Síntesis de apertura

La síntesis de apertura o imagen sintética es un tipo de interferometría que combina señales de un conjunto de telescopios para producir imágenes con la misma resolución angular que un instrumento del tamaño de todo el conjunto. ^{[ 1 ] [ 2 ] [ 3 ]} En cada separación y orientación, el patrón de lóbulos del interferómetro produce una salida que es un componente de la transformada de Fourier de la distribución espacial del brillo del objeto observado. La imagen (o "mapa") de la fuente se produce a partir de estas mediciones. Los interferómetros astronómicos se utilizan comúnmente para observaciones ópticas , infrarrojas , submilimétricas y de radioastronomía de alta resolución . Por ejemplo, el proyecto Event Horizon Telescope obtuvo la primera imagen de un agujero negro utilizando la síntesis de apertura. ^{[ 4 ]}

La síntesis de apertura solo es posible si cada telescopio mide tanto la amplitud como la fase de la señal incidente. Para radiofrecuencias, esto se logra mediante electrónica, mientras que para frecuencias ópticas, el campo electromagnético no se puede medir directamente ni correlacionar mediante software, sino que debe propagarse a través de óptica sensible e interferir ópticamente. Se requiere una corrección precisa del retardo óptico y de la aberración del frente de onda atmosférico, una tecnología muy exigente que solo se hizo posible en la década de 1990. Por ello, la obtención de imágenes mediante síntesis de apertura se ha utilizado con éxito en radioastronomía desde la década de 1950 y en astronomía óptica/infrarroja solo desde principios del nuevo milenio. Consulte el interferómetro astronómico para obtener más información.

Para producir una imagen de alta calidad, se requiere un gran número de separaciones diferentes entre distintos telescopios (la separación proyectada entre dos telescopios cualesquiera, vista desde la fuente de radio, se denomina línea base); se requieren tantas líneas base diferentes como sea posible para obtener una imagen de buena calidad. El número de líneas base ( n _b ) para un conjunto de n telescopios viene dado por n _b = ( n² − n )/2. ⁽ Esto es  ${\displaystyle {\binom {n}{2}}}$o ⁿ C ₂ ). Por ejemplo, el Very Large Array tiene 27 telescopios que proporcionan 351 líneas base independientes a la vez y puede proporcionar imágenes de alta calidad.

A diferencia de las redes de radio, las redes ópticas más grandes actualmente solo cuentan con 6 telescopios, lo que resulta en una calidad de imagen inferior debido a las 15 líneas de base entre los telescopios.

La mayoría de los interferómetros de síntesis de apertura de radiofrecuencia utilizan la rotación de la Tierra para aumentar el número de líneas de base diferentes incluidas en una observación (véase el diagrama de la derecha). La toma de datos en diferentes momentos proporciona mediciones con distintas separaciones y ángulos entre telescopios sin necesidad de telescopios adicionales ni de moverlos manualmente, ya que la rotación de la Tierra desplaza los telescopios a nuevas líneas de base.

El uso de la rotación de la Tierra se discutió en detalle en el artículo de 1950 Un estudio preliminar de las radioestrellas en el hemisferio norte . ^{[ 5 ]} Algunos instrumentos utilizan la rotación artificial del conjunto de interferómetros en lugar de la rotación de la Tierra, como en la interferometría de enmascaramiento de apertura .

El concepto de síntesis de apertura fue formulado por primera vez en 1946 por los radioastrónomos australianos Ruby Payne-Scott y Joseph Pawsey . Desde Dover Heights en Sídney , Payne-Scott llevó a cabo las primeras observaciones interferométricas en radioastronomía el 26 de enero de 1946, utilizando un radar del ejército australiano como radiotelescopio. ^{[ 6 ]}

La obtención de imágenes mediante síntesis de apertura fue desarrollada posteriormente en longitudes de onda de radio por Martin Ryle y sus colaboradores del Grupo de Radioastronomía de la Universidad de Cambridge . Martin Ryle y Tony Hewish recibieron conjuntamente el Premio Nobel por esta y otras contribuciones al desarrollo de la radiointerferometría. ^{[ 7 ]}

El grupo de radioastronomía de Cambridge fundó el Observatorio de Radioastronomía Mullard cerca de Cambridge en la década de 1950. A finales de la década de 1960 y principios de la de 1970, a medida que las computadoras (como la Titan ) se volvieron capaces de manejar las inversiones de transformada de Fourier, computacionalmente intensivas, necesarias, utilizaron la síntesis de apertura para crear una  apertura efectiva de "una milla" y, posteriormente, una de "5 km" utilizando los telescopios de una milla y Ryle , respectivamente.

Posteriormente, la técnica se perfeccionó en la interferometría de muy larga base para obtener líneas de base de miles de kilómetros e incluso en telescopios ópticos . El término síntesis de apertura también puede referirse a un tipo de sistema de radar conocido como radar de apertura sintética , pero este no guarda relación técnica con el método de radioastronomía y se desarrolló de forma independiente.

Originalmente se pensó que era necesario realizar mediciones en prácticamente todas las longitudes y orientaciones de la línea base hasta un máximo: dicha transformada de Fourier completamente muestreada contiene formalmente la información exactamente equivalente a la imagen de un telescopio convencional con un diámetro de apertura igual a la línea base máxima, de ahí el nombre de síntesis de apertura .

Pronto se descubrió que, en muchos casos, se podían obtener imágenes útiles con un conjunto de líneas base relativamente disperso e irregular, especialmente con la ayuda de algoritmos de deconvolución no lineal como el método de máxima entropía . El nombre alternativo de imagen sintética reconoce el cambio de enfoque: de intentar sintetizar la apertura completa (lo que permite la reconstrucción de la imagen mediante la transformada de Fourier) a intentar sintetizar la imagen a partir de los datos disponibles, utilizando algoritmos potentes pero computacionalmente costosos.

Para evitar este cuello de botella computacional, telescopios como el Deep Synoptic Array utilizan un gran número (en este caso, 2000) de antenas distribuidas aleatoriamente para muestrear casi por completo el plano uv . Esto proporciona una función de dispersión de puntos que permite una reconstrucción mucho más sencilla, de modo que las imágenes se pueden calcular a medida que los datos salen del telescopio. Esto se conoce como cámara de radio .

Cabe señalar que la síntesis de apertura es técnica e históricamente independiente del radar de apertura sintética , que es una técnica Doppler , desarrollada originalmente a principios de la década de 1950 por Carl A. Wiley . Los principios de funcionamiento no guardan relación. ^{[ 8 ]}

• formación de haces
• Radar de apertura sintética interferométrica (IfSAR o InSAR)
• Campo de luz
• Detección heterodina óptica (SAHD)
• magnetometría de apertura sintética
• Sonar de apertura sintética
• Radar de apertura sintética (SAR) y radar de apertura sintética inversa (ISAR)
• Teorema de Van Cittert-Zernike # Síntesis de apertura

• Desarrollo de la radiointerferometría , de Astronomical Optical Interferometry, A Literature Review de Bob Tubbs, Cambridge, 2002.
• Telescopio de síntesis de apertura óptica de Cambridge
• Simulador de Síntesis de Apertura (una herramienta interactiva para aprender los conceptos de Síntesis de Apertura)