Interferometría óptica astronómica

En astronomía óptica , la interferometría se utiliza para combinar señales de dos o más telescopios y obtener mediciones con mayor resolución que la que se podría obtener con cada telescopio individualmente. Esta técnica es la base de los conjuntos de interferómetros astronómicos, que pueden realizar mediciones de objetos astronómicos muy pequeños si los telescopios se distribuyen 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 los telescopios . Estos incluyen conjuntos de radiotelescopios como VLA , VLBI , SMA , y conjuntos de interferómetros ópticos astronómicos como COAST , NPOI e IOTA , lo que da como resultado las imágenes ópticas de mayor resolución jamás logradas en astronomía. Se espera que el interferómetro del VLT produzca pronto sus primeras imágenes utilizando síntesis de apertura .Posteriormente se construirán otros interferómetros, como el conjunto CHARA y el Interferómetro del Observatorio Magdalena Ridge , que pueden constar de hasta 10 telescopios ópticos. Si se construyen telescopios auxiliares en el Interferómetro Keck , este también podrá realizar imágenes interferométricas.

Existen dos tipos de interferómetros astronómicos: de detección directa y heterodino. La única diferencia radica en la forma de transmisión de la señal. La síntesis de apertura permite simular computacionalmente la apertura de un telescopio grande con cualquiera de los dos tipos de interferómetro.

En un futuro próximo, se espera que otros conjuntos de telescopios publiquen sus primeras imágenes interferométricas, incluidos el ISI , el VLT I, el conjunto CHARA y los interferómetros MRO .

A principios del siglo XXI, los grandes conjuntos de telescopios VLTI e Interferómetro Keck entraron en funcionamiento y se realizaron las primeras mediciones interferométricas de los pocos objetos extragalácticos más brillantes.

Uno de los primeros interferómetros astronómicos se construyó en el telescopio reflector del Observatorio Mount Wilson para medir los diámetros de las estrellas. Este método fue extendido a mediciones con 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 tener su diámetro determinado 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 opera lo suficientemente rápido como para seguir los efectos de desenfoque de la visión astronómica, dando lugar a las series de interferómetros Mk I, II y III. Técnicas similares se han aplicado ahora en otros conjuntos de telescopios astronómicos, como el Interferómetro Keck y el Interferómetro Palomar Testbed .

Las técnicas de interferometría de muy larga base (VLBI) , en las que se sintetiza computacionalmente una gran apertura, fueron implementadas en longitudes de onda ópticas e infrarrojas en la década de 1980 por el Grupo de Astrofísica Cavendish . 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 un conjunto de telescopios ópticos separados como un 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 varios otros conjuntos de telescopios astronómicos, incluidos el Interferómetro Óptico Prototipo de la Armada y el conjunto IOTA , y próximamente en los interferómetros VLT I, CHARA y MRO .

Ya están en marcha proyectos que utilizarán interferómetros para buscar planetas extrasolares , ya sea mediante mediciones astrométricas del movimiento recíproco de la estrella (como las que utilizan el interferómetro Palomar Testbed y el VLT I) o mediante el uso de la anulación (como la que 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; e ISI midió estrellas en el infrarrojo medio por primera vez. Otros resultados incluyeron mediciones directas de los tamaños y distancias a las estrellas variables Cefeidas y a objetos estelares jóvenes .

Los interferómetros son considerados por la mayoría de los astrónomos como instrumentos muy especializados, ya que su rango de observaciones es muy limitado. Se suele decir que un interferómetro logra el efecto de un telescopio del tamaño de la distancia entre sus aperturas; sin embargo, esto solo es cierto en el sentido limitado de la resolución angular . Los efectos combinados de la limitada área de apertura y la turbulencia atmosférica generalmente limitan los interferómetros a la observación de estrellas relativamente brillantes y núcleos galácticos activos . No obstante, 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 sobre instrumentos individuales, consulte la lista de interferómetros astronómicos en longitudes de onda visibles e infrarrojas .

Se ha reactivado la interferometría de intensidad óptica, que mide el ancho de las estrellas gigantes utilizando los instrumentos ópticos del Cherenkov Telescope Array , un telescopio terrestre de rayos gamma basado en la radiación Cherenkov, normalmente destinado a observar la radiación Cherenkov atmosférica para detectar fotones de rayos gamma. ^{[ 1 ]}

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• P. Hariharan (2010). Fundamentos de interferometría . Elsevier. ISBN 978-0-08-046545-6.

• Descripción de la interferometría astronómica .
• Lista de artículos que describen el desarrollo histórico de la interferometría astronómica.