L'interférométrie est une technique importante dans l'astronomie, et est utilisé pour obtenir des vues très nettes du ciel, les étoiles lointaines et plus. Dans un sens réel, interférométrie permet à plusieurs télescopes pour être combinés en un seul, augmentant considérablement leurs capacités. miroirs de télescope d'interféromètre de longueur d'onde optique sont utilisés dans les grands observatoires du monde entier, et alors qu'ils ne sont pas quelque chose que l'astronome amateur occasionnel peut utiliser, ils sont encore une application fascinante de la physique.
Principes de Interféromètre
Interféromètres travaillent en distinguant les différences entre les deux images d'une étoile prise par deux (ou plus) des télescopes, et à les comparer les unes aux autres. Les deux images peuvent être considérées des différences dans la phase de la lumière qui atteint le réseau de collecte. Dans interférométrie optique, le point de collecte est une paire de miroirs.
interféromètres historiques
L'un des premiers interféromètres a été utilisé pour mesurer le diamètre des étoiles lointaines. Ceci est un exemple d'un interféromètre stellaire, et l'un des premiers utilisés était le Mt. Observatoire Wilson en Californie. Il a réussi à mesurer le diamètre de l'étoile géante rouge Bételgeuse au début des années 1920. Dans les années 1940, lorsque la radioastronomie était à ses débuts, l'interférométrie a été utilisé pour augmenter l'ouverture effective des télescopes radio, et même après radiotélescopes dédiés ont été construits, l'interférométrie a été incorporé dans les plans, comme au Very Large Array au Nouveau Mexique (et vu dans le film "contact").
The Rise of interférométrie optique
Il y avait plusieurs défis techniques qui doivent être surmontés pour interférométrie optique pour devenir pratique. Étant donné que les longueurs d'onde optiques de la lumière sont beaucoup plus courtes que les micro-ondes et les ondes radio, ils amplifient les différences dans la trajectoire du faisceau qui pourrait être causé par l'atmosphère. Il a fallu des améliorations dans les ordinateurs - à partir des années 1970 et l'amélioration constante depuis - de corriger automatiquement les perturbations atmosphériques dans le télescope interférométrie.
Arranement des Glaces Interféromètre
Dans la plupart des cas, les miroirs de l'interféromètre sont mis en place dans des réseaux hexagonaux: chaque miroir est un hexagone, et ils sont disposés comme un peigne de miel. Deux télescopes sont réalisés avec des miroirs composites de cette manière, située à une distance particulière de l'autre. Un des meilleurs exemples est le Keck Interferometer sur Mona Kea à Hawaii. Le Very Large Telescope au Chili peut obtenir une résolution angulaire comparable à identifier la distance entre les phares d'une voiture sur la lune.
Interféromètres longue base
La limite de résolution théorique d'un interféromètre est une fonction de la distance entre les éléments de résolution. Plus la ligne de base, plus la résolution sera. Toutefois, bien que la résolution améliore la distance entre les éléments, la luminosité de l'image est principalement limitée par la taille d'un télescope. Il y a actuellement des télescopes interférométriques en cours de construction qui contiennent dix ou plusieurs éléments pour améliorer la résolution angulaire et luminosité de l'image; ceux-ci sont des tableaux massifs de miroirs de télescope interférométrique construit comme télescopes individuels dans une large gamme; l'un d'entre eux - le VLTI, au Chili - est fonctionnel maintenant. Le télescope MRO ambitieux à Socorro, Nouveau-Mexique est en construction et devrait être opérationnelle d'ici 2020.