Mit einem Interferometer -Teleskop Spiegel

Interferometrie ist eine wichtige Technik in der Astronomie , und wird verwendet, um sehr scharfen Blick auf den Himmel , weit entfernte Sterne und vieles mehr. In einem echten Sinn , Interferometrie ermöglicht mehrere Teleskope zu einem zusammengefasst werden , stark verbessert ihre Fähigkeiten . Optische Wellenlänge Interferometer Teleskopspiegel werden in großen Observatorien auf der ganzen Welt verwendet , und während sie sind nicht etwas, was die Casual Amateurastronomen verwenden können , sind sie immer noch eine faszinierende Anwendung der Physik. Interferometer Grundsätze

Interferometer Arbeit durch die Unterscheidung Unterschiede zwischen zwei Bildern eines Sterns von zwei (oder mehr) Teleskopen aufgenommen, und vergleicht sie miteinander . Die beiden Bilder können auf Unterschiede in der Phase des Lichts , wie es die Sammelanordnungerreicht betrachtet werden. In der optischen Interferometrie, ist die Sammelstelle ein Paar Spiegel .
Historische Interferometer

Eine der ersten Interferometer wurde verwendet, um den Durchmesser des fernen Sternen zu messen. Dies ist ein Beispiel eines Stern Interferometer , und einer der ersten, die verwendet wurde, war auf dem Berg. Wilson-Observatorium in Kalifornien. Es gelang , den Durchmesser des roten Riesenstern Beteigeuze in den frühen 1920er Jahren zu messen. Mit den 1940er Jahren, als der Radioastronomie in seiner Kindheit war , Interferometrie wurde verwendet, um die effektive Öffnung der Radioteleskope zu erhöhen, und auch nach eigenen Radioteleskope gebaut wurden , wurde Interferometrie in die Pläne , wie an dem Very Large Array in New eingebaut Mexiko ( und in dem Film " Contact" zu sehen) .
The Rise of Optical Interferometrie

Es gab einige technische Herausforderungen, die für optische überwunden werden benötigt Interferometrie praktisch zu werden. Da optische Wellenlängen des Lichts sind viel kürzer als Mikrowellen-und Radiowellen, vergrößern sie die Unterschiede in den Strahlengang , der von der Atmosphäre verursacht werden könnte . Es hat Verbesserungen in Computern - beginnend in den 1970er Jahren und die Verbesserung der seitdem stetig - . Für atmosphärische Störungen in Teleskop -Interferometrie automatisch korrigieren
Arranement der Interferometer Spiegel

in den meisten Fällen werden die Spiegel im Interferometer hexagonalen Arrays gesetzt : Jeder Spiegel ist ein Sechseck, und sie sind wie eine Wabe verlegt . Zwei Teleskope mit Spiegelzusammen auf diese Weise hergestellten , einen bestimmten Abstand voneinander entfernt. Eines der besten Beispiele dafür ist die Keck -Interferometer auf Mona Kea in Hawaii. Das Very Large Telescope in Chile können Winkelauflösung bekommen vergleichbar Identifizierung der Abstand zwischen Scheinwerfer eines Autos auf dem Mond.
Long Baseline Interferometer

Die theoretische Auflösungsgrenze ein Interferometers ist eine Funktion des Abstands zwischen den Elementen zu lösen . Je länger der Ausgangs , desto schärfer ist die Auflösung . Während jedoch eine Auflösung verbessert , wobei der Abstand zwischen den Elementen , die die Helligkeit des Bildes wird hauptsächlich durch die Größe einer einzelnen Teleskop beschränkt. Es liegen noch Interferometer Teleskope im Bau , die zehn oder mehr Elemente Winkelauflösung und Bildhelligkeit zu verbessern enthalten ; diese sind massiv Arrays von Interferometer Teleskopspiegel als Einzelteleskopein einem großen Array gebaut ; einer von ihnen - der VLTI in Chile - ist jetzt funktionsfähig. Das ehrgeizige MRO -Teleskop in Socorro , New Mexico ist im Bau und wird voraussichtlich in Betrieb genommen werden , bis 2020 .