mini|300px|La luz captada por los tres telescopios auxiliares del VLT ESO, es combinada utilizando la técnica de interferometría.
Un interferómetro astronómico es un conjunto de telescopios, segmentos de espejo, o antenas de radiotelescopio individuales, que trabajan de forma conjunta como un único telescopio. El propósito de trabajar con instrumentos en grupo es obtener imágenes de una resolución mucho mayor de la que se podría obtener con cualquiera de los instrumentos por separado. Se utilizan para observar 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 enorme telescopio cuya apertura equivale a la separación entre los telescopios utilizados. Su principal limitación es que no captan tanta luz como el espejo del instrumento completo. Por lo tanto, son útiles principalmente para obtener imágenes de gran resolución de objetos astronómicos muy luminosos, como estrellas binarias cercanas. Otro problema es que la medida angular máxima de una fuente de emisión detectable está limitada por la distancia mínima entre los detectores que forman el conjunto.
La interferometría es más ampliamente utilizada en radioastronomía, en la que se combinan señales de radiotelescopios separados entre sí. Una técnica matemática de procesamiento de señales denominada de síntesis de apertura puede combinar señales separadas para crear imágenes de alta resolución. En interferometría de muy larga base (VLBI), radiotelescopios separados por miles de kilómetros se combinan para formar un radiointerferómetro con una resolución equivalente a la de una hipotética antena parabólica con miles de kilómetros de diámetro. En las longitudes de onda más cortas utilizadas en astronomía infrarroja y astronomía óptica, es más difícil combinar la luz de telescopios separados, porque debe mantenerse su coherencia por debajo de una fracción de longitud de onda sobre recorridos ópticos largos, requiriendo una óptica de altísima precisión. Interferómetros astronómicos infrarrojos y ópticos verdaderamente operativos solo se han desarrollado recientemente, y forman parte de la tecnología punta astronómica. En longitudes de onda ópticas, la síntesis de apertura permite solucionar algunos de los problemas de resolución producidos por la turbulencia atmosférica, permitiendo llevar la resolución angular al límite de la difracción de la óptica.
derecha|miniaturadeimagen|250x250px|El interferómetro ESO VLT tomó la primera imagen detallada de un disco alrededor de una estrella joven.
Los interferómetros astronómicos pueden producir imágenes de más alta resolución que cualquier otro tipo de telescopio. En longitudes de onda de radio, se han obtenido resoluciones de imagen de unos cuantos micro-segundos de arco, y se han conseguido resoluciones de imagen de fracciones de milisegundo de arco en longitudes de onda de luz visible e infrarroja.
Un diseño sencillo de un interferómetro astronómico es un montaje parabólico de piezas de espejo, constituyendo un telescopio reflector parcialmente completo pero con una apertura "reducida" o "diluida". De hecho, la disposición parabólica de los espejos no es importante, siempre y cuando las longitudes ópticas recorridas por la luz procedente desde el objeto astronómico hasta el haz combinado (foco), sea igual a la recorrida en el espejo teórico completo. Existen tipos de estos telescopios que utilizan espejos de geometría plana, mientras que el hipertelescopio Labeyrie se ha previsto que utilice una geometría esférica.
Historia izquierda|miniaturadeimagen|280x280px|Interferómetro Michelson de 20 pies, montado en un bastidor sobre el telescopio Hooker de 100 pulgadas (1920).
Uno de los primeros usos de la interferometría óptica consistió en el montaje del interferómetro estelar de Michelson sobre el telescopio reflector del Observatorio del Monte Wilson para medir diámetros de estrellas. La estrella gigante roja Betelgeuse fue la primera cuyo diámetro se determinó de este modo el 13 de diciembre de 1920. En la década de 1940 la radiointerferometría se empleó para obtener las primeras observaciones de alta resolución en radioastronomía. En las tres décadas siguientes, la investigación en interferometría astronómica estuvo dominada por las longitudes de onda de las señales de radio, llevando al desarrollo de grandes instrumentos como el Very Large Array y el Atacama Large Millimeter Array.
La interferometría óptico/infrarroja fue extendida a la obtención de medidas mediante telescopios separados por Johnson, Betz y Townes (1974) en el infrarrojo y por Labeyrie (1975) en luz visible. A finales de los años 1970, mejoras en los ordenadores de procesado de datos permitieron poner en servicio el primer interferómetro con "seguimiento de patrones de interferometría", que operaban con la velocidad suficiente como para corregir los efectos de la turbulencia atmosférica, llevando al desarrollo de la serie de interferómetros Mk I, II y III. Técnicas similares han sido aplicadas en otras variedades de telescopios astronómicos, incluyendo el Interferómetro Keck y el Interferómetro Palomar Testbed.
mini|Vista aérea del ESO/NAOJ/NRAO ALMA en construcción.
En los años 1980 la técnica de síntesis de imágenes de apertura interferométrica fue extendida a la astronomía de luz visible e infrarroja por el Grupo Cavendish de Astrofísica, proporcionando las primeras imágenes de estrellas cercanas de resolución muy alta.Ayuda:Cómo recuperar un enlace roto
Ayuda:Cómo recuperar un enlace roto En 1995 esta técnica fue aplicada por primera vez a una serie de telescopios ópticos separados, obteniendo una mejora adicional de resolución que incluso permitió obtener imágenes de superficies estelares. Paquetes de software como BSMEM o MIRA se usan para convertir las amplitudes de visibilidad medidas y fases de cancelación en imágenes astronómicas. Las mismas técnicas han sido aplicadas actualmente en numerosas otras variedades de telescopios astronómicos, incluyendo el Prototipo de Interferómetro Óptico Navy, el Interferómetro Espacial Infrarrojo y el dispositivo IOTA. Distintos interferómetros han realizado medidas de fases de cancelación y están a la espera de producir sus primeras imágenes próximamente, incluyendo el VLTI, el CHARA y el prototipo de Hipertelescopio Le Coroller y Dejonghe. Cuando se complete, el Interferómetro MRO contará con hasta diez telescopios móviles, y podrá producir las imágenes de mayor fidelidad de los instrumentos de su clase. El Interferómetro Óptico Navy dio el primer paso en esta dirección en 1996, consiguiendo la síntesis en 3 modos de una imagen de la estrella Mizar; más adelante obtuvo por primera vez una imagen de síntesis en 6 modos de Eta Virginis en 2002;Ayuda:Cómo recuperar un enlace roto y más recientemente se ha aplicado el sistema de "fases de cancelación" como un paso hacia las primeras imágenes sintetizadas a partir de satélites geostacionarios.Ayuda:Cómo recuperar un enlace roto
Astronomía interferométrica moderna La interferometría astronómica estuvo principalmente orientada en sus inicios a utilizar dispositivos del tipo Michelson (y en ocasiones, de otros tipos). Los principales observatorios interferométricos operativos que usaron este tipo de instrumentación fueron el VLTI, el NPOI, y el CHARA.
izquierda|miniaturadeimagen|El Interferómetro Óptico de Precisión Navy (NPOI), un dispositivo óptico/infrarrojo cercano de 437 m de línea base, con seis dispositivos Michelson. Está situado a 2163 m de altura, en Anderson Mesa (norte de Arizona, EE. UU.). Cuatro telescopios adicionales de 1.8 metros están siendo instalados desde 2013.
izquierda|miniaturadeimagen|Esta imagen muestra uno de los sofisticados sistemas ópticos y mecánicos denominados separadores de estrellas del Muy Grande Telescopio Interferométrico (VLTI).
Los proyectos actuales utilizarán interferómetros para buscar planetas extrasolares, tanto por medidas astrométricas del movimiento recíproco de la estrella (según el método utilizado por el Interferómetro Palomar Testbed y el VLTI), como por el uso de anulaciones (utilizado por el Interferómetro Keck y el Darwin) o a través de la formación directa de imágenes (de acuerdo con la propuesta formulada para el hipertelescopio Labeyrie).
Los ingenieros del Observatorio Europeo del Sur (ESO) diseñaron el Telescopio Muy Grande (VLT) de modo que también pueda ser utilizado como un interferómetro. Junto con los cuatro telescopios de 8,2 metros (320"), se incluyeron otros cuatro telescopios auxiliares móviles de 1,8 metros (ATs) formando parte de un concepto global para formar el Telescopio Muy Grande Interferométrico (VLTI) como desarrollo del VLT. Los cuatro instrumentos ATs pueden desplazarse entre 30 estaciones diferentes, y actualmente, los telescopios pueden formar grupos de dos o tres para trabajar en interferometría.
Cuando se utilizan en interferometría, un sistema complejo de espejos lleva la luz de los diferentes telescopios a los instrumentos astronómicos, donde es combinada y procesada. Esto implica que deben habilitarse los medios técnicos necesarios para que los distintos recorridos de la luz sean iguales, con una precisión de 1/1000 mm en distancias de unos cuantos centenares de metros. Los telescopios asociados proporcionan un diámetro de espejo equivalente de hasta 130 metros. Cuando se combinan los telescopios auxiliares, se obtienen diámetros de espejo equivalentes de hasta 200 metros. Esto es hasta 25 veces mejor que la resolución de un solo telescopio del VLT trabajando en solitario.
El VLTI proporciona a los astrónomos la posibilidad de estudiar objetos celestes con un detalle sin precedentes. Permite ver detalles en las superficies de estrellas e incluso estudiar el entorno inmediato a un agujero negro. Con una resolución espacial de 4 milisegundos de arco, el VLTI facilita a los astrónomos la obtención de las imágenes más detalladas hasta el momento de una serie de estrellas. Esto es equivalente a poder observar la cabeza de un tornillo a una distancia de 300 km.
Resultados notables de la década de 1990 incluyen la medida de los diámetros de 100 estrellas y muchas posiciones estelares de precisión realizadas por el Mark III. COAST y NPOI produjeron imágenes de muy alta resolución, así como el Interferómetro Estelar Infrarrojo obtuvo por primera vez imágenes de estrellas en el infrarrojo medio. Los resultados adicionales incluyen mediciones directas del tamaño y de la distancia a estrellas Cefeidas variables, y a objetos estelares recientes.
izquierda|miniaturadeimagen|Dos receptores del Gran Dispositivo Milímétrico/Submilimétrico de Atacama (ALMA). Estas antenas de 12 metros están orientadas al cielo en el observatorio (AOS), situado en el alto del Chajnantor, una altiplanicie a una altitud de 5000 metros en los Andes chilenos.