Interferómetro astronómico
Un interferómetro astronómico o una matriz de telescopios es un conjunto de telescopios , segmentos de espejos o antenas de radiotelescopios separados que funcionan juntos como un solo telescopio para proporcionar imágenes de mayor resolución de objetos astronómicos 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 usa 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.
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.
Una disposición 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.
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 en interferometría astronómica estuvo dominada por la investigación en longitudes de onda de radio, lo que llevó al desarrollo de grandes instrumentos como Very Large Array y Atacama Large Millimeter Array..
