Interferometrie
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Interferometrie ist eine Messmethode, die mit Hilfe eines Interferometers durch den physikalischen Effekt der Interferenz Informationen über das Messobjekt liefert.
Vom Messobjekt ausgehende Wellen werden durch das Interferometer zu einem Interferogramm überlagert.
Grundsätzlich lässt sich mit jeder Art von Welle, seien es Licht-, Schall-, Materie- 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.
[Bearbeiten] Astronomische Interferometrie
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 der spektralen Bandbreite (Filterbandbreite) des verwendeten Lichtes. Für das visuelle V-Band ergibt sich eine Kohärenzlänge von 3 Mikrometer, für das nah-infrarote K-Band beträgt diese 12 Mikrometer.
Seit langem wird in der Radioastronomie mit interferometrischen Methoden gearbeitet (siehe Interferometer (Radioastronomie)). 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 (siehe VLBI).
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, zum anderen kann nicht die Phasenlage des Lichtes aufgezeichnet werden, sondern nur die Helligkeitsinformation.
Mit dem Sterninterferometer nach Albert Abraham Michelson (Michelson-Interferometer) wurden schon 1920 die ersten Sterndurchmesser bestimmt.
Das VLTI (Very Large Telescope Interferometer) am Paranal-Observatorium in Chile ist eine moderne Variante eines optischen Interferometers in der Astronomie. Mit dem VLTI können bis zu vier Spiegelteleskope mit einem Durchmesser von jeweils 8,2 m miteinander zu einem Interferometer verschaltet werden.
Michelson-Interferometer mit mehreren Kilometern Länge werden auch zur (bislang ergebnislosen) Detektion von Gravitationswellen genutzt. Das Weltraum-Experiment LISA soll hier neue Maßstäbe setzen.
