Interferómetro astronómico

Un interferómetro astronómico o conjunto de telescopios es un conjunto de telescopios , segmentos de espejo o antenas de radiotelescopio independientes 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, teóricamente, puede producir imágenes con la resolución angular de un telescopio enorme con una apertura igual a la separación, denominada 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 útil principalmente 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 separación mínima entre los detectores en el conjunto colector. ^{[ 1 ]}

La interferometría se utiliza principalmente en radioastronomía , donde se combinan las señales de distintos radiotelescopios . Para combinar estas señales y crear imágenes de alta resolución, se emplea una técnica matemática de procesamiento de señales denominada síntesis de apertura . En la interferometría de muy larga base (VLBI), se combinan radiotelescopios separados por miles de kilómetros para formar un radiointerferómetro con una resolución equivalente a la de una hipotética antena parabólica con una apertura de miles de kilómetros de diámetro. En las longitudes de onda más cortas, utilizadas en astronomía infrarroja y óptica, resulta más difícil combinar la luz de distintos telescopios, ya que debe mantenerse coherente dentro de una fracción de longitud de onda a lo largo de trayectorias ópticas extensas, lo que requiere una óptica de gran precisión. Los interferómetros astronómicos infrarrojos y ópticos prácticos se han desarrollado recientemente y representan la vanguardia de la investigación astronómica. En longitudes de onda ópticas, la síntesis de apertura permite superar el límite de resolución de la turbulencia atmosférica , alcanzando así la resolución angular 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 (una docena de picorradianes), y en longitudes de onda visibles e infrarrojas se han alcanzado resoluciones de imagen de cientos de microsegundos de arco (un par de nanorradianes).

Una configuración sencilla de un interferómetro astronómico consiste en una disposición parabólica de espejos, lo que da como resultado un telescopio reflector parcialmente completo , pero con una apertura reducida o diluida. De hecho, la disposición parabólica de los espejos no es importante, siempre que las longitudes del recorrido óptico desde el objeto astronómico hasta el combinador de haces (foco) sean las mismas que las que se obtendrían con un conjunto completo de espejos. En cambio, la mayoría de los conjuntos existentes utilizan una geometría plana, mientras que el hipertelescopio de Labeyrie utilizará una geometría esférica.

Uno de los primeros usos de la interferometría óptica fue aplicado por el interferómetro estelar Michelson en el telescopio reflector del Observatorio Mount Wilson para medir los diámetros de las estrellas. La estrella gigante roja Betelgeuse fue la primera cuyo diámetro se determinó de esta manera el 13 de diciembre de 1920. ^{[ 3 ]} En la década de 1940, la radiointerferometría se utilizó para realizar las primeras observaciones radioastronómicas 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 fue extendida a mediciones usando 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 opera 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. Técnicas similares se han aplicado ahora en otros conjuntos de telescopios astronómicos, incluido el Interferómetro Keck y el Interferómetro Palomar Testbed .

En la década de 1980, la técnica de imagen interferométrica de síntesis de apertura fue extendida a la astronomía de luz visible e infrarroja por el Grupo de Astrofísica Cavendish , 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 permitió imágenes de resolución aún mayor de superficies estelares . 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 una serie de otras matrices de telescopios astronómicos, incluido el Interferómetro Óptico de Precisión de la Armada , el Interferómetro Espacial Infrarrojo y la matriz IOTA . Varios otros interferómetros han realizado mediciones de fase de cierre y se espera que produzcan sus primeras imágenes pronto, incluidos el VLT I, la matriz CHARA y el prototipo de Hipertelescopio de Le Corroller y Dejonghe . Si se completa, el Interferómetro MRO, con hasta diez telescopios móviles, producirá algunas de las primeras imágenes de mayor fidelidad obtenidas con un interferómetro de línea de base larga. El Interferómetro Óptico de la Armada dio el primer paso en esta dirección en 1996, logrando la síntesis de tres vías de una imagen de Mizar ; ^{[ 9 ]} luego, en 2002, la primera síntesis de seis vías de Eta Virginis ; ^{[ 10 ]} y, más recientemente, la " fase de cierre " como paso previo a 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 las que utilizan el interferómetro Palomar Testbed y el VLT I), mediante el uso de la anulación (como la que utilizarán el interferómetro Keck y Darwin ) o mediante la obtención de 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 cuatro telescopios auxiliares móviles de 1,8 metros (AT) en el concepto general del VLT para formar el Interferómetro del Very Large Telescope (VLTI). Los AT pueden desplazarse entre 30 estaciones diferentes y, actualmente, los telescopios pueden formar grupos de dos o tres para realizar mediciones interferométricas. 

Al utilizar la interferometría, un complejo sistema de espejos dirige la luz de los diferentes telescopios a los instrumentos astronómicos, donde se combina y procesa. Esto requiere una gran destreza técnica, ya que las trayectorias de la luz deben mantenerse iguales con una precisión de 1/1000  mm (del mismo orden de magnitud que la longitud de onda de la luz) a lo largo de distancias de varios cientos de metros. Para los telescopios unitarios, esto proporciona un diámetro de espejo equivalente de hasta 130 metros (430 pies) , y al combinar los telescopios auxiliares, se pueden alcanzar diámetros de espejo equivalentes de hasta 200 metros (660 pies) . Esto representa una resolución hasta 25 veces superior a la de un solo telescopio unitario del VLT.  

El VLTI permite a los astrónomos estudiar objetos celestes con un nivel de detalle sin precedentes. Es posible observar detalles en la superficie de las estrellas e incluso estudiar el entorno cercano a un agujero negro. Con una resolución espacial de 4  miliarcosegundos, el VLTI ha permitido a los astrónomos obtener una de las imágenes más nítidas jamás tomadas de una estrella. Esto equivale a poder distinguir la cabeza de un tornillo a una distancia de 300 km (190 millas) .  

Entre los resultados más destacados de la década de 1990 se incluyen la medición de los diámetros de 100 estrellas y la determinación precisa de numerosas posiciones estelares con el telescopio Mark III , la obtención de imágenes de muy alta resolución por parte de COAST y NPOI , y las primeras mediciones de estrellas en el infrarrojo medio realizadas por el Interferómetro Estelar Infrarrojo . Otros resultados adicionales incluyen mediciones directas de los tamaños y las distancias a las estrellas variables Cefeidas y a 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 captará 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 funcionarán conjuntamente como un único telescopio: un interferómetro. Un conjunto compacto adicional de cuatro antenas de 12 metros y doce de 7 metros complementará este. Las antenas se pueden distribuir por la meseta desértica a distancias de entre 150 metros y 16 kilómetros, lo que le proporcionará a ALMA un potente "zoom" variable. Será capaz de explorar el Universo en longitudes de onda milimétricas y submilimétricas con una sensibilidad y resolución sin precedentes, con una resolución hasta diez veces mayor que la del Telescopio Espacial Hubble, y complementando las imágenes obtenidas con el interferómetro del VLT.

Los interferómetros ópticos son vistos principalmente por los astrónomos como instrumentos muy especializados, capaces de un rango de observaciones muy limitado. A menudo se dice que un interferómetro logra el efecto de un telescopio del tamaño de la distancia entre las aperturas; esto solo es cierto en el sentido limitado de la resolución angular . La cantidad de luz captada —y por lo tanto el objeto más tenue que se puede ver— depende del tamaño real de la apertura, por lo que un interferómetro ofrecería poca mejora a medida 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 relativamente 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 para sondear los núcleos de galaxias activas cercanas .

Para obtener detalles sobre 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 técnicas de interferometría de muy larga base . En el rango (sub)milimétrico, los conjuntos existentes incluyen el Submillimeter Array y la instalación IRAM Plateau de Bure. El Atacama Large Millimeter Array está en pleno funcionamiento desde marzo de 2013.  

Max Tegmark y Matias Zaldarriaga propusieron el Telescopio de Transformada Rápida de Fourier, que se basaría en una gran capacidad de procesamiento informático en lugar de lentes y espejos convencionales. ^{[ 14 ]} Si la ley de Moore continúa vigente, estos diseños podrían volverse prácticos y económicos en pocos años.

El avance de la computación cuántica podría permitir eventualmente un uso más extenso de la interferometría, como sugieren propuestas más recientes. ^{[ 15 ]}

• Telescopio del Horizonte de Sucesos (EHT) y Antena Espacial de Interferometría Láser (LISA)
• ExoLife Finder , un telescopio interferométrico híbrido propuesto
• Hipertelescopio
• Telescopio de síntesis de apertura óptica de Cambridge , un interferómetro óptico
• Interferómetro óptico de precisión de la Armada , un interferómetro óptico Michelson.
• Radioastronomía §  Radiointerferometría
• Radiotelescopio §  Radiointerferometría

Lista

• Matriz 4C
• Conjunto de duchas atmosféricas gigantes de Akeno (AGASA)
• Conjunto de Telescopios Allen (ATA), anteriormente conocido como Telescopio de Una Hectárea (1hT)
• Conjunto de detectores de muones y neutrinos antárticos (AMANDA)
• Gran conjunto de antenas milimétricas de Atacama (ALMA)
• Telescopio compacto de Australia
• Matriz CHARA
• Conjunto de Telescopios Cherenkov (CTA)
• Conjunto de duchas de aire de Chicago (CASA)
• Conjunto de Telescopios Ópticos Infrarrojos (IOTA)
• Conjunto de centelleo interplanetario (conjunto IPS), también llamado conjunto de púlsares.
• LOFAR (matriz de baja frecuencia)
• Conjunto modular de neutrones (MoNA)
• Matriz Murchison Widefield (MWA)
• Red Milimétrica Extendida del Norte (NOEMA)
• Conjunto de Telescopios Espectroscópicos Nucleares (NuSTAR)
• Conjunto de Kilómetro Cuadrado (SKA)
• Conjunto de submilímetros (SMA)
• Matriz Sunyaev-Zel'dovich (SZA)
• Proyecto de conjunto de telescopios
• Gran Conjunto de Arreglos (VLA)
• Matriz de línea base muy larga (VLBA)
• Matriz muy pequeña

• Hariharan, P. (1991). Fundamentos de interferometría . Academic Press . ISBN 978-0-12-325218-0.
• Thompson, Richard; Moran, James; Swens, George (2001). Interferometría y síntesis en radioastronomía . Wiley-VCH . ISBN 978-0-471-25492-8.

• Cómo combinar la luz de varios telescopios para realizar mediciones astrométricas.
• En NPOI... ¿Por qué un interferómetro óptico?
• Teledetección: el potencial y los límites de la interferometría astronómica
• El sitio web del proyecto de hipertelescopio de Antoine Labeyrie