Se utilizan para observar objetos astronómicos, como estrellas, nebulosas y galaxias mediante interferometría.La ventaja de esta técnica es que teóricamente puede producir imágenes con la resolución angular de un enorme telescopio cuya apertura equivale a la separación entre los telescopios utilizados.Su principal limitación es que no captan tanta luz como el espejo del instrumento completo.[1] La interferometría es más ampliamente utilizada en radioastronomía, en la que se combinan señales de radiotelescopios separados entre sí.De hecho, la disposición parabólica de los espejos no es importante, siempre y cuando las longitudes ópticas recorridas por la luz procedente desde el objeto astronómico hasta el haz combinado (foco), sea igual a la recorrida en el espejo teórico completo.Las mismas técnicas han sido aplicadas actualmente en numerosas otras variedades de telescopios astronómicos, incluyendo el Prototipo de Interferómetro Óptico Navy, el Interferómetro Espacial Infrarrojo y el dispositivo IOTA.[12] Los principales observatorios interferométricos operativos que usaron este tipo de instrumentación fueron el VLTI, el NPOI, y el CHARA.Esto es hasta 25 veces mejor que la resolución de un solo telescopio del VLT trabajando en solitario.El VLTI proporciona a los astrónomos la posibilidad de estudiar objetos celestes con un detalle sin precedentes.Permite ver detalles en las superficies de estrellas e incluso estudiar el entorno inmediato a un agujero negro.Las antenas pueden ser desplegadas a través de la altiplanicie del desierto en distancias de entre 150 metros y 16 kilómetros, lo que dará a ALMA un "potente" zum variable.Será capaz a sondear el Universo en longitudes de onda milimétricas y submilimétricas con una precisión y sensibilidad sin precedentes, obteniendo una resolución de hasta diez veces mayor que el Telescopio Espacial Hubble.Para ondas (sub)-milimétricas, existien dispositivos como el Submillimeter Array y el IRAM (en la altiplanicie de Bure).El Atacama Large Millimeter Array está plenamente operativo desde marzo de 2013.
La luz captada por los tres telescopios auxiliares del VLT
ESO
, es combinada utilizando la técnica de interferometría.
El interferómetro
ESO
VLT
tomó la primera imagen detallada de un disco alrededor de una estrella joven.
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Interferómetro Michelson de 20 pies, montado en un bastidor sobre el
telescopio Hooker
de 100 pulgadas (1920).
Vista aérea del ESO/NAOJ/NRAO
ALMA
en construcción.
El Interferómetro Óptico de Precisión Navy (NPOI), un dispositivo óptico/infrarrojo cercano de 437 m de línea base, con seis dispositivos Michelson. Está situado a 2163 m de altura, en Anderson Mesa (norte de Arizona, EE. UU.). Cuatro telescopios adicionales de 1.8 metros están siendo instalados desde 2013.
Esta imagen muestra uno de los sofisticados sistemas ópticos y mecánicos denominados separadores de estrellas del Muy Grande Telescopio Interferométrico (VLTI).
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Dos receptores del Gran Dispositivo Milímétrico/Submilimétrico de Atacama (
ALMA
). Estas antenas de 12 metros están orientadas al cielo en el observatorio (AOS), situado en el alto del Chajnantor, una altiplanicie a una altitud de 5000 metros en los Andes chilenos.
