Interferómetros

El interferómetro es un aparato que analiza la composición de dos haces de radiación electrómagnética mediante el principio óptico de la interferencia. Dicho principio consiste en que cuando se compone una imagen por dos fuentes distintas, cada una de ellas diafragmada por una pequeña rendija, según la imagen formada, podemos analizar el desfase de las ondas que forman la composición.

Esa imagen compuesta normalmente se presenta en forma de franjas, alternándose franja iluminada y oscura. La franja iluminada corresponde a la zona donde las ondas se suman una a la otra, mientras que la franja oscura corresponde a la zona donde las ondas se están anulando una a la otra. El hecho de que se sumen o anulen, conociendo la naturaleza ondulatoria de la radiación electromagnética, depende de la diferencia de las fases de las ondas que se acoplan, es el llamado desfase. Si las radiaciones implicadas son idénticas, ese desfase dependerá únicamente de la diferencia de recorrido que traigan dichos haces. Podemos entonces conseguir una suma coherente de dos imágenes acortando o alargando el recorrido de uno de los haces que confluyen. Así tendremos en nuestra imagen una suma perfecta de dos fuentes distintas.

Como ya habíamos comentado, para poder estudiar cuerpos celestes necesitamos que nos llegue la mayor cantidad de radiación posible a nuestro detector, lo que se traduce en la construcción de receptores de mayor abertura. Pero la ingeniería puede poner límite a esa construcción. Ahí es donde la interferometría puede ayudar. Si pongo en línea dos receptores con un determinado diámetro separados también una determinada distancia y utilizo la interferometría para que las ondas electromagnéticas lleguen coherentes a un detector, la imagen resultante será equivalente (en la dirección que une los receptores) a un único receptor que tenga el diámetro suma de los diámetros de los dos receptores más la distancia que los separa.

La dificultad de hacer coherentes dos ondas electromagnéticas depende de su longitud de onda. Es más fácil mover y colocar en una posición precisa, acortando o alargando el camino óptico un haz que tenga longitud de onda del orden del metro o del centímetro a otro que tenga el orden del micrómetro. Las primeras corresponden a las ondas de radio o microondas y las últimas a la luz visible.

Los primeros interferómetros se construyeron para radiotelescopios y funcionan ya desde hace décadas. Ejemplo de ellos son el VLA en Nuevo Méjico (EEUU) con 27 antenas de 25 metros cada una y el de más reciente puesta en funcionamiento, el ALMA situado en Atacama, Chile con 54 antenas de 12 m y 12 antenas de 7 m. El VLA opera con longitudes centimétricas y ALMA con ondas milimétricas y submilimétricas.

Interferométro VLA en Nuevo México

Interferómetro ALMA en Chile

Con el tiempo, la tecnología se desarrolló y ahora ya es posible hacer interferometría en el infrarrojo y en visible y actualmente ya tenemos telescopios ópticos de gran tamaño operando conjuntamente. El primero de ellos fue los telescopios Keck en Hawaii que operaron interferométricamente desde 2006 a 2012, actualmente hay varios interferómetros ópticos e infrarrojos destacando en la parte infrarroja el LBT en Arizona (EEUU), con dos espejos de 8,4 m. en una única montura y en el visible, el VLT en Chile con 4 telescopios de 8,2 metros.

En el futuro, volviendo a la radioastronomía, se pretende crear el VLBI (Interferómetro de muy larga base) uniendo interferométricamente 34 radiotelescopios repartidos por todo el mundo, uniendo dos redes que ya estaban en construcción o parcialmente operativas, una en américa el VLBA (conjunto de muy larga base) que aporta 11 radiotelescopios y el equivalente europeo, el EVN que aporta 23.