가시광선 및 적외선 파장 천문간섭계 목록
다음은 현재 존재하는 천문학적 광학 간섭계 (즉, 가시광선에서 중적외선 파장까지 작동)의 목록 및 그 성능에 관한 매개변수 일부이다.
지상 간섭계의 현재 성능[편집]
2-5열은 관찰할 수 있는 표적의 범위와 수행할 수 있는 과학의 영역을 결정한다. 더 높은 한계 등급은 어레이가 더 희미한 소스를 관찰할 수 있음을 의미한다. 한계 등급은 대기 관측, 망원경의 직경 및 시스템에서 손실된 빛에 의해 결정된다. 더 넓은 범위의 기준선은 더 넓은 범위의 광원에 대하여 더 다양한 영역의 과학에서 수행할 수 있음을 의미한다.
열 6-10은 어레이에 의하여 얻을 수 있을 것으로 예상되는 과학 데이터의 대략적인 품질과 총량을 나타낸다. 이는 연간 데이터로 각 어레이가 운영되는 구름 없는 야간 일수의 평균 값을 설명한다.
| Interferometer and observing mode | Waveband | Limiting magnitude | Minimum baseline (m) (un-projected) |
Maximum baseline (m) | Approx. no. visibility measurements per year (measurements per night x nights used per year) |
Max ratio of no. phase / no. amplitude measurements (measure of imaging performance, 0 = none) |
Accuracy of amplitude2 measurements | Accuracy of phase measurements (milli-radians) |
Number of spectral channels (max in use simultaneously) |
Operational? | Comments |
|---|---|---|---|---|---|---|---|---|---|---|---|
| CHARA Array[1] | V, R, I, J, H, K | 8 | 34 | 330 | 7500 | 0.7 | 1% | 10 | 30000 | Yes | 30000 in the visible band; maximum baseline 330-m |
| COAST visible | R, I | 7 | 4 | 60 | 2000 | 0.5 | 4% | 10 | 4? | Closed | 300 cloudy nights per year, maximum baseline 100-m |
| COAST infrared | J, H | 3 | 4 | 60 | 100 | 0.5 | 20% | 10 | 1 | Closed | 300 cloudy nights per year, maximum baseline 100-m |
| GI2T visible | R, I | 5 | 10 | 65 | 2000 | 0 | 10% | - | 400? | Closed | CLOSED in 2006 |
| IOTA | J, H, K, L' | 7 | 6 | 30 | 10000 | 0.3 | 2% | 10 | 1? | Closed | Integrated optics beam combiner. CLOSED. |
| ISI | N | 0 | 10 | 50 | 5000 | 0.3 | 1% | 1 | 1000 | Closed | Maximum baseline 70-m |
| Keck Interferometer | H, K, L, N | 10.3 | 85 | 85 | 1000 | 0 | 4% | 1 | 330 | Closed | Nulling Key Science Underway - No imaging on a single baseline instrument; maximum baseline 11-m. CLOSED. |
| Keck Aperture Masking | J, H, K, L | 2 | 0.5 | 9 | 20000 | 0.9 | 20% | 10 | 1 | CLOSED. | |
| MIRA 1.2 | R, I | 3 | 30 | 30 | 500 | 0 | 10% | - | 1 | Closed | Mid-Infrared |
| Navy Precision Optical Interferometer(NPOI) | V, R, I | 6 | 5 | 97 (operational)
432 (not yet commissioned) |
50000 | 0.7 | 4% | 10 | 16 | Yes | at Lowell Observatory
12cm siderostats operational 3 x 1.0m apertures being added World's largest optical baseline-437m 6-phased |
| Palomar Testbed Interferometer[2] | J,H,K | 7 | 86 | 110 | 50000 | 0 | 2% | 0.1 | 5,10 | Closed | "dual-star" capable , No imaging on a single baseline instrument. CLOSED 2009. |
| SUSI | B, V, R, I | 5 | 5 | 160 (operated)
640 (never commissioned) |
5000 | 0 | 4% | 10 | 21 | Closed | No imaging on a single baseline instrument; Maximum baseline 160m |
| VLTI +UTs AMBER |
J, H, K simultaneously | 7 | 46 | 130 | 400 | 0.3 | 1% | 10 | 2000 | Yes | Used for a few weeks per year. Longest overall VLTI Baseline 130m |
| VLTI +ATs AMBER |
J, H, K simultaneously | 4 | 46 | 130 | 400 | 0.3 | 1% | 10 | 2000 | Yes | Longest overall VLTI Baseline 130m |
| VLTI +UTs VINCI |
K | 11 | 46 | 130 | 400 | 0 | >1% | - | 1 | Yes | Integrated optics beam combiner. Longest overall VLTI Baseline 130m |
| VLTI +ATs VINCI |
K | Never checked | 12 | 200 | 400 | 0 | >1% | - | 1 | Yes | Longest overall VLTI Baseline 130m. |
| VLTI +UTs MIDI |
N | 4.5 | 46 | 130 | 200 | 0 | 10% | - | 250 | Yes | Used for a few weeks per year. Longest overall VLTI Baseline 130m. Dismantled Apr 2015 |
| VLTI +ATs MIDI |
N | 4.5 | ? | 200 | 200 | 0 | 10% | - | 250 | Yes | VLTI inldes World's largest unfilled apertures (siderostats, 1.8-m, 8-m). Longest overall VLTI Baseline 130m. Dismantled Apr 2015 |
새로운 간섭계 및 기존 간섭계의 개선 사항[편집]
| Interferometer and observing mode | Waveband | Limiting magnitude | Minimum baseline (m) (un-projected) |
Maximum baseline (m) | Approx. no. visibility measurements per year (measurements per night x nights used per year) |
Max ratio of no. phase / no. amplitude measurements (measure of imaging performance, 0 = none) |
Accuracy of amplitude2 measurements | Accuracy of phase measurements (milli-radians) |
Number of spectral channels (max in use simultaneously) |
Comments |
|---|---|---|---|---|---|---|---|---|---|---|
| LBTI (near infrared) |
J, H, K | >20 | 0 | 22 | 10000000 | 1 | 30% | 100 | 100? | 2006? |
| MRO | R, I, J, H, K | 14 | 7 | 400 | 100000 | 0.6 | 1% | 10 | 1000? | Under Construction |
| VLTI (near infrared using 4 ATs and PRIMA) |
J, H, K | 12 | 8 | 200 | 10000 | 1 | 1% | 0.1 | 4000? | decommissioned 2014 |
| VLTI (near infrared using 3 UTs and PRIMA) |
J, H, K | 14 | 46 | 130 | 500 | 1 | 1% | 0.3 | 4000? | decommissioned 2014 |
| VLTI (near infrared using 4 UTs and MATISSE) |
J, H, K, N, Q | commissioning 2017? |
같이 보기[편집]
각주[편집]
- ↑ T.A. ten Brummelaar; 외. (2005). “First Results from the CHARA Array. II. A Description of the Instrument”. 《Astrophysical Journal》 628 (1): 453. arXiv:astro-ph/0504082. Bibcode:2005ApJ...628..453T. doi:10.1086/430729.
- ↑ M.M. Colavita; 외. (1999). “The Palomar Testbed Interferometer”. 《Astrophysical Journal》 510 (1): 505. arXiv:astro-ph/9810262. Bibcode:1999ApJ...510..505C. doi:10.1086/306579.
추가 자료[편집]
- Fujinobu Takahashi (2000). 《Very long baseline interferometer》. IOS Press. ISBN 4-274-90378-8.