Interferometria: differenze tra le versioni
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Il [[prisma di Wollaston]] può essere utilizzato per realizzare un'interferometria.
== Esempi di applicazioni ==▼
===Interferometria astronomica ===▼
L'interferometria è una tecnica particolarmente utilizzata nel campo della [[radioastronomia]]. Si basa sul principio di [[interferenza]] delle [[onde elettromagnetiche]] e permette di ottenere elevati [[potere risolutivo|poteri risolutivi]] combinando coerentemente le informazioni che provengono da più [[osservatorio astronomico|osservatori astronomici]] distanti fra loro. La distanza può variare da pochi metri a migliaia di chilometri. Il potere risolutivo risultante è proporzionale alla distanza tra gli osservatori stessi. L'interferometria, quindi, permette di superare i limiti imposti dalle difficoltà tecniche di realizzazione di [[radiotelescopio|radiotelescopi]] a grande apertura. Per contro, l'applicazione di tecniche interferometriche comporta una elaborazione matematica dei dati, chiamata [[riduzione]], più pesante e laboriosa rispetto a quella necessaria sui dati grezzi ottenuti da un singolo osservatorio.▼
Le osservazioni interferometriche, proprio per il grande potere risolutivo equivalente, vengono utilizzate, in campo astronomico, per la misura di distanze nei [[Stella binaria|sistemi stellari binari]] o multipli stretti e per la ricerca e lo studio di [[pianeta extrasolare|pianeti extrasolari]]. ▼
L'interferometria è utilizzata in [[astronomia]] sia con i [[telescopio|telescopi]] ottici sia con i [[radiotelescopio|radiotelescopi]]. Il suo vantaggio è di permettere una [[Risoluzione angolare|risoluzione]] equivalente a quello di uno specchio (o [[radiotelescopio]]) di diametro equivalente alla distanza fra gli strumenti combinati. Il [[contrasto interferometrico|contrasto]] delle frange permette in seguito d'ottenere un'informazione sulla dimensione dell'oggetto osservato o sulla [[separazione angolare]] tra due oggetti osservati (per esempio, un sistema [[stella]]-[[pianeta]]). Questo metodo fu inizialmente sviluppato dal francese [[Antoine Labeyrie]] negli anni [[1970|'70]].▼
[[Image:USA.NM.VeryLargeArray.02.jpg|thumb|right|275px|La disposizione dei telescopi che formano il [[Very Large Array|VLA]]]]▼
La [[risoluzione angolare]] che un [[telescopio]] può ottenere è determinata dal suo [[sistema limitato di diffrazione|limite di diffrazione]] (che è proporzionale al suo diametro). Più grande è il [[telescopio]], migliore è la sua risoluzione, ma occorre tener conto che il costo della costruzione di un [[telescopio]] è proporzionale alla sua grandezza. Lo scopo dell'[[interferometria astronomica]] è quello di permettere osservazioni ad alta risoluzione usando un gruppo efficiente di [[telescopio|telescopi]] relativamente piccoli, invece che un singolo enorme [[telescopio]] molto costoso. L'unità fondamentale dell'[[interferometria astronomica]] è costituita da una coppia di [[telescopio|telescopi]]. Ogni coppia di [[telescopio|telescopi]] è un [[interferometro]] di base e la loro posizione nello spazio u,v viene chiamata ''linea base''.▼
[[Storia dell'interferometria astronomica|La prima interferometria astronomica]] fu realizzata con una singola ''linea di base'' usata per misurare la somma della potenza su una particolare piccola scala angolare. Più tardi gli [[Interferometro atronomico|interferometri astronomici]] furono un apparato telescopico consistente di un gruppo di [[telescopio|telescopi]], generalmente identici, disposti sul terreno secondo uno schema. Un limitato numero di ''linee base'' risulterà insufficiente per la copertura dello spazio u,v. Ciò può essere attenuato usando la rotazione della [[Terra]] per far ruotare l'apparato relativamente al cielo. Questo fa si che i punti nello spazio u,v verso i quali punta ogni ''linea base'' varino con il passare del tempo. In questo modo, una sola ''linea base'' può valutare l'informazione lungo una traccia nello spazio u,v prendendo in modo adeguato misurazioni ripetute. Questa tecnica è chiamata ''sintesi di rotazione terrestre''. È anche possibile avere una linea base di decine, centinaia, o anche migliaia di kilometri usando una tecnica detta [[interferometria con lunghissima linea di base]].▼
Più lunga è la [[lunghezza d'onda]] della radiazione in arrivo, più facile è misurare l'informazione della [[Onda (fase)|fase]]. Per questa ragione, inizialmente l'interferometria a ''formazione di immagini'' (''imaging'') fu quasi esclusivamente data da [[radiotelescopio|radiotelescopi]] aventi una elevata lunghezza d'onda. Esempi di radio interferometri includono il [[Very Large Array|VLA]] e il [[MERLIN]]. Con l'aumento della velocità dei ''correlatori'' e il perfezionarsi delle tecnologie associate, la [[lunghezza d'onda]] della minima radiazione osservabile dall'interferometria è diminuita. Ci sono diversi [[interferometro|interferometri]] che gestiscono [[lunghezza d'onda|lunghezze d'onda]] al di sotto del millimetro, di cui il più grande, l'[[Atacama Large Millimeter Array]], attualmente è in fase di costruzione. [[:en:List of astronomical interferometers at visible and infrared wavelengths|Gli interferometri astronomici ottici]] sono stati tradizionalmente strumenti specialistici, ma sviluppi recenti hanno ampliato le loro capacità.▼
=== Interferometria in altri campi ===▼
Si utilizzano correntemente degli interferometri per ricerca in numerosi campi della fisica. Per esempio, degli interferometri di Michelson hanno permesso di realizzare l'[[esperimento di Michelson-Morley]] che ha mostrato che la [[velocità della luce]] è [[isotropia|isotropa]] e indipendente dal sistema di riferimento, e che ha potuto invalidare l'ipotesi dell'[[etere (fisica)|etere]]. Ugualmente vengono utilizzati in alcuni tentativi di rilevare le [[onde gravitazionali]] (come il progetto [[interferometro VIRGO|VIRGO]]) ▼
Le misure effettuate con gli interferometri dipendono spesso dalla [[lunghezza d'onda]]. Se ne servono dunque in [[spettroscopia]] per determinare lo [[spettro luminoso]] di differenti sorgenti di luce.▼
L'interferometria è utilizzata anche per stimare la qualità dell'ottica. In moltissime applicazioni di precisione, l'ottica utilizzata non deve avere "difetti" (per es.: nessuna rigatura, o gobbe, ...); proprio grazie alla figura d'interferenza ottenuta si possono rilevare i difetti di un vetro per poterli così correggere.▼
Gli interferometri sono utilizzati per la formazione scientifica nel campo dell'[[ottica]].▼
L'interferometria è ugualmente utilizzata nel campo dell'acustica sottomarina: esistono infatti dei [[Sonar]] ad interferometria.▼
=== Interferometria nel telerilevamento ===▼
Il termine interferometria, nel [[telerilevamento]] attivo ("iconografia" a partire da un [[radar]]), designa la tecnica o i metodi che utilizzano almeno due immagini complesse di un [[radar ad apertura sintetica]] (in inglese SAR, ''Synthetic Aperture Radar''), al fine d'ottenere delle informazioni supplementari sugli oggetti presenti in una sola immagine SAR, sfruttando l'informazione contenuta nella fase del segnale di ritorno. In particolare la differenza di fase del segnale ottenuta a partire da due diverse misurazioni dello stesso [[pixel]] al suolo da due diverse posizioni del satellite in orbita può essere correlata alla quota altimetrica del pixel studiato o alle variazioni minime della quota dello stesso (interferometria differenziale) attraverso l'interpretazione dell'[[interferogramma]] relativo. ▼
Questa tecnica trova applicazioni dirette sia in [[topografia]] per il tracciamento di precisione di [[carta geografica|carte geografiche]] su territori non ancora esplorati (immagini [[modello digitale di elevazione|DEM]]), sia in [[geofisica]] grazie alla capacità di svelare spostamenti anche dell'ordine del centimetro della [[crosta terrestre]] ([[subsidenza vulcanica]], [[bradisismo|bradisismi]], [[terremoto|movimenti tettonici]] ecc...).▼
''* un'immagine radar grezza è detta complessa, allorquando possiede un'ampiezza e una fase.▼
== Interferometri nel mondo ==
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▲== Esempi di applicazioni ==
▲===Interferometria astronomica ===
▲L'interferometria è una tecnica particolarmente utilizzata nel campo della [[radioastronomia]]. Si basa sul principio di [[interferenza]] delle [[onde elettromagnetiche]] e permette di ottenere elevati [[potere risolutivo|poteri risolutivi]] combinando coerentemente le informazioni che provengono da più [[osservatorio astronomico|osservatori astronomici]] distanti fra loro. La distanza può variare da pochi metri a migliaia di chilometri. Il potere risolutivo risultante è proporzionale alla distanza tra gli osservatori stessi. L'interferometria, quindi, permette di superare i limiti imposti dalle difficoltà tecniche di realizzazione di [[radiotelescopio|radiotelescopi]] a grande apertura. Per contro, l'applicazione di tecniche interferometriche comporta una elaborazione matematica dei dati, chiamata [[riduzione]], più pesante e laboriosa rispetto a quella necessaria sui dati grezzi ottenuti da un singolo osservatorio.
▲Le osservazioni interferometriche, proprio per il grande potere risolutivo equivalente, vengono utilizzate, in campo astronomico, per la misura di distanze nei [[Stella binaria|sistemi stellari binari]] o multipli stretti e per la ricerca e lo studio di [[pianeta extrasolare|pianeti extrasolari]].
▲L'interferometria è utilizzata in [[astronomia]] sia con i [[telescopio|telescopi]] ottici sia con i [[radiotelescopio|radiotelescopi]]. Il suo vantaggio è di permettere una [[Risoluzione angolare|risoluzione]] equivalente a quello di uno specchio (o [[radiotelescopio]]) di diametro equivalente alla distanza fra gli strumenti combinati. Il [[contrasto interferometrico|contrasto]] delle frange permette in seguito d'ottenere un'informazione sulla dimensione dell'oggetto osservato o sulla [[separazione angolare]] tra due oggetti osservati (per esempio, un sistema [[stella]]-[[pianeta]]). Questo metodo fu inizialmente sviluppato dal francese [[Antoine Labeyrie]] negli anni [[1970|'70]].
▲[[Image:USA.NM.VeryLargeArray.02.jpg|thumb|right|275px|La disposizione dei telescopi che formano il [[Very Large Array|VLA]]]]
▲La [[risoluzione angolare]] che un [[telescopio]] può ottenere è determinata dal suo [[sistema limitato di diffrazione|limite di diffrazione]] (che è proporzionale al suo diametro). Più grande è il [[telescopio]], migliore è la sua risoluzione, ma occorre tener conto che il costo della costruzione di un [[telescopio]] è proporzionale alla sua grandezza. Lo scopo dell'[[interferometria astronomica]] è quello di permettere osservazioni ad alta risoluzione usando un gruppo efficiente di [[telescopio|telescopi]] relativamente piccoli, invece che un singolo enorme [[telescopio]] molto costoso. L'unità fondamentale dell'[[interferometria astronomica]] è costituita da una coppia di [[telescopio|telescopi]]. Ogni coppia di [[telescopio|telescopi]] è un [[interferometro]] di base e la loro posizione nello spazio u,v viene chiamata ''linea base''.
▲[[Storia dell'interferometria astronomica|La prima interferometria astronomica]] fu realizzata con una singola ''linea di base'' usata per misurare la somma della potenza su una particolare piccola scala angolare. Più tardi gli [[Interferometro atronomico|interferometri astronomici]] furono un apparato telescopico consistente di un gruppo di [[telescopio|telescopi]], generalmente identici, disposti sul terreno secondo uno schema. Un limitato numero di ''linee base'' risulterà insufficiente per la copertura dello spazio u,v. Ciò può essere attenuato usando la rotazione della [[Terra]] per far ruotare l'apparato relativamente al cielo. Questo fa si che i punti nello spazio u,v verso i quali punta ogni ''linea base'' varino con il passare del tempo. In questo modo, una sola ''linea base'' può valutare l'informazione lungo una traccia nello spazio u,v prendendo in modo adeguato misurazioni ripetute. Questa tecnica è chiamata ''sintesi di rotazione terrestre''. È anche possibile avere una linea base di decine, centinaia, o anche migliaia di kilometri usando una tecnica detta [[interferometria con lunghissima linea di base]].
▲Più lunga è la [[lunghezza d'onda]] della radiazione in arrivo, più facile è misurare l'informazione della [[Onda (fase)|fase]]. Per questa ragione, inizialmente l'interferometria a ''formazione di immagini'' (''imaging'') fu quasi esclusivamente data da [[radiotelescopio|radiotelescopi]] aventi una elevata lunghezza d'onda. Esempi di radio interferometri includono il [[Very Large Array|VLA]] e il [[MERLIN]]. Con l'aumento della velocità dei ''correlatori'' e il perfezionarsi delle tecnologie associate, la [[lunghezza d'onda]] della minima radiazione osservabile dall'interferometria è diminuita. Ci sono diversi [[interferometro|interferometri]] che gestiscono [[lunghezza d'onda|lunghezze d'onda]] al di sotto del millimetro, di cui il più grande, l'[[Atacama Large Millimeter Array]], attualmente è in fase di costruzione. [[:en:List of astronomical interferometers at visible and infrared wavelengths|Gli interferometri astronomici ottici]] sono stati tradizionalmente strumenti specialistici, ma sviluppi recenti hanno ampliato le loro capacità.
▲=== Interferometria in altri campi ===
▲Si utilizzano correntemente degli interferometri per ricerca in numerosi campi della fisica. Per esempio, degli interferometri di Michelson hanno permesso di realizzare l'[[esperimento di Michelson-Morley]] che ha mostrato che la [[velocità della luce]] è [[isotropia|isotropa]] e indipendente dal sistema di riferimento, e che ha potuto invalidare l'ipotesi dell'[[etere (fisica)|etere]]. Ugualmente vengono utilizzati in alcuni tentativi di rilevare le [[onde gravitazionali]] (come il progetto [[interferometro VIRGO|VIRGO]])
▲Le misure effettuate con gli interferometri dipendono spesso dalla [[lunghezza d'onda]]. Se ne servono dunque in [[spettroscopia]] per determinare lo [[spettro luminoso]] di differenti sorgenti di luce.
▲L'interferometria è utilizzata anche per stimare la qualità dell'ottica. In moltissime applicazioni di precisione, l'ottica utilizzata non deve avere "difetti" (per es.: nessuna rigatura, o gobbe, ...); proprio grazie alla figura d'interferenza ottenuta si possono rilevare i difetti di un vetro per poterli così correggere.
▲Gli interferometri sono utilizzati per la formazione scientifica nel campo dell'[[ottica]].
▲L'interferometria è ugualmente utilizzata nel campo dell'acustica sottomarina: esistono infatti dei [[Sonar]] ad interferometria.
▲=== Interferometria nel telerilevamento ===
▲Il termine interferometria, nel [[telerilevamento]] attivo ("iconografia" a partire da un [[radar]]), designa la tecnica o i metodi che utilizzano almeno due immagini complesse di un [[radar ad apertura sintetica]] (in inglese SAR, ''Synthetic Aperture Radar''), al fine d'ottenere delle informazioni supplementari sugli oggetti presenti in una sola immagine SAR, sfruttando l'informazione contenuta nella fase del segnale di ritorno. In particolare la differenza di fase del segnale ottenuta a partire da due diverse misurazioni dello stesso [[pixel]] al suolo da due diverse posizioni del satellite in orbita può essere correlata alla quota altimetrica del pixel studiato o alle variazioni minime della quota dello stesso (interferometria differenziale) attraverso l'interpretazione dell'[[interferogramma]] relativo.
▲Questa tecnica trova applicazioni dirette sia in [[topografia]] per il tracciamento di precisione di [[carta geografica|carte geografiche]] su territori non ancora esplorati (immagini [[modello digitale di elevazione|DEM]]), sia in [[geofisica]] grazie alla capacità di svelare spostamenti anche dell'ordine del centimetro della [[crosta terrestre]] ([[subsidenza vulcanica]], [[bradisismo|bradisismi]], [[terremoto|movimenti tettonici]] ecc...).
▲''* un'immagine radar grezza è detta complessa, allorquando possiede un'ampiezza e una fase.
== Voci correlate ==
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