Un interferómetro astronómico o conjunto de telescopios es un conjunto de telescopios , segmentos de espejos o antenas de radiotelescopios separados que trabajan juntos como un solo telescopio para proporcionar imágenes de mayor resolución de objetos astronómicos como estrellas , nebulosas y galaxias mediante interferometría . La ventaja de esta técnica es que, en teoría, puede producir imágenes con la resolución angular de un telescopio enorme con una apertura igual a la separación, llamada línea de base , entre los telescopios componentes. El principal inconveniente es que no capta 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 los detectores en el conjunto 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 la interferometría de línea de base muy larga (VLBI), los radiotelescopios separados por miles de kilómetros se combinan para formar un radiointerferómetro con una resolución que estaría dada por un hipotético plato único con una apertura de miles de kilómetros de diámetro. En las longitudes de onda más cortas utilizadas en la astronomía infrarroja y la astronomía óptica, es más difícil combinar la luz de telescopios separados, porque la luz debe mantenerse coherente dentro de una fracción de una longitud de onda a lo largo de largos caminos ópticos, lo que requiere una óptica muy precisa. Sólo recientemente se han desarrollado prácticos interferómetros astronómicos infrarrojos y ópticos, que 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 resoluciones de imagen de una fracción de milisegundo de arco en longitudes de onda visibles e infrarrojas.
Una disposición sencilla de un interferómetro astronómico es una disposición parabólica de piezas de espejo, que proporciona un telescopio reflector parcialmente completo pero con una apertura "escasa" o "diluida". De hecho, la disposición parabólica de los espejos no es importante, siempre que las longitudes del camino óptico desde el objeto astronómico hasta el combinador de rayos (foco) sean las mismas que las que daría la caja del espejo completa. En cambio, la mayoría de los conjuntos existentes utilizan una geometría plana, y el hipertelescopio de Labeyrie utilizará una geometría esférica.
Uno de los primeros usos de la interferometría óptica fue el interferómetro estelar Michelson instalado en el telescopio reflector del Observatorio Monte Wilson para medir los diámetros de las estrellas. La estrella gigante roja Betelgeuse fue la primera en determinar su diámetro de esta manera el 13 de diciembre de 1920. [3] En la década de 1940 se utilizó la radiointerferometría para realizar las primeras observaciones radioastronomía de alta resolución . Durante las siguientes tres décadas, la investigación sobre 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 fue ampliada a mediciones utilizando telescopios separados por Johnson, Betz y Townes (1974) en el infrarrojo y por Labeyrie (1975) en el visible. [4] [5] A finales de la década de 1970, las mejoras en el procesamiento informático permitieron el primer interferómetro de "seguimiento marginal", que funciona lo suficientemente rápido como 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 Keck y el interferómetro Palomar Testbed .
En la década de 1980, el Grupo de Astrofísica Cavendish amplió 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 otros conjuntos de telescopios astronómicos, incluido el interferómetro óptico de precisión de la Marina , el interferómetro espacial infrarrojo y el conjunto IOTA . Varios otros interferómetros han realizado mediciones de la fase de cierre y se espera que produzcan pronto sus primeras imágenes, incluidos el VLT I, el conjunto CHARA y el prototipo del hipertelescopio Le Coroller y Dejonghe . Si se completa, el interferómetro MRO con hasta diez telescopios móviles producirá una de las primeras imágenes de mayor fidelidad a partir de un interferómetro de base larga. El interferómetro óptico de la Armada dio el primer paso en esta dirección en 1996, logrando una síntesis tridimensional 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 paso hacia las primeras imágenes sintetizadas producidas por satélites geoestacionarios . [11]
La interferometría astronómica se realiza principalmente utilizando interferómetros de Michelson (y a veces de otro tipo). [12] Los principales observatorios interferométricos operativos que utilizan este tipo de instrumentación incluyen VLTI , NPOI y CHARA .
Los proyectos actuales utilizarán interferómetros para buscar planetas extrasolares , ya sea mediante mediciones astrométricas del movimiento recíproco de la estrella (como lo utilizan el interferómetro Palomar Testbed y el VLT I), mediante el uso de anulación (como lo utilizará el interferómetro Keck). y Darwin ) o mediante imágenes directas (como se propone para el hipertelescopio de Labeyrie ).
Los ingenieros del Observatorio Europeo Austral (ESO) diseñaron el Very Large Telescope VLT para que también pueda utilizarse 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 del Telescopio Muy Grande (VLTI). Los AT pueden moverse entre 30 estaciones diferentes y, actualmente, los telescopios pueden formar grupos de dos o tres para interferometría.
Cuando se utiliza 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 (el mismo orden que la longitud de onda de la luz) 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 una sola unidad de telescopio del VLT.
El VLTI brinda a los astrónomos la capacidad de estudiar 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 jamás vistas 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 produjeron muchas imágenes de muy alta resolución y mediciones del 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 .
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 recolectará radiación de algunos de los objetos más fríos del Universo. ALMA será un telescopio único de nuevo diseño, compuesto inicialmente por 66 antenas de alta precisión y que funcionará en longitudes de onda de 0,3 a 9,6 mm. Su conjunto principal de 12 metros tendrá cincuenta antenas, de 12 metros de diámetro, que actuarán juntas como un único telescopio: un interferómetro. Esto se complementará con un conjunto compacto adicional de cuatro antenas de 12 metros y doce de 7 metros. Las antenas pueden extenderse a lo largo de la meseta desértica a distancias de 150 metros a 16 kilómetros, lo que dará a ALMA un potente "zoom" variable. Podrá sondear el Universo en longitudes de onda milimétricas y submilimétricas con una sensibilidad y resolución sin precedentes, hasta diez veces mayor que la del Telescopio Espacial Hubble, y complementará las imágenes realizadas con el interferómetro VLT.
Los astrónomos consideran que los interferómetros ópticos son instrumentos muy especializados, capaces de realizar un rango muy limitado de observaciones. Se suele decir que un interferómetro consigue el efecto de un telescopio del tamaño de la distancia entre las aperturas; esto sólo es cierto en el sentido limitado de resolución angular . La cantidad de luz recogida (y, por 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 galaxias activas cercanas .
Para obtener detalles de instrumentos individuales, consulte la lista de interferómetros astronómicos en longitudes de onda visibles e infrarrojas .
En longitudes de onda de radio, interferómetros como el Very Large Array y MERLIN llevan muchos años en funcionamiento. Las distancias entre telescopios suelen ser de 10 a 100 km (6,2 a 62,1 millas), aunque los conjuntos con líneas de base mucho más largas utilizan las técnicas de interferometría de línea de base muy larga . En el (sub)milimetro, los conjuntos existentes incluyen el Submillimeter Array y la instalación IRAM Plateau de Bure. El Atacama Large Millimeter Array ha estado en pleno funcionamiento desde marzo de 2013.
Max Tegmark y Matías Zaldarriaga han propuesto el Telescopio de Transformada Rápida de Fourier que dependería de una gran potencia informática en lugar de lentes y espejos estándar. [14] Si la ley de Moore continúa, tales diseños pueden volverse prácticos y baratos en unos pocos años.
El avance de la computación cuántica podría eventualmente permitir un uso más amplio de la interferometría, como sugieren las propuestas más recientes. [15]
