and Instrumentation 2000, SPIE Conference, March
2000
[10] “De VLT Whitebook.” ESO,20 May 1998
http://www.eso.org/outreach/info-events/ut1fl/whitebook/
[11] “ESO and Fokker Space Sign Contract about VLTI Delay Line.”, ESO Press Release 04/98, 11 March
1998
http://www.eso.org/outreach/press-rel/pr-1998/pr-04-98.html
[12] “A Milestone for the VLT Interferometer.”, ESO Press Photos 26a-e/00, 11 October 2000
http://www.eso.org/outreach/press-rel/pr-2000/phot-26-00.html
[13] M. Ferrari, F. Derie, “Variable Curvature Mirrors for the VLTI.”, Astronomical Interferometry,
Proceedings of Spie Vol. 3350 Part two, p830-838, March 1998
[14] P.Kervella, V. Coudé du Foresto, A. Glindemann, R. Hofmann, “VINCI: The VLT Interferometer
Commissioning Instrument.” Astronomical Telescope and Instrumentation 2000, SPIE Conference,
March 2000
[15] A. Quirrenbach, V. Coudé du Foresto, G. Daigne, K-H. Hofmann, R. Hofmann, M. Lattanzi, R.
Osterbart, R. le Poole, D. Queloz, F. Vakili, “ PRIMA - Study for Dual-Beam Instrument for the
VLT Interferomter.”, Astronomical Interferometry, Proceedings of Spie Vol. 3350 Part two, p807-817,
March 1998
[16] Ch. Leinert, U. Graser, “MIDI - the Mid-infrared interferometric instrument for the VLTI.”
Astronomical Interferometry, Proceedings of Spie Vol. 3350 Part one, p389-393, March 1998
[17] H. Hogenhuis, M. Visser, G. Ruwiel, F. Hommes, A. Wielders, A. Couwenberg, “Test Results of the
VLTI Delay Line verification program.”, Interferometry in Optical Astronomy, SPIE Vol. 4006
[18] F. Derie, “VLTI Delay Lines: Design, Development and Performance Results.”, Astronomical
Telescopes and Instrumentations 2000, SPIE Conference, March 2000
[19] “Space Interferomtery Mission.”
http://sim.jpl.nasa.gov/
10