Interferometrie
Die Interferometrie ist eine Messmethode, die mit Hilfe von Interferenz Informationen über das Messobjekt liefert.
Vom Messobjekt ausgehenden Wellen werden durch das Interferometer zu einem Interferogramm überlagert.
Grundsätzlich läßt sich mit jeder Art von Welle, seien es Licht-, Schall- oder gar Wasserwellen Interferenz erzeugen und also auch Interferometrie betreiben.
Eines der einfachsten Interferometer ist eine einfache Sammellinse. Vom Objekt kommendes Licht wird von allen Stellen der Linse auf den Bildpunkt in der Brennebene gelenkt und dort zur Interferenz gebracht. Ebenso stellt jedes Teleskop ein Interferometer dar und die damit aufgenommenen Bilder deren Interferogramme. Gemeinhin werden jedoch nur komplexere Messinstrumente als Interferometer bezeichnet.
Große Bedeutung hat die Interferometrie in der Astronomie.
Hier werden interferometrische Methoden eingesetzt, um die Auflösung der beobachteten Objekte zu steigern, also detailreichere Bilder zu erhalten. Das Auflösungsvermögen eines Teleskops ist - unter idealen Bedingungen - proportional zu seinem Durchmesser. Durch geeignetes Überlagern der Signale aus mehreren Teleskopen kann Objektinformation gewonnen werden, die einem Auflösungsvermögen entspricht, das dem größten Abstand der beteiligten Teleskope entspricht.
Voraussetzung für eine erfolgreiche Interferenz ist, dass die Wellen kohärent überlagert werden. Das bedeutet, dass die von unterschiedlichen Teilen des Interferometers kommenden Wellen nur dann interferieren können, wenn sich die Wege (Lauflängen) nur um weniger als die Kohärenzlänge unterscheiden. Die Kohärenzlänge ist abhängig von der Wellenlänge und beträgt bei natürlichen Lichtquellen 10-20 Wellenlängen. Bei rotem Licht (Wellenlänge ca. 800 nm) sind das nur ein paar Mikrometer.
Seit langem wird in der Radio-Astronomie mit interferometrischen Methoden gearbeitet. Anders als in der optischen Astronomie ist man hier nicht gezwungen die Signale der teilnehmenden Radioteleskope direkt zu überlagern. In der Radioastronomie kann man die vollständige Welleninformation jedes einzelnen Teleskops in Form von Amplitude und Phase aufzeichnen. Wird hierzu noch die genaue Zeitinformation aufgezeichnet, kann das Signal mit den Signalen anderer Teleskope im Computer zur Interferenz gebracht werden. Auf diese Weise können sogar Radioteleskope auf verschiedenen Kontinenten zusammen geschaltet werden und so hochaufgelöste Bilder liefern.
Im Bereich des infraroten und des sichtbaren Lichtes ist Interferometrie deutlich schwieriger zu betreiben, da zum einen die Wellenlänge und damit auch die Kohärenzlänge deutlich kleiner ist (1500 nm bis 400 nm), zum anderen kann nicht die Phasenlage des Lichtes aufgezeichnet werden, sondern nur die Helligkeitsinformation.
Mit dem Sterninterferometer nach A. A. Michelson wurden schon 1920 die ersten Sterndurchmesser bestimmt.
Das VLT (Very Large Telscope) in Chile ist die modernste Variante eines optischen Interferometers in der Astronomie. Mit dem VLT können bis zu vier Spiegelteleskope mit einem Durchmesser von jeweils 8,2 m miteinander zu einem Interferometer verschaltet werden.Astronomische Interferometrie