En astronomía óptica , la interferometría se utiliza para combinar señales de dos o más telescopios con el fin de obtener mediciones con una resolución mayor que la que se podría obtener con cualquiera de los telescopios individualmente. Esta técnica es la base de los conjuntos de interferómetros astronómicos, que pueden realizar mediciones de objetos astronómicos muy pequeños si los telescopios están distribuidos en un área amplia. Si se utiliza un gran número de telescopios, se puede producir una imagen con una resolución similar a la de un solo telescopio con el diámetro de la distribución combinada de telescopios . Entre ellos se incluyen conjuntos de radiotelescopios como VLA , VLBI , SMA , conjuntos de interferómetros ópticos astronómicos como COAST , NPOI e IOTA , que dan como resultado las imágenes ópticas de mayor resolución jamás logradas en astronomía. Se espera que el interferómetro VLT produzca pronto sus primeras imágenes utilizando síntesis de apertura [ necesita actualización ] , seguido de otros interferómetros como el conjunto 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 , éste también será capaz de obtener imágenes interferométricas.
Los interferómetros astronómicos son de dos tipos: de detección directa y heterodino. Estos difieren únicamente en la forma en que se transmite la señal. La síntesis de apertura se puede utilizar para simular computacionalmente una gran apertura de telescopio desde cualquiera de los dos tipos de interferómetros.
En un futuro próximo se espera que otros conjuntos publiquen sus primeras imágenes interferométricas, incluidos el ISI , el VLT I, el conjunto CHARA y los interferómetros MRO .
A principios del siglo XXI entraron en funcionamiento los grandes telescopios VLTI y el Interferómetro Keck, y se realizaron las primeras mediciones interferométricas de los objetivos extragalácticos más brillantes.
Uno de los primeros interferómetros astronómicos se construyó en el telescopio reflector del Observatorio del Monte Wilson para medir los diámetros de las estrellas. Este método se amplió a mediciones utilizando telescopios separados por Johnson, Betz y Townes (1974) en el infrarrojo y por Labeyrie (1975) en el visible. La estrella gigante roja Betelgeuse fue una de las primeras en determinar su diámetro de esta manera. 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 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 Keck y el interferómetro de prueba Palomar .
En la década de 1980, el Cavendish Astrophysics Group implementó técnicas de interferometría de línea de base muy larga (VLBI) , en las que se sintetiza computacionalmente una gran apertura, en longitudes de onda ópticas e infrarrojas . El uso de esta técnica proporcionó las primeras imágenes de muy alta resolución de estrellas cercanas. En 1995, esta técnica se demostró por primera vez en una matriz de telescopios ópticos separados como interferómetro de Michelson, lo que permitió una mejora adicional en la resolución y la obtención de imágenes de superficies estelares con una resolución aún mayor. La misma técnica se ha aplicado ahora en una serie de otras matrices de telescopios astronómicos, incluido el interferómetro óptico prototipo de la Armada y la matriz IOTA y, pronto, en los interferómetros VLT I, CHARA y MRO .
Actualmente se están iniciando proyectos que 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) o mediante el uso de nulidad (como utilizarán el interferómetro Keck y el Darwin ).
Aquí se puede encontrar una descripción detallada del desarrollo de la interferometría óptica astronómica. En la década de 1990 se obtuvieron resultados impresionantes: el Mark III midió los diámetros de cientos de estrellas y muchas posiciones estelares precisas, COAST y NPOI produjeron muchas imágenes de muy alta resolución y el ISI midió estrellas en el infrarrojo medio por primera vez. Otros resultados incluyeron mediciones directas de los tamaños y distancias de las estrellas variables cefeidas y de los objetos estelares jóvenes .
La mayoría de los astrónomos consideran que los interferómetros son instrumentos muy especializados, ya que son capaces de realizar 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 la resolución angular . Los efectos combinados del área de apertura limitada y la turbulencia atmosférica generalmente limitan los interferómetros a las 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 .
Las longitudes de onda de radio son mucho mayores que las longitudes de onda ópticas, y las estaciones de observación en los interferómetros radioastronómicos están correspondientemente más separadas. Las grandes distancias no siempre permiten una transmisión utilizable de las ondas de radio recibidas en los telescopios a un punto central de interferometría. Por esta razón, muchos telescopios graban las ondas de radio en un medio de almacenamiento. Las grabaciones se transfieren luego a una estación correlacionadora central donde se interfieren las ondas. Históricamente, las grabaciones eran analógicas y se realizaban en cintas magnéticas. Esto fue rápidamente reemplazado por el método actual de digitalización de las ondas de radio y luego almacenar los datos en discos duros de computadora para su posterior envío, o transmitir los datos digitales directamente a través de una red de telecomunicaciones, por ejemplo, a través de Internet a la estación correlacionadora. Los conjuntos de radio con un ancho de banda muy amplio, y también algunos conjuntos más antiguos, transmiten los datos en forma analógica, ya sea eléctricamente o a través de fibra óptica. También se utiliza un enfoque similar en algunos interferómetros submilimétricos e infrarrojos , como el interferómetro espacial infrarrojo . Algunos de los primeros interferómetros de radio funcionaban como interferómetros de intensidad , transmitiendo mediciones de la intensidad de la señal a través de cables eléctricos a un correlador central. El interferómetro de intensidad estelar de Narrabri utilizó un enfoque similar en longitudes de onda ópticas para realizar el primer estudio a gran escala de los diámetros estelares en la década de 1970.
En la estación de correlación, el interferómetro propiamente dicho se sintetiza procesando las señales digitales mediante hardware o software de correlación. Los tipos de correladores más comunes son los FX y XF. La tendencia actual es hacia correladores de software que se ejecutan en PC de consumo o hardware empresarial similar. También existen algunos interferómetros digitales para radioastronomía amateur, 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 una potencia de cálculo mucho mayor en comparación con la correlación analógica. La salida de un correlador tanto digital como analógico se puede utilizar para sintetizar computacionalmente la apertura del interferómetro de la misma manera que con los interferómetros de detección directa (ver arriba).
Se ha revivido la interferometría de intensidad óptica, midiendo el ancho de estrellas gigantes utilizando los instrumentos ópticos del Cherenkov Telescope Array , un telescopio de rayos gamma terrestre basado en la radiación Cherenkov, normalmente diseñado para observar la radiación Cherenkov atmosférica con el fin de detectar fotones de rayos gamma. [1]
