Faza de închidere

Această intrare pe tema astronomiei este doar o schiță . Contribuiți la îmbunătățirea acestuia în conformitate cu convențiile Wikipedia . Urmați sfaturile de proiectare de referință .

Faza de închidere este o cantitate observabilă în interferometria astronomică optică , ceea ce a permis dezvoltarea unei interferometri pe bază foarte largă . Formează baza tehnicilor de autocalibrare în interferometrie optică.

În trecut, majoritatea detecțiilor de interferometrie optică erau strict constrânse de amplitudinea instrumentului ( calitatea măsurării distanței unghiulare a unui obiect ceresc este proporțională cu această amplitudine); plasele telescopice au făcut posibilă depășirea acestei limite, dar cu implicații datorate sincronizării semnalelor . Mai mult, informațiile despre faza periferică (la marginile telescoapelor) au fost compromise de turbulențele atmosferice. Tehnica fazei de închidere în rețelele a trei sau mai multe telescoape în care imagistica directă este aproape imposibilă, a fost introdusă pentru a depăși aceste limitări.

Origini

Această tehnică inovatoare a fost dezvoltată de Roger Jennison la Jodrell Bank Observatory ^{[1] [2]} pentru a studia fazele astronomiei optice într-un interferometru în prezența erorilor de întârziere . Deși a fost inițial dezvoltat pentru măsurători efectuate la lungimi de undă vizibile, Jennison își prevăzuse potențialul mai mare în tehnicile de interferometrie radio. Deja în 1958 Jennison și-a demonstrat eficacitatea cu un interferometru radio, dar a devenit utilizat pe scară largă în acest domeniu abia din 1974. Această metodă a fost utilizată pentru primele măsurători VLBI și o variantă a acestei abordări („ Auto Calibration ”) este folosită astăzi din nou. „Faza de închidere“ sau „auto-calibrare“ tehnica este de asemenea utilizat pentru a elimina efectele astronomice văzând în observațiile optice și infraroșu interferometric.

Notă