De Wikipedia, la enciclopedia libre
Saltar a navegación Saltar a búsqueda

Un interferómetro astronómico es una matriz de distintos telescopios , segmentos de espejo, o telescopio de radio antenas que trabajan en conjunto como un solo telescopio para proporcionar imágenes de mayor resolución de objetos astronómicos, tales como estrellas , nebulosas y galaxias por medio de interferometría . La ventaja de esta técnica es que teóricamente puede producir imágenes con la resolución angular de un enorme telescopio con una apertura.igual a la separación entre los telescopios componentes. El principal inconveniente es que no recoge tanta luz como el espejo del instrumento completo. Por lo tanto, es principalmente útil para la resolución fina de objetos astronómicos más luminosos, como estrellas binarias cercanas . Otro inconveniente es que el tamaño angular máximo de una fuente de emisión detectable está limitado por el espacio mínimo entre detectores en la matriz de colectores. [1]

La interferometría se utiliza más ampliamente en radioastronomía , en la que se combinan señales de radiotelescopios separados . Se utiliza una técnica matemática de procesamiento de señales llamada síntesis de apertura para combinar las señales separadas para crear imágenes de alta resolución. En Very Long Baseline Interferometry (VLBI) se combinan radiotelescopios separados por miles de kilómetros para formar un radiointerferómetro con una resolución que vendría dada por un hipotético plato único con una apertura de miles de kilómetros de diámetro. En las longitudes de onda más cortas utilizadas en astronomía infrarroja y astronomía ópticaEs más difícil combinar la luz de telescopios separados, porque la luz debe mantenerse coherente dentro de una fracción de longitud de onda en trayectos ópticos largos, lo que requiere una óptica muy precisa. Los interferómetros astronómicos infrarrojos y ópticos prácticos se han desarrollado recientemente y están a la vanguardia de la investigación astronómica. En longitudes de onda ópticas, la síntesis de apertura permite superar el límite de resolución de visión atmosférica , permitiendo que la resolución angular alcance el límite de difracción de la óptica.

ESO ‘s VLT interferómetro tomó la primera imagen detallada de un disco alrededor de una estrella joven. [2]

Los interferómetros astronómicos pueden producir imágenes astronómicas de mayor resolución que cualquier otro tipo de telescopio. En longitudes de onda de radio, se han obtenido resoluciones de imagen de unos pocos microsegundos de arco y se han logrado resoluciones de imagen de una fracción de milisegundo de arco en longitudes de onda visibles e infrarrojas.

Un diseño simple de un interferómetro astronómico es una disposición parabólica de piezas de espejo, lo que da un telescopio reflectante parcialmente completo pero con una apertura "escasa" o "diluida". De hecho, la disposición parabólica de los espejos no es importante, siempre que las longitudes de la trayectoria óptica desde el objeto astronómico hasta el combinador de haz (foco) sean las mismas que daría la caja completa del espejo. En cambio, la mayoría de las matrices existentes utilizan una geometría plana y el hipertelescopio de Labeyrie utilizará una geometría esférica.

Historia [ editar ]

Un interferómetro Michelson de 20 pies montado en el marco del telescopio Hooker de 100 pulgadas , 1920.

Uno de los primeros usos de la interferometría óptica fue aplicado por el interferómetro estelar Michelson en el telescopio reflector del Observatorio Mount Wilson para medir los diámetros de las estrellas. La estrella gigante roja Betelgeuse fue la primera en tener su diámetro determinado de esta manera el 13 de diciembre de 1920. [3] En la década de 1940 se utilizó radiointerferometría para realizar las primeras observaciones de radioastronomía de alta resolución . Durante las siguientes tres décadas, la investigación de la interferometría astronómica estuvo dominada por la investigación en longitudes de onda de radio, lo que llevó al desarrollo de grandes instrumentos como el Very Large Array y el Atacama Large Millimeter Array..

La interferometría óptica / infrarroja se extendió a mediciones con telescopios separados por Johnson, Betz y Townes (1974) en el infrarrojo y por Labeyrie (1975) en el visible. [4] [5] A fines de la década de 1970, las mejoras en el procesamiento por computadora permitieron el primer interferómetro de "seguimiento de franjas", que funciona lo suficientemente rápido para seguir los efectos borrosos de la visión astronómica , lo que llevó a las series de interferómetros Mk I, II y III . Ahora se han aplicado técnicas similares en otros conjuntos de telescopios astronómicos, incluidos el interferómetro de Keck y el interferómetro de banco de pruebas Palomar .

Vista aérea de la obra de ESO / NAOJ / NRAO ALMA .

En la década de 1980, el Cavendish Astrophysics Group extendió la técnica de imágenes interferométricas de síntesis de apertura a la astronomía de luz visible e infrarroja , proporcionando las primeras imágenes de muy alta resolución de estrellas cercanas. [6] [7] [8] En 1995, esta técnica se demostró por primera vez en una serie de telescopios ópticos separados , lo que permitió una mejora adicional en la resolución y permitió obtener imágenes de superficies estelares con una resolución aún mayor . Se utilizan paquetes de software como BSMEM o MIRA para convertir las amplitudes de visibilidad medidas y las fases de cierre.en imágenes astronómicas. Las mismas técnicas se han aplicado ahora en una serie de otras matrices de telescopios astronómicos, incluido el interferómetro óptico de precisión de la Marina , el interferómetro espacial infrarrojo y la matriz IOTA . Un número de otros interferómetros han hecho fase de cierre mediciones y se espera que produzca sus primeras imágenes pronto, incluido el VLT I, el conjunto CHARA y Le Coroller y Dejonghe 's Hypertelescope prototipo. Si se completa, el interferómetro MROcon hasta diez telescopios móviles producirá una de las primeras imágenes de mayor fidelidad de un interferómetro de línea de base larga. El Interferómetro Óptico de la Marina dio el primer paso en esta dirección en 1996, logrando la síntesis de 3 vías de una imagen de Mizar ; [9] luego una primera síntesis de seis vías de Eta Virginis en 2002; [10] y más recientemente " fase de cierre " como un paso hacia las primeras imágenes sintetizadas producidas por satélites geoestacionarios . [11]

Interferometría astronómica moderna [ editar ]

Más información: interferometría óptica astronómica

La interferometría astronómica se realiza principalmente con interferómetros de Michelson (y en ocasiones de otro tipo). [12] Los principales observatorios interferométricos operativos que utilizan este tipo de instrumentación incluyen VLTI , NPOI y CHARA .

El Interferómetro Óptico de Precisión de la Marina (NPOI) , un interferómetro Michelson óptico / infrarrojo cercano de línea de base de 437 ma de 6 haces a 2163 m de elevación en Anderson Mesa en el norte de Arizona, EE. UU. Se instalarán cuatro telescopios adicionales de 1,8 metros a partir de 2013.
Luz recogida por tres telescopios auxiliares ESO VLT y combinada mediante la técnica de interferometría.
Esta imagen muestra uno de una serie de sofisticados sistemas ópticos y mecánicos llamados separadores de estrellas para el Interferómetro del Very Large Telescope (VLTI). [13]

Los proyectos actuales usarán interferómetros para buscar planetas extrasolares , ya sea mediante mediciones astrométricas del movimiento recíproco de la estrella (como lo usan el Interferómetro Palomar Testbed y el VLT I), mediante el uso de anulación (como lo usará el Interferómetro Keck). y Darwin ) o mediante imágenes directas (como se propone para el hipertelescopio de Labeyrie ).

Los ingenieros del Observatorio Europeo Austral de ESO diseñaron el Very Large Telescope VLT para que también se pueda utilizar como interferómetro. Junto con los cuatro telescopios unitarios de 8,2 metros (320 pulgadas), se incluyeron cuatro telescopios auxiliares (AT) móviles de 1,8 metros en el concepto general del VLT para formar el Interferómetro de telescopio muy grande (VLTI). Los AT pueden moverse entre 30 estaciones diferentes y, en la actualidad, los telescopios pueden formar grupos de dos o tres para interferometría.

Al utilizar la interferometría, un complejo sistema de espejos lleva la luz de los diferentes telescopios a los instrumentos astronómicos donde se combina y procesa. Esto es técnicamente exigente, ya que las trayectorias de la luz deben mantenerse iguales dentro de 1/1000 mm en distancias de unos pocos cientos de metros. Para los telescopios unitarios, esto da un diámetro de espejo equivalente de hasta 130 metros (430 pies), y cuando se combinan los telescopios auxiliares, se pueden lograr diámetros de espejo equivalentes de hasta 200 metros (660 pies). Esto es hasta 25 veces mejor que la resolución de un telescopio de una sola unidad VLT.

El VLTI brinda a los astrónomos la capacidad de estudiar los objetos celestes con un detalle sin precedentes. Es posible ver detalles en la superficie de las estrellas e incluso estudiar el entorno cercano a un agujero negro. Con una resolución espacial de 4 milisegundos de arco, el VLTI ha permitido a los astrónomos obtener una de las imágenes más nítidas de una estrella. Esto equivale a resolver la cabeza de un tornillo a una distancia de 300 km (190 mi).

Los resultados notables de la década de 1990 incluyeron la medición Mark III de diámetros de 100 estrellas y muchas posiciones estelares precisas, COAST y NPOI produciendo muchas imágenes de muy alta resolución, y mediciones de interferómetro estelar infrarrojo de estrellas en el infrarrojo medio por primera vez. Los resultados adicionales incluyen mediciones directas de los tamaños y distancias a estrellas variables Cefeidas y objetos estelares jóvenes .

Dos antenas de 12 metros del Atacama Large Millimeter / submillimeter Array ( ALMA ) miran al cielo en el Sitio de Operaciones de Array (AOS) del observatorio, en lo alto de la meseta de Chajnantor a una altitud de 5000 metros en los Andes chilenos.

En lo alto de la meseta de Chajnantor en los Andes chilenos, el Observatorio Europeo Austral (ESO), junto con sus socios internacionales, está construyendo ALMA, que recogerá la radiación de algunos de los objetos más fríos del Universo. ALMA será un solo telescopio de nuevo diseño, compuesto inicialmente por 66 antenas de alta precisión y que operará en longitudes de onda de 0,3 a 9,6 mm. Su matriz principal de 12 metros tendrá cincuenta antenas, de 12 metros de diámetro, que actuarán juntas como un solo telescopio: un interferómetro. Una matriz compacta adicional de cuatro antenas de 12 metros y doce de 7 metros complementará esto. Las antenas pueden extenderse por la meseta desértica a distancias de 150 metros a 16 kilómetros, lo que le dará a ALMA un poderoso "zoom" variable.Podrá sondear el Universo en longitudes de onda milimétricas y submilimétricas con una sensibilidad y resolución sin precedentes, con una resolución hasta diez veces mayor que la del Telescopio Espacial Hubble, y complementando las imágenes realizadas con el interferómetro VLT.

Los interferómetros ópticos son vistos principalmente por los astrónomos como instrumentos muy especializados, capaces de un rango de observaciones muy limitado. A menudo se dice que un interferómetro logra el efecto de un telescopio del tamaño de la distancia entre las aberturas; esto solo es cierto en el sentido limitado de resolución angular . La cantidad de luz recolectada, y por lo tanto el objeto más tenue que se puede ver, depende del tamaño de apertura real, por lo que un interferómetro ofrecería poca mejora ya que la imagen es tenue (la maldición de la matriz adelgazada ). Los efectos combinados del área de apertura limitada y la turbulencia atmosférica generalmente limitan los interferómetros a observaciones de estrellas comparativamente brillantes y núcleos galácticos activos.. Sin embargo, han demostrado ser útiles para realizar mediciones de muy alta precisión de parámetros estelares simples como el tamaño y la posición ( astrometría ), para obtener imágenes de las estrellas gigantes más cercanas y sondear los núcleos de las galaxias activas cercanas .

Para obtener detalles de los instrumentos individuales, consulte la lista de interferómetros astronómicos en longitudes de onda visibles e infrarrojas .

Un simple interferómetro óptico de dos elementos. La luz de dos pequeños telescopios (mostrados como lentes ) se combina utilizando divisores de haz en los detectores 1, 2, 3 y 4. Los elementos que crean un retraso de 1/4 de onda en la luz permiten medir la fase y la amplitud de la visibilidad de la interferencia. , que dan información sobre la forma de la fuente de luz.Un solo telescopio grande con una máscara de apertura sobre él (etiquetado como Máscara ), que solo deja pasar la luz a través de dos pequeños agujeros. Las rutas ópticas a los detectores 1, 2, 3 y 4 son las mismas que en la figura de la izquierda, por lo que esta configuración dará resultados idénticos. Moviendo los orificios en la máscara de apertura y tomando mediciones repetidas, se pueden crear imágenes usando síntesis de apertura que tendrían la misma calidad que la que hubiera obtenido con el telescopio de la derecha sinla máscara de apertura. De manera análoga, se puede lograr la misma calidad de imagen moviendo los pequeños telescopios en la figura de la izquierda; esta es la base de la síntesis de apertura, utilizando pequeños telescopios muy separados para simular un telescopio gigante.

En longitudes de onda de radio, interferómetros como Very Large Array y MERLIN han estado en funcionamiento durante muchos años. Las distancias entre los telescopios son típicamente de 10 a 100 km (6,2 a 62,1 millas), aunque las matrices con líneas de base mucho más largas utilizan las técnicas de interferometría de línea de base muy larga . En el (sub) -millimetre, las matrices existentes incluyen el conjunto submilimétrico y el IRAM instalación de Plateau de Bure. El Atacama Large Millimeter Array ha sido plenamente operativo desde marzo de 2013.

Max Tegmark y Matias Zaldarriaga han propuesto el Telescopio de Transformada Rápida de Fourier que dependería de una gran potencia de computadora en lugar de lentes y espejos estándar. [14] Si la ley de Moore continúa, estos diseños pueden volverse prácticos y baratos en unos pocos años.

Ver también [ editar ]

  • Hipertelescopio
  • Telescopio de síntesis de apertura óptica de Cambridge , un interferómetro óptico
  • Interferómetro óptico de precisión Navy , un interferómetro óptico de Michelson
  • Radioastronomía # Radiointerferometría
  • Radiotelescopio # Radiointerferometría

Referencias [ editar ]

  1. ^ "Sensibilidad de tamaño angular máximo de un interferómetro" (PDF) . Archivado desde el original (PDF) el 14 de octubre de 2016 . Consultado el 5 de febrero de 2015 .
  2. ^ "El VLT de ESO toma la primera imagen detallada del disco alrededor de Young Star" . Anuncios de ESO . Consultado el 17 de noviembre de 2011 .
  3. ^ Michelson, Albert Abraham; Pease, Francis G. (1921). "Medición del diámetro de alfa Orionis con el interferómetro". Revista astrofísica . 53 : 249–59. Código bibliográfico : 1921ApJ .... 53..249M . doi : 10.1086 / 142603 .
  4. ^ Johnson, MA; Betz, AL; Townes, CH (30 de diciembre de 1974). "Interferómetro estelar heterodino de 10 micrones". Cartas de revisión física . 33 (27): 1617–1620. Código Bibliográfico : 1974PhRvL..33.1617J . doi : 10.1103 / PhysRevLett.33.1617 .
  5. ^ Labeyrie, A. (1 de marzo de 1975). "Franjas de interferencia obtenidas en VEGA con dos telescopios ópticos". Revista astrofísica . 196 (2): L71 – L75. Código bibliográfico : 1975ApJ ... 196L..71L . doi : 10.1086 / 181747 .
  6. ^ Baldwin, John E .; Haniff, Christopher A. (mayo de 2002). "La aplicación de la interferometría a la imagen óptica astronómica" . Transacciones filosóficas de la Royal Society de Londres. Serie A: Ciencias Matemáticas, Físicas e Ingeniería . 360 (1794): 969–986. Código Bibliográfico : 2002RSPTA.360..969B . doi : 10.1098 / rsta.2001.0977 . PMID 12804289 . S2CID 21317560 . Consultado el 27 de septiembre de 2010 . También se puede descargar una versión posdata del artículo en: Coast papers  [ enlace muerto permanente ]
  7. ^ Baldwin, JE; Beckett, MG; Boysen, RC; Burns, D .; Buscher, DF; et al. (Febrero de 1996). "Las primeras imágenes de una matriz de síntesis de apertura óptica: mapeo de Capella con COAST en dos épocas". Astronomía y Astrofísica . 306 : L13. Bibcode : 1996A & A ... 306L..13B .
  8. ^ Baldwin, John E. (febrero de 2003). Traub, Wesley A (ed.). "Interferometría terrestre: la última década y la que vendrá" . Actas del SPIE . Interferometría para astronomía óptica II. 4838 : 1–8. Código bibliográfico : 2003SPIE.4838 .... 1B . doi : 10.1117 / 12.457192 . S2CID 122616698 . Consultado el 27 de septiembre de 2010 . Este artículo tiene como objetivo ofrecer una visión amplia del progreso alcanzado en la interferometría terrestre durante los últimos diez años y evaluar cuantitativamente los factores que determinan los tipos de objetos que se pueden observar con alta resolución durante los próximos diez años. También se puede descargar una versión PostScript del artículo en: Descarga del archivo PostScript[ enlace muerto permanente ]
  9. ^ Benson, JA; Hutter, DJ; Elias, NM, II; Bowers, PF; Johnston, KJ; Hajian, AR; Armstrong, JT; Mozurkewich, D .; Pauls, TA; Rickard, LJ; Hummel, CA; White, NM; Negro, D .; Denison, CS (1997). "Imagen de síntesis de apertura óptica multicanal de zeta1 URSAE majoris con el interferómetro óptico prototipo de la Marina". El diario astronómico . 114 : 1221. Bibcode : 1997AJ .... 114.1221B . doi : 10.1086 / 118554 .Mantenimiento de CS1: utiliza el parámetro de autores ( enlace )
  10. ^ Hummel, CA; Benson, JA; Hutter, DJ; Johnston, KJ; Mozurkewich, D .; Armstrong, JT; Hindsley, RB; Gilbreath, GC; Rickard, LJ; White, NM (2003). "Primeras observaciones con una matriz de línea de base larga óptica de seis estaciones en fase conjunta: aplicación a la estrella triple eta Virginis" . El diario astronómico . 125 (5): 2630. Código bibliográfico : 2003AJ .... 125.2630H . doi : 10.1086 / 374572 .Mantenimiento de CS1: utiliza el parámetro de autores ( enlace )[ enlace muerto permanente ]
  11. ^ Hindsley, Robert B .; Armstrong, J. Thomas; Schmitt, Henrique R .; Andrews, Jonathan R .; Restaino, Sergio R .; Wilcox, Christopher C .; Vrba, Frederick J .; Benson, James A .; Divittorio, Michael E .; Hutter, Donald J .; Shankland, Paul D .; Gregory, Steven A. (2011). "Observaciones del interferómetro óptico del prototipo de la Marina de los satélites geosincrónicos". Óptica aplicada . 50 (17): 2692–8. Código bibliográfico : 2011ApOpt..50.2692H . doi : 10.1364 / AO.50.002692 . PMID 21673773 . Mantenimiento de CS1: utiliza el parámetro de autores ( enlace )[ enlace muerto permanente ]
  12. ^ "Interferometría óptica basada en tierra" . Archivado desde el original el 7 de octubre de 2016 . Consultado el 14 de noviembre de 2013 .
  13. ^ "Nuevo hardware para llevar la interferometría al siguiente nivel" . ESO . Consultado el 3 de abril de 2013 .
  14. ^ Chown, Marcus (24 de septiembre de 2008). " El telescopio 'que todo lo ve' podría llevarnos atrás en el tiempo" . NewScientist . Consultado el 31 de enero de 2020 .

Lectura adicional [ editar ]

  • JD Monnier (2003). "Interferometría óptica en astronomía" (PDF) . Informes sobre avances en física . 66 (5): 789–857. arXiv : astro-ph / 0307036 . Código Bibliográfico : 2003RPPh ... 66..789M . doi : 10.1088 / 0034-4885 / 66/5/203 . hdl : 2027,42 / 48845 . S2CID  887574 .
  • M. Ryle & D. Vonberg, 1946 Radiación solar en 175Mc / s, Nature 158 pp 339
  • Govert Schilling, New Scientist, 23 de febrero de 2006 El hipertelescopio: un zoom con una vista
  • Rouan D .; Pelat D. (2008). "El tablero de ajedrez acromático, un nuevo concepto de un cambiador de fase para anular la interferometría" . Astronomía y Astrofísica . 484 (2): 581–9. arXiv : 0802.3334 . Bibcode : 2008A & A ... 484..581R . doi : 10.1051 / 0004-6361: 20078712 . S2CID  12177174 . Archivado desde el original el 23 de febrero de 2013.
  • Le Coroller, H .; Dejonghe, J .; Arpesella, C .; Vernet, D .; et al. (2004). "Pruebas con un prototipo de hipertelescopio tipo Carlina" . Astronomía y Astrofísica . 426 (2): 721–728. Bibcode : 2004A & A ... 426..721L . doi : 10.1051 / 0004-6361: 20041088 .
  • Berger, JP; Haguenauer, P .; Kern, P .; Perraut, K .; Malbet, F .; Schanen, I .; Severi, M .; Millan-Gabet, R .; Traub, W. (2001). "Óptica integrada para interferometría astronómica" . Astronomía y Astrofísica . 376 (3): L31–34. Bibcode : 2001A y A ... 376L..31B . doi : 10.1051 / 0004-6361: 20011035 .
  • Hariharan, P. (1991). Conceptos básicos de interferometría . Prensa académica . ISBN 978-0123252180.
  • Thompson, Richard; Moran, James; Swens, George (2001). Interferometría y síntesis en radioastronomía . Wiley-VCH . ISBN 978-0471254928.

Enlaces externos [ editar ]

  • Cómo combinar la luz de varios telescopios para mediciones astrométricas
  • en NPOI ... ¿Por qué un interferómetro óptico?
  • Teledetección el potencial y los límites de la interferometría astronómica
  • [1] El sitio web del proyecto de hipertelescopio de Antoine Labeyrie