| Property |
Value |
| dbo:abstract
|
- 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. 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 se ha previsto que utilice una geometría esférica. (es)
- 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. 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 se ha previsto que utilice una geometría esférica. (es)
|
| dbo:wikiPageExternalLink
| |
| dbo:wikiPageID
| |
| dbo:wikiPageLength
| |
| dbo:wikiPageRevisionID
| |
| prop-es:apellidos
|
- Thompson (es)
- Moran, James (es)
- Swens, George (es)
- Thompson (es)
- Moran, James (es)
- Swens, George (es)
|
| prop-es:arxiv
|
- 8023334 (xsd:integer)
- astro-ph/0307036 (es)
|
| prop-es:author
|
- J. D. Monnier (es)
- Pelat D. (es)
- Rouan D. (es)
- J. D. Monnier (es)
- Pelat D. (es)
- Rouan D. (es)
|
| prop-es:bibcode
|
- 2001 (xsd:integer)
- 2003 (xsd:integer)
- 2004 (xsd:integer)
- 2008 (xsd:integer)
|
| prop-es:date
|
- 2001 (xsd:integer)
- 2004 (xsd:integer)
- 2008 (xsd:integer)
|
| prop-es:displayAuthors
| |
| prop-es:doi
|
- 101051 (xsd:integer)
- 101088 (xsd:integer)
|
| prop-es:editorial
| |
| prop-es:fecha
|
- 1991 (xsd:integer)
- 2001 (xsd:integer)
|
| prop-es:first
|
- W. (es)
- A. (es)
- M. (es)
- R. (es)
- D. (es)
- K. (es)
- C. (es)
- H. (es)
- J. (es)
- F. (es)
- P. (es)
- I. (es)
- J. P. (es)
- W. (es)
- A. (es)
- M. (es)
- R. (es)
- D. (es)
- K. (es)
- C. (es)
- H. (es)
- J. (es)
- F. (es)
- P. (es)
- I. (es)
- J. P. (es)
|
| prop-es:isbn
|
- 123252180 (xsd:integer)
- 471254924 (xsd:integer)
|
| prop-es:issue
|
- 2 (xsd:integer)
- 3 (xsd:integer)
|
| prop-es:journal
| |
| prop-es:last
|
- Berger (es)
- Vernet (es)
- Labeyrie (es)
- Kern (es)
- Traub (es)
- Dejonghe (es)
- Severi (es)
- Arpesella (es)
- Haguenauer (es)
- Le Coroller (es)
- Malbet (es)
- Millan-Gabet (es)
- Perraut (es)
- Schanen (es)
- Berger (es)
- Vernet (es)
- Labeyrie (es)
- Kern (es)
- Traub (es)
- Dejonghe (es)
- Severi (es)
- Arpesella (es)
- Haguenauer (es)
- Le Coroller (es)
- Malbet (es)
- Millan-Gabet (es)
- Perraut (es)
- Schanen (es)
|
| prop-es:nombre
|
- Richard (es)
- Richard (es)
|
| prop-es:pages
|
- 581 (xsd:integer)
- 721 (xsd:integer)
- 789 (xsd:integer)
- L31–34 (es)
|
| prop-es:title
|
- Integrated optics for astronomical interferometry (es)
- Optical interferometry in astronomy (es)
- Tests with a Carlina-type hypertelescope prototype (es)
- The achromatic chessboard, a new concept of a phase shifter for nulling interferometry (es)
- Integrated optics for astronomical interferometry (es)
- Optical interferometry in astronomy (es)
- Tests with a Carlina-type hypertelescope prototype (es)
- The achromatic chessboard, a new concept of a phase shifter for nulling interferometry (es)
|
| prop-es:título
|
- Basics of Interferometry (es)
- Interferometry And Synthesis In Radio Astronomy (es)
- Basics of Interferometry (es)
- Interferometry And Synthesis In Radio Astronomy (es)
|
| prop-es:url
| |
| prop-es:volume
|
- 66 (xsd:integer)
- 376 (xsd:integer)
- 426 (xsd:integer)
- 484 (xsd:integer)
|
| prop-es:year
| |
| dct:subject
| |
| rdfs:comment
|
- 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 par (es)
- 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 par (es)
|
| rdfs:label
|
- Interferómetro astronómico (es)
- Interferómetro astronómico (es)
|
| prov:wasDerivedFrom
| |
| foaf:isPrimaryTopicOf
| |
| is dbo:wikiPageRedirects
of | |
| is owl:sameAs
of | |
| is foaf:primaryTopic
of | |
