La síntesis de apertura o la obtención de imágenes por 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 utilizando la síntesis de apertura. [4]
La síntesis de apertura solo es posible si se miden tanto la amplitud como la fase de la señal entrante en cada telescopio. En el caso de las frecuencias de radio, 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 atmosférico, una tecnología muy exigente que solo se hizo posible en la década de 1990. Por este motivo, la obtención de imágenes con síntesis de apertura se ha utilizado con éxito en radioastronomía desde la década de 1950 y en astronomía óptica/infrarroja solo desde el cambio de milenio. Consulte 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 tal como se ve 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. La cantidad de líneas base ( n b ) para un conjunto de n telescopios está dada por n b =( n 2 − n )/2. (Esto es o n C 2 ). Por ejemplo, el Very Large Array tiene 27 telescopios que brindan 351 líneas base independientes a la vez y pueden brindar imágenes de alta calidad.
A diferencia de los conjuntos de radio, los conjuntos ópticos más grandes actualmente sólo cuentan con 6 telescopios, lo que da como resultado una peor calidad de imagen desde las 15 líneas de base entre los telescopios.
La mayoría de los interferómetros de síntesis de apertura por radiofrecuencia utilizan la rotación de la Tierra para aumentar la cantidad de líneas de base diferentes incluidas en una observación (ver el diagrama de la derecha). La toma de datos en diferentes momentos proporciona mediciones con diferentes separaciones y ángulos de telescopio sin la necesidad de telescopios adicionales o de mover los telescopios manualmente, ya que la rotación de la Tierra mueve los telescopios hacia 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 interferométricas en radioastronomía el 26 de enero de 1946 utilizando un radar del ejército australiano como radiotelescopio. [6]
Martin Ryle y sus colaboradores del Grupo de Radioastronomía de la Universidad de Cambridge desarrollaron posteriormente la obtención de imágenes por síntesis de apertura en longitudes de onda de radio . Martin Ryle y Tony Hewish recibieron conjuntamente el Premio Nobel por esta y otras contribuciones al desarrollo de la interferometría de radio.
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 Titan ) 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.
La técnica se desarrolló posteriormente en interferometría de línea de base muy larga 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 está relacionado con el método de radioastronomía y se desarrolló de forma independiente.
Originalmente se creía necesario hacer mediciones en esencialmente cada longitud y orientación de línea de base hasta un máximo: una transformada de Fourier completamente muestreada de este tipo 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, de ahí el nombre de síntesis de apertura .
Se descubrió rápidamente que, en muchos casos, se podían crear imágenes útiles con un conjunto relativamente escaso e irregular de líneas base, especialmente con la ayuda de algoritmos de deconvolución no lineal, como el método de máxima entropía . El nombre alternativo de imágenes de síntesis reconoce el cambio de énfasis, que pasó 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.
