Interferometria è una tecnica importante in astronomia e viene utilizzato per ottenere una vista molto forte dei cieli, le stelle lontane e più. In un senso reale, interferometria consente ai telescopi più essere combinati in uno, migliorando notevolmente le loro capacità. Lunghezza d'onda ottica interferometro telescopio specchi sono utilizzati in grandi osservatori di tutto il mondo, e mentre non sono qualcosa che può utilizzare l'astronomo dilettante casual, sono ancora un'affascinante applicazione della fisica.
Principi di interferometro
Interferometri lavorano distinguendo differenze tra due immagini di una stella prese da due (o più) telescopi e confrontandole con l'altro. Le due immagini possono essere consultate per le differenze nella fase della luce come raggiunge la matrice di raccolta. In interferometria ottica, il punto di raccolta è una coppia di specchi.
Interferometri storici
Uno dei primi interferometri fu utilizzato per misurare il diametro di stelle lontane. Questo è un esempio di un interferometro stellare, e uno di quei primi utilizzati era l'Osservatorio di Monte Wilson in California. E ' riuscito a misurare il diametro della stella gigante rossa Betelgeuse nei primi anni 1920. Nel 1940, quando la radio astronomia era nella sua infanzia, interferometria è stata usata per aumentare l'apertura effettiva dei radiotelescopi, e anche dopo che sono stati costruiti telescopi radiofonici dedicati, interferometria è stato incorporato nei programmi, come presso il Very Large Array nel nuovo Messico (e visto nel film "Contact").
L'ascesa di interferometria ottica
C'erano parecchie sfide tecniche che dovevano essere superate per interferometria a diventare pratico. Poiché le lunghezze d'onda ottiche di luce è molto più breve di forno a microonde e onde radio, essi ingrandire le differenze nel percorso ottico che potrebbe essere causata dall'atmosfera. Ci sono voluti miglioramenti nel computer--a partire dal 1970 e migliorando costantemente da allora..--a correggere automaticamente per perturbazioni atmosferiche in interferometria di telescopio.
Arranement di specchi interferometro
Nella maggior parte dei casi, specchi interferometro sono impostati nelle matrici esagonale: ogni specchio è un esagono, e vengono deposte come un pettine di miele. Due telescopi sono realizzati con compositi specchi in questo modo, trova una particolare distanza. Uno dei migliori esempi di ciò è l'interferometro Keck su Mona Kea alle Hawaii. Il Very Large Telescope in Cile può ottenere la risoluzione angolare paragonabile a identificare la distanza tra i fari di un'auto sulla luna.
Interferometri di Long Baseline
Il limite di risoluzione teorica di un interferometro è una funzione della distanza tra i suoi elementi di risoluzione. Più lunga è la linea di base, sarà la più nitida la risoluzione. Tuttavia, mentre la risoluzione aumenta con la distanza tra gli elementi, la luminosità dell'immagine in gran parte è limitata dalle dimensioni di un singolo telescopio. Ci sono attualmente interferometro telescopi in costruzione che contengono dieci o più elementi per migliorare la risoluzione angolare e la luminosità dell'immagine; Queste sono le matrici massicce di specchi del telescopio interferometro costruiti come telescopi individuali in una matrice di grandi dimensioni; uno di loro - il VLTI, in Cile-- è funzionale in questo momento. Il telescopio MRO ambizioso a Socorro, nuovo Messico è in costruzione e dovrebbe essere operativa entro il 2020.