Un interferómetro astronómico o conjunto de telescopios es un conjunto de telescopios separados , segmentos de espejo o antenas de radiotelescopio que trabajan 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 gran telescopio con una apertura igual a la separación, llamada línea base , 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 la brecha mínima entre detectores en el conjunto de colectores. [1]
La interferometría es la técnica más utilizada en radioastronomía , en la que se combinan las señales de radiotelescopios separados. Para combinar las señales separadas y crear imágenes de alta resolución, se utiliza una técnica de procesamiento matemático de señales denominada síntesis de apertura . En la interferometría de línea de base muy larga (VLBI), se combinan radiotelescopios separados por miles de kilómetros para formar un radiointerferómetro con una resolución que se obtendría mediante una antena única hipotética con una apertura de miles de kilómetros de diámetro. En las longitudes de onda más cortas que se utilizan 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 longitud de onda a lo largo de trayectorias ópticas largas, 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 la visibilidad atmosférica , lo que permite 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.
Un diseño simple de un interferómetro astronómico es una disposición parabólica de piezas de espejo, lo que da como resultado un telescopio reflector parcialmente completo pero con una apertura "dispersa" 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 haces (foco) sean las mismas que las que se obtendrían con el caso del espejo completo. 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 aplicado por el interferómetro estelar de Michelson en el telescopio reflector del Observatorio del Monte 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 la interferometría de radio 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 el Very Large Array y el Atacama Large Millimeter Array .
La interferometría óptica/infrarroja se amplió 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 de franjas", que funciona lo suficientemente rápido como para seguir los efectos de desenfoque de la visibilidad 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, incluido el interferómetro Keck y el interferómetro de prueba Palomar .
En la década de 1980, la técnica de obtención de imágenes interferométricas por síntesis de apertura se extendió a la astronomía de luz visible e infrarroja por el Cavendish Astrophysics Group , 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 matriz de telescopios ópticos separados , lo que permitió una mejora adicional en la resolución y una obtención de imágenes de superficies estelares con una resolución aún mayor. Los paquetes de software como BSMEM o MIRA se utilizan 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 Navy Precision Optical Interferometer , el Infrared Spatial Interferometer y la matriz IOTA . Una serie de otros interferómetros han realizado mediciones de fase de cierre y se espera que produzcan sus primeras imágenes pronto, incluido el VLT I, la matriz CHARA y el prototipo Hypertelescope de Le Coroller y Dejonghe . Si se completa, el interferómetro MRO con hasta diez telescopios móviles producirá entre las primeras imágenes de mayor fidelidad a partir de un interferómetro de línea base larga. El interferómetro óptico de la Armada dio el primer paso en esta dirección en 1996, logrando una síntesis de tres 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]
La interferometría astronómica se lleva a cabo principalmente utilizando interferómetros de Michelson (y a veces de otros tipos). [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 las utilizadas por el interferómetro Palomar Testbed y el VLT I), mediante el uso de nulidad (como utilizarán 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 pudiera utilizarse como interferómetro. Junto con los cuatro telescopios unitarios de 8,2 metros (320 pulgadas), se incluyeron en el concepto general del VLT cuatro telescopios auxiliares móviles de 1,8 metros para formar el Very Large Telescope Interferometer (VLTI). Los AT pueden moverse entre 30 estaciones diferentes y, en la actualidad, los telescopios pueden formar grupos de dos o tres para la interferometría.
En la interferometría, un complejo sistema de espejos lleva la luz de los distintos telescopios a los instrumentos astronómicos, donde se combina y procesa. Esto es técnicamente exigente, ya que las trayectorias de la luz deben mantenerse iguales con una precisión de 1/1000 mm (el mismo orden que la longitud de onda de la luz) a distancias de varios cientos de metros. En el caso de los telescopios unitarios, esto da como resultado un diámetro de espejo equivalente de hasta 130 metros (430 pies), y al combinar 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 solo telescopio unitario del VLT.
El VLTI ofrece a los astrónomos la posibilidad de estudiar los objetos celestes con un nivel de detalle sin precedentes. Es posible ver detalles de las superficies 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 obtenidas de una estrella. Esto equivale a captar la cabeza de un tornillo a una distancia de 300 km (190 mi).
Entre los resultados más destacados de la década de 1990 se incluyen la medición de diámetros de 100 estrellas y muchas posiciones estelares precisas con el Mark III , la producción de muchas imágenes de muy alta resolución con COAST y NPOI , y las mediciones de estrellas en el infrarrojo medio por primera vez con el interferómetro estelar infrarrojo. Otros resultados incluyen mediciones directas de los tamaños y las distancias a las estrellas variables cefeidas y a los objetos estelares jóvenes .
En lo alto del llano 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 telescopio único 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 conjunto principal de 12 metros tendrá cincuenta antenas de 12 metros de diámetro, que actuarán juntas como un solo telescopio: un interferómetro. Un conjunto compacto adicional de cuatro antenas de 12 metros y doce de 7 metros lo complementará. Las antenas pueden distribuirse por la meseta desértica a distancias de entre 150 metros y 16 kilómetros, lo que le dará a ALMA un potente "zoom" variable. Será capaz de sondear el Universo en longitudes de onda milimétricas y submilimétricas con una sensibilidad y una 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 por los astrónomos principalmente como instrumentos muy especializados, capaces de un rango muy limitado de observaciones. 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 recogida, y por lo tanto el objeto más tenue que se puede ver, depende del tamaño real de la abertura, por lo que un interferómetro ofrecería poca mejora ya que la imagen es tenue (la maldición del arreglo adelgazado ). 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 hacer 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 .
En longitudes de onda de radio, interferómetros como el Very Large Array y el MERLIN han estado en funcionamiento durante muchos años. Las distancias entre telescopios son típicamente de 10 a 100 km (6,2 a 62,1 mi), aunque los conjuntos con líneas de base mucho más largas utilizan las técnicas de interferometría de línea de base muy larga . En el (sub)milímetro, los conjuntos existentes incluyen el Submillimeter Array y la instalación Plateau de Bure del IRAM . El Atacama Large Millimeter Array ha estado en pleno funcionamiento desde marzo de 2013.
Max Tegmark y Matias Zaldarriaga han propuesto el telescopio de transformada rápida de Fourier, que se basaría en 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 extensivo de la interferometría, como sugieren propuestas más recientes. [15]
