| Interferometría | |
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método de medición (es)  | |
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La interferometría ye una téunica que s'usa n'astronomía que consiste en combinar la lluz proveniente de distintos receutores, telescopios o antenes de radiu pa llograr una imaxe de mayor resolución. Esta téunica úsase especialmente en radioastronomía, siendo más difícil la so implementación en llonxitúes d'onda más curtia (visible). La principal razón ye la mayor precisión mecánica que se rique al utilizar llonxitúes d'onda más curties. Anguaño hai proyeutos ambiciosos d'interferómetros ópticos de gran escala combinando los faces de lluz de grandes telescopios terrestres, como'l interferómetro Keck en Ḥawai y el Very Large Telescope Interferometer VLTI en Chile, mentanto que nos observatorios radioastronómicos atópense'l Very Large Array (VLA) n'EEXX y el Atacama Large Millimiter/submilliter Array (ALMA) en Chile.
En tolos casos el principiu físicu usáu ye que dos ondes de lluz que concasen en fase amplifíquense ente que dos ondes n'oposición de fase encabóxense, esistiendo tamién cualquier combinación entemedia. Esto permite per aciu midida del grau d'encaboxamientu o amplificación de dos faces láser, facer midíes de superficies menores a la llonxitú d'onda.
La interferometría non solo s'usa n'astronomía; esisten usos más comunes como la midida de combadura de lentes y espeyos, según la identificación de defeutos tantu na so superficie como na so composición.
Pa estes aplicaciones puen usase distintos tipos de interferómetros, como'l interferómetru Twyman-Green y el interferómetru de Fizeau, ente munchos otros.
Unu de los primeros usos de la interferometría foi nel famosu esperimentu de Michelson y Morley (1887), que demostró la inesistencia del éter, apurriendo les primeres evidencies esperimentales nes que más tarde s'asitiaría la relatividá especial. Anguaño, interferómetros asemeyaos al de Michelson constrúinse en grandes instalaciones (vease LIGO o VIRGO) nun intentu de deteUtar ondes gravitatories, una consecuencia de la teoría de la relatividá xeneral.
