La síntesis de apertura o imágenes de síntesis es un tipo de interferometría que mezcla señales de una colección de telescopios para producir imágenes que tienen la misma resolución angular que un instrumento del tamaño de toda la colección. [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 mediante síntesis de apertura. [4]
La síntesis de apertura sólo es posible si cada telescopio mide tanto la amplitud como la fase de la señal entrante. En el caso de las radiofrecuencias, esto es posible mediante la electrónica, mientras que en el caso de las frecuencias ópticas, el campo electromagnético no se puede medir directamente ni correlacionar mediante software, sino que debe propagarse mediante ópticas sensibles e interferirse ópticamente. Se requiere una corrección precisa del retardo óptico y de la aberración del frente de onda atmosférica, una tecnología muy exigente que sólo fue posible en la década de 1990. Esta es la razón por la que las imágenes con síntesis de apertura se han utilizado con éxito en radioastronomía desde la década de 1950 y en astronomía óptica/infrarroja sólo desde el cambio de milenio. Consulte el interferómetro astronómico para obtener más información.
Para producir una imagen de alta calidad, se requiere una gran cantidad de separaciones diferentes entre diferentes telescopios (la separación proyectada entre dos telescopios cualesquiera vistos desde la fuente de radio se llama línea base); se requieren tantas líneas base diferentes como sea posible para para obtener una imagen de buena calidad. El número de líneas de base ( n b ) para un conjunto de n telescopios viene dado por n b =( n 2 − n )/2. (Este es o n C 2 ). Por ejemplo, el Very Large Array tiene 27 telescopios que proporcionan 351 líneas de base independientes a la vez y pueden proporcionar imágenes de alta calidad.
A diferencia de los conjuntos de radio, los conjuntos ópticos más grandes actualmente tienen sólo 6 telescopios, lo que da una calidad de imagen peor desde 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 (ver diagrama a la derecha). Tomar datos en diferentes momentos proporciona mediciones con diferentes separaciones y ángulos de telescopios sin la necesidad de telescopios adicionales o mover los telescopios manualmente, ya que la rotación de la Tierra mueve 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 estrellas de radio 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 . Trabajando desde Dover Heights en Sydney , Payne-Scott llevó a cabo las primeras observaciones con interferómetro en radioastronomía el 26 de enero de 1946 utilizando un radar del ejército australiano como radiotelescopio. [6]
Posteriormente , Martin Ryle y sus compañeros del Grupo de Radioastronomía de la Universidad de Cambridge desarrollaron imágenes de síntesis de apertura en longitudes de onda de radio . Martin Ryle y Tony Hewish recibieron conjuntamente el Premio Nobel por ésta y otras contribuciones al desarrollo de la radiointerferometría.
El grupo de radioastronomía de Cambridge fundó en la década de 1950 el Observatorio de Radioastronomía Mullard cerca de Cambridge. A finales de la década de 1960 y principios de la de 1970, cuando las computadoras (como el Titán ) se volvieron capaces de manejar las inversiones de transformada de Fourier computacionalmente intensivas requeridas, utilizaron la síntesis de apertura para crear una apertura efectiva de 'una milla' y más tarde de '5 km' utilizando los telescopios One-Mile y Ryle , respectivamente.
Posteriormente, la técnica se desarrolló en interferometría de líneas de base muy largas 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 técnicamente no tiene relación con el método de radioastronomía y se desarrolló de forma independiente.
Originalmente se pensó que era necesario realizar mediciones esencialmente en cada longitud y orientación de la línea de base hasta un máximo: una 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 de base máxima, por lo tanto el nombre síntesis de apertura .
Rápidamente se descubrió que, en muchos casos, se podían crear imágenes útiles con un conjunto de líneas de base relativamente escaso e irregular, especialmente con la ayuda de algoritmos de deconvolución no lineales como el método de máxima entropía . El nombre alternativo de imágenes de síntesis reconoce el cambio de énfasis de intentar sintetizar la apertura completa (permitiendo la reconstrucción de la imagen mediante transformada de Fourier) a intentar sintetizar la imagen a partir de cualquier dato disponible, utilizando algoritmos potentes pero computacionalmente costosos.
