En astronomía óptica , la interferometría se usa para combinar señales de dos o más telescopios para obtener mediciones con una resolución más alta que la que se podría obtener con cualquiera de los telescopios individualmente. Esta técnica es la base de las matrices de interferómetros astronómicos, que pueden realizar mediciones de objetos astronómicos muy pequeños si los telescopios se extienden sobre un área amplia. Si se utiliza una gran cantidad de telescopios, se puede producir una imagen con una resolución similar a la de un solo telescopio con el diámetro de la extensión combinada de los telescopios . Estos incluyen arreglos de radiotelescopios como VLA , VLBI , SMA, LOFAR y SKA , y más recientemente [ ¿cuándo? ] matrices de interferómetros ópticos astronómicos como COAST , NPOI e IOTA , lo que da como resultado las imágenes ópticas de mayor resolución jamás alcanzadas en astronomía. Se espera que el Interferómetro VLT produzca sus primeras imágenes usando síntesis de apertura pronto [ necesita actualización ] , seguido de otros interferómetros como la matriz CHARA y el Interferómetro del Observatorio Magdalena Ridge, que puede constar de hasta 10 telescopios ópticos. Si se construyen telescopios estabilizadores en el interferómetro Keck , también será capaz de obtener imágenes interferométricas.
Tipos de interferómetros
Los interferómetros astronómicos vienen en dos tipos: detección directa y heterodinos. Estos difieren solo en la forma en que se transmite la señal. La síntesis de apertura se puede utilizar para simular computacionalmente la apertura de un telescopio grande desde cualquier tipo de interferómetro.
En un futuro próximo, se espera que otras matrices publiquen sus primeras imágenes interferométricas, incluidos los interferómetros ISI , VLT I, CHARA y MRO .
A principios del siglo XXI, entraron en funcionamiento los conjuntos de grandes telescopios VLTI y Keck Interferometer, y se realizaron las primeras mediciones interferométricas de los pocos objetivos extragalácticos más brillantes.
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 crean un retraso de 1/4 de onda en la luz, lo que permite medir la fase y la amplitud de la visibilidad de la interferencia. , dando así 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 orificios. 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 medidas repetidas, se pueden crear imágenes usando síntesis de apertura, que tendrían la misma calidad que hubiera obtenido con el telescopio de la derecha sin la 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. |
Interferometría astronómica de detección directa
Uno de los primeros interferómetros astronómicos se construyó en el telescopio reflector del Observatorio Mount Wilson para medir los diámetros de las estrellas. Johnson, Betz y Towns (1974) ampliaron este método a mediciones con telescopios separados en el infrarrojo y Labeyrie (1975) en el visible. La estrella gigante roja Betelgeuse fue una de las primeras en determinar su diámetro de esta manera. 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 como para seguir los efectos borrosos de la visión astronómica, lo que dio lugar a las series de interferómetros Mk I, II y III. Ahora se han aplicado técnicas similares en otros conjuntos de telescopios astronómicos, como el interferómetro de Keck y el interferómetro de banco de pruebas Palomar .
Las técnicas de interferometría de línea de base muy larga (VLBI) , en las que se sintetiza computacionalmente una gran apertura, fueron implementadas en longitudes de onda ópticas e infrarrojas en la década de 1980 por el Grupo de Astrofísica Cavendish . El uso de esta técnica proporcionó las primeras imágenes de muy alta resolución de estrellas cercanas. En 1995, esta técnica se demostró en una serie de telescopios ópticos separados como un interferómetro de Michelson por primera vez, lo que permitió una mejora adicional en la resolución y permitió obtener imágenes de superficies estelares con una resolución aún mayor . La misma técnica ahora se ha aplicado en una serie de otras matrices de telescopios astronómicos, incluido el Interferómetro óptico del prototipo de la Marina y la matriz IOTA y pronto el VLT I, la matriz CHARA y los interferómetros MRO .
Ahora se están iniciando proyectos que utilizarán 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) o mediante el uso de anulación (como será usado por el interferómetro de Keck y Darwin ).
Aquí se puede encontrar una descripción detallada del desarrollo de la interferometría óptica astronómica . Se obtuvieron resultados impresionantes en la década de 1990, con la Mark III midiendo diámetros de cientos de estrellas y muchas posiciones estelares precisas, COAST y NPOI produciendo muchas imágenes de muy alta resolución, e ISI midiendo estrellas en el infrarrojo medio por primera vez. Los resultados adicionales incluyeron mediciones directas de los tamaños y distancias a estrellas variables Cefeidas y objetos estelares jóvenes .
La mayoría de los astrónomos consideran que los interferómetros son instrumentos muy especializados, ya que son capaces de realizar 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 . 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 ) y para obtener imágenes de las estrellas gigantes más cercanas . Para obtener detalles de los instrumentos individuales, consulte la lista de interferómetros astronómicos en longitudes de onda visibles e infrarrojas .
Interferometría heterodina astronómica
Las longitudes de onda de radio son mucho más largas que las longitudes de onda ópticas, y las estaciones de observación en los interferómetros radioastronómicos están correspondientemente más alejadas. Las distancias muy grandes no siempre permiten ninguna transmisión utilizable de ondas de radio recibidas en los telescopios a algún punto central de interferometría. Por esta razón, muchos telescopios registran las ondas de radio en un medio de almacenamiento. Luego, las grabaciones se transfieren a una estación correlacionadora central donde se interfieren las ondas. Históricamente, las grabaciones eran analógicas y se realizaban en cintas magnéticas. Esto fue reemplazado rápidamente por el método actual de digitalizar las ondas de radio y luego almacenar los datos en discos duros de computadora para su envío posterior, o transmitir los datos digitales directamente a través de una red de telecomunicaciones, por ejemplo, a través de Internet a la estación correladora. Los arreglos de radio con un ancho de banda muy amplio, y también algunos arreglos más antiguos, transmiten los datos en forma analógica ya sea eléctricamente o mediante fibra óptica. También se utiliza un enfoque similar en algunos interferómetros infrarrojos y submilimétricos , como el interferómetro espacial infrarrojo . Algunos de los primeros radiointerferómetros funcionaban como interferómetros de intensidad , transmitiendo medidas de la intensidad de la señal a través de cables eléctricos a un correlador central. El interferómetro de intensidad estelar Narrabri utilizó un enfoque similar en longitudes de onda ópticas para realizar el primer estudio a gran escala de diámetros estelares en la década de 1970.
En la estación correladora, el interferómetro real se sintetiza procesando las señales digitales utilizando hardware o software correlacionador. Los tipos de correlacionadores comunes son los correlacionadores FX y XF. La tendencia actual es hacia correlacionadores de software que se ejecutan en PC de consumo o hardware empresarial similar. También existen algunos interferómetros digitales de radioastronomía de aficionados, como el ALLBIN del Club Europeo de Radioastronomía .
Como la mayoría de los interferómetros de radioastronomía son digitales, tienen algunas deficiencias debido a los efectos de muestreo y cuantificación, así como a la necesidad de mucha más potencia de cálculo en comparación con la correlación analógica. La salida de un correlador digital y analógico se puede utilizar para sintetizar computacionalmente la apertura del interferómetro de la misma manera que con los interferómetros de detección directa (ver arriba).
Interferometría de rayos gamma
La interferometría de intensidad se ha llevado a cabo con múltiples telescopios de rayos gamma, p. Ej. para medir diámetros estelares. [1]
Ver también
- Síntesis de apertura
- Interferómetro astronómico
- Lista de interferómetros astronómicos en longitudes de onda visibles e infrarrojas
- Lista de tipos de interferómetros
- Múltiples imágenes de satélite
- La tomografía de coherencia óptica
- Interferometría basal muy larga
- Interferencia de ondas
Referencias
- ^ Los científicos de rayos gamma "desempolvan" la interferometría de intensidad, mejoran la tecnología con electrónica digital, telescopios más grandes y sensibilidad mejorada
- Baldwin, John E .; Haniff, Chris A. (2002). "La aplicación de la interferometría a la imagen óptica astronómica". Philosophical Transactions de la Royal Society A . 360 (1794): 969–986. Código Bibliográfico : 2002RSPTA.360..969B . doi : 10.1098 / rsta.2001.0977 . JSTOR 3066516 . PMID 12804289 . S2CID 21317560 .
- Baldwin, JE (22 a 28 de agosto de 2002). "Interferometría terrestre - la última década y la que vendrá". Interferometría para astronomía óptica II . Proc. SPIE. 4838 . Kona, Hawái: SPIE. pag. 1. doi : 10.1117 / 12.457192 .
- Chung, S.-J .; Miller, DW; de Weck, OL (2004). "Banco de pruebas ARGOS: estudio de los desafíos multidisciplinarios de las futuras matrices interferométricas espaciales" (PDF) . Ingeniería óptica . 43 (9). págs. 2156–2167. Código Bibliográfico : 2004OptEn..43.2156C . doi : 10.1117 / 1.1779232 .
- Monnier, JD (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 .
- P. Hariharan, interferometría óptica , 2da edición, Academic Press, San Diego, EE. UU., 2003.
- Fercher, Adolf F .; Drexler, Wolfgang; Hitzenberger, Christoph K .; Lasser, Theo (2003). "Tomografía de coherencia óptica: principios y aplicaciones". Informes sobre avances en física . 66 (2): 239-303. Código Bibliográfico : 2003RPPh ... 66..239F . doi : 10.1088 / 0034-4885 / 66/2/204 .
- E. Hecht, Optics , 2nd Edition, Addison-Wesley Publishing Co., Reading, Mass, EE. UU., 1987.
Otras lecturas
- P. Hariharan (2010). Conceptos básicos de interferometría . Elsevier. ISBN 978-0-08-046545-6.
enlaces externos
- Descripción de la interferometría astronómica .
- Lista de artículos que trazan el desarrollo histórico de la interferometría astronómica