Visualizza wikitesto di Storia dell'interferometria astronomica

{{vedi anche|interferometro astronomico|Interferometria}}
[[William Herschel]] sapeva fin dal [[1779]]<ref name="ReferenceA">Herschel, W. 1805 Phil. Trans. R. Soc. Lond. 95, 31</ref> che le [[Stella|stelle]] appaiono molto più grandi nei [[Telescopio|telescopi]] di quando in realtà non lo siano, ma non sapeva il perché. Ciò venne ad essere spiegato quando [[Thomas Young]] dimostrò l'[[interferenza (fisica)|interferenza]] e la natura ondulatoria della luce in modo inequivocabile. Come egli precisava nella sua [[Lettura Bakeriana]] del [[1803]]:

"''La proposta sulla quale voglio insistere adesso è semplicemente questa: le frange di colori sono prodotte dall'interferenza di due porzioni di luce''"... e in seguito aggiunge: "''quella luce omogenea, a certe distanze uguali nella direzione del suo moto, è posseduta da qualità opposte, capace di neutralizzare o distruggere ogni altra, e di estinguere la luce, laddove esse accadono per essere unite<ref>Young, T. 1804 Phil. Trans. R. Soc. Lond. 94, 1</ref>''".

Ma non furono le ricerche di [[Thomas Young|Young]] che spronarono [[William Herschel|Herschel]] ad investigare l'origine dei diametri spuri delle [[Stella|stelle]]. Invece ci furono propriamente la contemporanea scoperta dei primi [[pianeta nano|pianeti minori]]: [[Cerere (astronomia)|1 Ceres]] nel [[1801]], [[2 Pallas]] nel [[1802]] e [[3 Juno]] nel [[1803]]. Avevano diametri apparenti così reali come quelli dei pianeti o spuri come quelli delle stelle? Per rivolgere questa domanda [[William Herschel|Herschel]] condusse un'ampia serie di esperimenti nel suo giardino a [[Slough]], esaminando attraverso il suo [[telescopio]] piccoli globuli di differenti grandezze e materiali posti in un albero a circa 800 piedi (ca. 244 m) di distanza<ref name="ReferenceA"/>. Le sue osservazioni mostrarono che per i globuli più piccoli i diametri erano tutti spuri e tutti della stessa grandezza. Inoltre, egli trovò che, se precisamente fosse usata la parte più interna dell'apertura del [[telescopio]], i diametri spuri, sia dei globuli che delle stelle, sarebbero più grandi. Se l'intera apertura fosse impiegata, i diametri sarebbero più piccoli, e se solo un'apertura anulare esterna fosse usata i diametri sarebbero ancora più piccoli. Questa scoperta sperimentale che le aperture non piene possono essere usate per ottenere un'alta risoluzione angolare rimane tutt'oggi il fondamento essenziale per la formazione di immagini interferometriche in astronomia (in particolare l'[[Interferometria con maschera d'apertura]]).

La giustificazione teorica di questo risultato venne 30 anni dopo con l'analisi di [[George Biddell Airy|Airy]]<ref>Airy, G. B. 1835 Trans. Camb. Phil. Soc. 5, 283</ref> sul tipo di [[diffrazione]] di un'apertura circolare, 30 anni prima che l'idea di usare aperture multiple fosse sviluppata. In un recente studio il Reverendo [[William Rutter Dawes|W. R. Dawes]] notò che aveva trovato frequentemente grande vantaggio nell'uso di una apertura intera perforata e che quando osservava [[Venere (astronomia)|Venere]] questo producesse un'immagine centrale del pianeta perfettamente incolore, e molto netta<ref>Dawes, W. R. 1866 Mem. R. Astron. Soc. 35, 137</ref>. Ma fu lasciato a [[Hippolyte Fizeau|Fizeau]], l'anno seguente, nella sua proposta alla Commissione per il [[Prix Bordin]], rimarcarlo tramite una relazione attenta e necessaria fra la dimensione delle frange e quella della sorgente luminosa e suggerì che usando una combinazione interferometrica di luce da due fessure separate fosse possibile ottenere dei nuovi dati sui diametri angolari di questi astri<ref>Fizeau, H. 1868 C. R. Hebd. Seanc. Acad. Sci. Paris 66, 932</ref>.

Passi verso l'implementazione pratica di queste tecniche per l'[[astronomia]] ottica furono fatti da [[Albert Abraham Michelson|Michelson]], il quale definì la visibilità di frange di interferenza ottenute da una sorgente di grandezza angolare finita<ref>Michelson, A. A. 1890 Phil. Mag. 30, 1</ref> cui seguirono un anno più tardi le misurazioni dei diametri angolari dei satelliti di Giove<ref>Michelson, A. A. 1891 Publ. Astron. Soc. Pac. 3, 274</ref>. Finalmente, 30 anni dopo, le predizioni di [[Hippolyte Fizeau|Fizeau]] divennero una realtà quando la misurazione interferometrica diretta di un diametro stellare fu realizzata da [[Albert Abraham Michelson|Michelson]] e [[Francis Gladheim Pease|Pease]]<ref>Michelson, A. A. & Pease, F. G. 1921 Astrophys. J. 53, 249</ref> con i loro [[interferometro di Michelson|interferometri stellari]] di 20 piedi (ca. 6.1 m) montati sul [[Mount Wilson Observatory#100 inch .282.5 m.29 Hooker telescope|telescopio Hooker]] da 100 pollici sul Monte Wilson.

==Formazione di immagini interferometriche in astronomia==
[[Image:Radio interf.gif|upright=1.8|thumb|Diagramma di un radio interferometro]]
{{Immagine multipla
|titolo = Interferometri
|allinea = right
|direzione = horizontal
|larghezza = 250
|sfondo =

|immagine1 = Ast opt int lba.gif
|didascalia1 = Un semplice interferometro ottico a due elementi. La luce dai due piccoli telescopi (mostrato come lenti) è combinata usando frazionatori (''splitters'') di raggio con i rivelatori 1, 2, 3 e 4. Gli elementi, creando un ritardo d'onda di 1/4 nella [[luce]], permettono la [[fase (onde)|fase]] e l'[[ampiezza]] della ''visibilità'' dell'[[interferenza (fisica)|interferenza]] da essere misurata, dando informazione riguardo alla forma della sorgente di luce.

|immagine2 = Ast opt int mask.gif
|didascalia2 = Un singolo grande telescopio con una [[Interferometria con maschera d'apertura|maschera d'apertura]] sopra di esso (etichettato '''Mask'''), che solo conduce luce attraverso due piccoli fori. I percorsi ottici che vanno ai rivelatori 1, 2, 3 e 4 sono gli stessi della figura di sinistra; così questa ''messa a punto'' darà risultati identici. Muovendo dai i fori nella maschera d'apertura e facendo misurazioni ripetute, le immagini possono essere create usando la [[sintesi d'apertura]] che avrebbe la stessa qualità così come ''sarebbe stata data'' dal [[telescopio]] di destra ''senza'' la maschera d'apertura. In un modo analogo, la stessa qualità dell'immagine può essere ottenuta muovendo i piccoli telescopi attorno nella figura di sinistra - questo è la base della sintesi d'apertura usando largamente piccoli [[telescopio|telescopi]] separati per simulare un telescopio gigante.
}}
L'[[interferometria]] fornisce l'accesso ad osservazioni ad altissima [[risoluzione angolare]] ed è anche importante per separare le problematiche della [[risoluzione angolare]] e della sensibilità limitativa. Un singolo specchio di diametro D ha una [[risoluzione angolare]] 1,22<math>\lambda/D</math>, e un'area di raccolta per il flusso di [[Fotone|fotoni]] proporzionale a D², cosicché c'è una relazione ben definita fra [[risoluzione angolare|risoluzione]] e [[sensibilità di un sistema di misura|sensibilità]].

Poiché gli astronomi studiano oggetti che sono necessariamente oltre il loro controllo, è improbabile che questa relazione fissa sia in buon accordo con tutto tranne un sottoinsieme delle loro esigenze osservative. Fu per questa ragione che la crescita della [[radioastronomia]] dopo il [[1945]] dipese in modo così determinante dall'uso di metodi [[interferometria|interferometrici]]. L'estremo squilibrio fra l'eccellente sensibilità delle piccole aperture per le grandi [[lunghezze d'onda|lunghezze]] delle onde radio e la loro scarsa [[risoluzione angolare]], che potrebbe essere di molte decine di gradi, condusse naturalmente allo sviluppo di piccoli raggruppamenti di [[telescopio|telescopi]] molto separati tra loro.

Nel [[1946]] [[Martin Ryle|Ryle]] e Vonberg<ref>Ryle, M. & Vonberg, D., 1946 Solar radiation on 175Mc/s, Nature 158 pp 339</ref> costruirono un analogo per le onde radio dell'[[interferometro di Michelson]] e riuscirono in breve a localizzare un buon numero di nuove [[radiosorgente|radiosorgenti]] cosmiche. I segnali delle due antenne radio furono sommati elettronicamente per produrre [[interferenza (fisica)|interferenza]]. Il [[telescopio]] di Ryle e Vonberg usava la rotazione della [[Terra]] per sondare il cielo in una dimensione. La visibilità della frangia poteva essere calcolata dalla variazione di intensità con il tempo. Più tardi gli [[interferometro|interferometri]] inclusero un ritardo variabile fra una delle antenne e il rivelatore come mostrato nella figura di destra.

Nella figura le [[onde radio]] da una sorgente a un angolo <math>\theta</math> alla verticale devono percorrere una distanza <math>\delta l</math> più lontana in modo da raggiungere l'antenna a sinistra. Questi segnali sono in tal modo ritardati rispetto ai segnali ricevuti dall'[[antenna]] di destra in un tempo <math>c \delta l= c a \sin[\theta]</math> dove <math>c</math> è la velocità delle [[onde radio]]. Il segnale dall'[[antenna]] di destra deve essere ritardato artificialmente dalla stessa durata di tempo a causa dell'[[interferenza (fisica)|interferenza]] costruttiva che accade. Le frange di [[Interferenza (fisica)|interferenza]] saranno prodotte dalle sorgenti con angoli in un piccolo campo di ciascun lato determinato dal tempo di coerenza della sorgente radio. Modificando il tempo del ritardo (''delay'') <math>\delta t</math> varia l'angolo dove una sorgente produrrà frange d'interferenza. La [[linea di base]] effettiva di questo interferometro sarà data dalla proiezione delle posizioni del [[telescopio]] sopra un piano perpendicolare alla direzione della sorgente. la lunghezza della linea di base effettiva, mostrata sotto la figura, sarà

:<math>x=a \cos(\theta)</math>

dove <math>a</math> è la separazione del [[telescopio]] attuale.

Difficoltà tecniche ritardano la crescita dell'[[interferometria ottica]]. L'[[occhio|occhio umano]] è un rivelatore sensibile, ma non è capace di valutazione [[Fotometria (astronomia)|fotometrica]] quantitativa del tipi di frangia interferometrica. Quando si accoppia con la necessità di registrare dati in [[kHz]], il progresso nell'''imaging'' della sintesi ottica dovette aspettare lo sviluppo dei sensibili rivelatori contatori di [[Fotone|fotoni]]. Inoltre, i limiti di stabilità meccanica furono raggiunti con [[interferometro|interferometri]] di raggi di 50 piedi (ca. 15.2 m) costruiti da [[Albert Abraham Michelson|Michelson]] e [[Francis Gladheim Pease|Pease]] nel [[1930]] ([[Francis Gladheim Pease|Pease]] [[1931]]). Questo metodo fu esteso alle misurazioni delle lunghezze d'[[Onde corte|onda corte]] usando (Johnson, Betz and Towns [[1974]]) [[telescopio|telescopi]] separati nell'[[infrarosso]], mentre [[Antoine Émile Henry Labeyrie|Labeyrie]] ([[1975]]) li utilizzò nel visibile. Questa [[metrologia]] a livello [[micrometri]]co richiesta con linee di ritardo ottico variabile non fu fattibile fino a che l'accesso ai [[laser]] stabilizzati non divenne ''routine''. Negli anni [[1980|'80]] la tecnica della [[sintesi d'apertura]] fu estesa alla [[luce|luce visibile]] e [[infrarosso|infrarossa]], in [[astronomia]], dal [[Gruppo Astrofisico Cavendish]], fornendo le prime immagini ad una [[risoluzione (metrologia)|risoluzione]] molto alta delle stelle vicine.
Nel 1995 questa tecnica fu dimostrata con un apparato di telescopi ottici separati, per la prima volta, portando ad ulteriori miglioramenti nella [[Risoluzione (grafica)|risoluzione]], e ancora ad una più alta [[Risoluzione (grafica)|risoluzione]] l'''imaging'' di superfici stellari. Le stesse tecniche di ''imaging'' sono adesso state applicate ad un numero di altri apparati del [[telescopio]] astronomico, incluso il [[Navy Prototype Optical Interferometer|Interferometro Ottico Prototipo della Marina]], gli apparati [[CHARA array|CHARA]] e [[Infrared Optical Telescope Array|IOTA]] e presto sarà applicato al [[Very Large Telescope|VLT-I]] e all'[[Magdalena Ridge Observatory Interferometer|Interferometro MRO]]<ref>{{cita web|url=http://www.geocities.com/CapeCanaveral/2309/page1.html|titolo=qui|accesso=3 maggio 2009|urlarchivio=https://web.archive.org/web/19991001131740/http://www.geocities.com/CapeCanaveral/2309/page1.html|urlmorto=sì}}</ref>. Impressionanti risultati furono ottenuti negli anni [[1990|'90]] con il [[Cambridge Optical Aperture Synthesis Telescope|COAST]] e il [[Navy Prototype Optical Interferometer|NPOI]] producendo immagini ad una [[risoluzione (grafica)|risoluzione]] molto alta. Alcuni scienziati esagerarono i vantaggi di combinare [[telescopio|telescopi]] di grande diametro ([[ottica adattiva]] corretta) per l'[[interferometria]] vicina all'[[infrarosso]], e ciò lascia molti astronomi insoddisfatti dei nuovi apparati che utilizzano un piccolo numero di grandi telescopi i quali vennero collegati online nei primi anni del 2000.

Una volta queste considerazioni tecniche furono preparate, tutto dei principi usati alle lunghezze d'onda radio sarebbero state prese sotto controllo senza quasi nessuna modificazione. Ciò incluse l'uso dello sviluppo di software per ''imaging'' per l'[[interferometria a lunghissima base]] (VLBI) alle lunghezze d'onda [[Onde radio|radio]], che fu usato per ricostruire la prima immagine con un apparato di [[telescopio|telescopi]] ottici, quella dei 50 milliarcosecondi della stella binaria [[Capella (astronomia)|Capella]] ([[John E. Baldwin|Baldwin]] e al. [[1996]]). Le sole differenze significative tra i due regimi di lunghezza d'onda è l'importanza dell'incremento del [[disturbo di scariche di fotoni]] e il piccolo temporale e scale spaziali delle fluttuazioni atmosferiche alle [[lunghezza d'onda|lunghezze d'onda]] ottiche. Per esempio, la caratteristica scala del tempo per queste fluttuazioni è misurata in millisecondi con lunghezze d'onda ottiche piuttosto che minuti, e la scala spaziale è tipicamente più piccola del diametro dello specchio del telescopio, mentre con le [[lunghezza d'onda|lunghezze d'onda]] radio centimetriche questa scala può essere larga 20&nbsp;km. Un'importante conseguenza di questa piccola scala spaziale è che l'area del cielo sopra cui il percorso della fase atmosferica è costante, la ''patch isoplanatica'', è tutt'al più di pochi [[Secondo (geometria)|secondi d'arco]] nelle [[Luce visibile|lunghezze d'onda visuali]].

==Altri moderni sviluppi==
Fra il [[1950]] e il [[1972]], [[Robert Hanbury Brown]] e [[Richard Q. Twiss]] usarono [[interferometri di intensità]] ottici per misurare i diametri di un gran numero di stelle con [[lunghezza d'onda|lunghezze d'onda]] visibile.

Impressionanti risultati furono ottenuti negli anni [[1990|ì90]], con l'[[interferometro Mark III]] misurando i diametri di 100 stelle e molte accurate posizioni stellari, e con l'[[Infrared Stellar Interferometer|ISI]] misurando per la prima volta stelle nel medio-[[infrarosso]]. Risultati aggiuntivi includono misurazioni dirette delle grandezze e distanze nelle [[Variabile Cefeide|variabili cefeidi]], e [[oggetto stellare giovane|oggetti stellari giovani]].

Nei primi anni del [[2000]] l'interferometria con una singola linea di base divenne possibile con grandi [[telescopio|telescopi]], permettendo le prime misurazioni di obiettivi extra-galattici. Molte ''imaging'' primitive sono adesso diventate tecnicamente fattibili usando grandi telescopi (usando un massimo di 3 telescopi [[Very Large Telescope|VLT]] con l'apparechio AMBER), e si spera che dal [[2008]] una utile capacità di ''imaging'' sarà disponibile anche per sorgenti extragalattiche (usando per es. 6 telescopi della [[Magdalena Ridge Observatory|Magdalena Ridge Observatory Interferometer]]).

Stanno ora iniziando dei progetti che useranno interferometri per cercare [[pianeta extrasolare|pianeti extrasolari]], per mezzo di [[Astrometria|misurazioni astrometriche]] del moto reciproco della stella (come usato dal [[Palomar Testbed Interferometer]] e dal [[Very Large Telescope|VLTI]]) o attraverso l'uso del ''nulling'' (come sarà usato dall'[[interferometro di Keck]] e [[Darwin (ESA)|Darwin]]).

L'importanza dell'interferometria nell'astronomia moderna è stata riconosciuta dall'[[International Astronomical Union]] che stabilì una nuova Commissione sull'Interferometria Ottica e Infrarosso alla sua XXVIma Assemblea Generale a [[Praga]], nel [[2006]].

==Note==
<references/>

==Bibliografia==
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* Young, J. S., Baldwin, J. E., Boysen, R. C., Haniff, C. A., Pearson, D., Rogers, J., St-Jacques, D., Warner, P. J. & Wilson, D. M. A. 2000b Mon. Not. R. Astron. Soc. 318, 381

== Voci correlate ==
*[[Interferometria]]
*[[Interferometro]]
*[[Astronomia]]
*[[Telescopio]]

== Collegamenti esterni ==
*{{cita web|1=http://olbin.jpl.nasa.gov/|2=Optical Long Baseline Interferometry News|lingua=En|accesso=2 maggio 2009|urlarchivio=https://web.archive.org/web/20080509132046/http://olbin.jpl.nasa.gov/#|dataarchivio=9 maggio 2008|urlmorto=sì}}
*{{En}} [https://web.archive.org/web/20080808112039/http://skyandtelescope.com/news/article_1657_1.asp Vega Mystery Solved; Red Dwarf Mystery Grows] - results from CHARA
*{{En}} [https://web.archive.org/web/20090508062938/http://planetquest.jpl.nasa.gov/TPF-I/tpf-I_index.cfm TPF-I] Terrestrial Planet Finder Interferometer at NASA
*{{En}} [https://www.eso.org/sci/facilities/paranal/telescopes/vlti.html Very Large Telescope Interferometer] VLTI at the European Southern Observatory
*{{En}} [http://www.esa.int/science/darwin Darwin] Darwin at the European Space Agency

{{Portale|astronomia|fisica}}

[[Categoria:Interferometria]]
[[Categoria:Storia dell'astronomia]]
[[Categoria:Storia della fisica]]

[[en:Astronomical interferometer#History of astronomical interferometers]]