¿Por qué se utiliza una matriz de telescopio?

Muy reescrito en base a la retroalimentación en los comentarios
Para comprender este problema, vale la pena considerar lo que realmente hace un telescopio (o cualquier sistema de imágenes ópticas / de radio).

Tomando un espejo parabólico simple, la forma se elige de tal manera que la longitud total de la trayectoria de todos los rayos "desde el infinito" hasta el punto focal sea la misma. Al hacer que las longitudes de los caminos sean iguales, todas las señales estarán en fase cuando lleguen al punto focal, lo que da como resultado una interferencia constructiva. Vemos esto como un "punto brillante" en el punto focal. Expliqué esto en detalle en esta respuesta anterior .

"Resolución", entonces, se interpreta como "a qué distancia del eje la señal de una fuente puntual decae a cero", que es otra forma de decir "qué tan cerca pueden estar dos puntos y verse como distintos" (no es exactamente el lo mismo, pero por lo general es "lo suficientemente bueno" para equiparar estos conceptos). La resolución del componente individual no importa demasiado: mientras que su señal permanecerá "prácticamente sin cambios" a medida que la fuente se mueve fuera del eje, la relación de fase con la señal del siguiente (pequeño) elemento cambiará mucho más rápidamente. Entonces, mientras que los componentes por sí mismos no obtienen una mejor resolución, la señal combinada sí lo hace.

Esto tiene algunas implicaciones. Primero: cualquier sistema de imágenes debe mantener la relación de fase entre los haces incidentes mucho mejor que una longitud de onda; esta es la razón por la cual un telescopio óptico tiene superficies realmente lisas, pero una antena de radio puede estar hecha de una superficie de "forma tosca". En segundo lugar, significa que no necesitamos tener una lente/espejo circular continuo para obtener imágenes. Cualquier conjunto de reflectores que resulte en que las señales detectadas permanezcan en fase se comportará de la misma manera. Por supuesto, cuanto mayor sea el área total, más señal se detecta, pero si está interesado en la resolución angular y tiene suficiente señal, debe aumentar el ancho de su óptica; no necesariamente necesita aumentar el área .

Y así se hace posible soñar con telescopios que tienen formas inusuales, pero que son particularmente buenos para resolver a lo largo de un eje particular. Este es el principio detrás de la interferometría de línea de base muy larga , pero funciona en cualquier escala. La clave es que debe mantener la relación de fase entre las señales de diferentes partes de su "espejo" dentro de una fracción de ciclo; cuanto mejor lo haga, mayor será la resolución del sistema. En longitudes de onda ópticas, esto se vuelve muy, muy difícil rápidamente; en las longitudes de onda utilizadas en radioastronomía (de metros a milímetros) es bastante factible.

Una descripción útil del proceso (y la dificultad de hacerlo ópticamente) se encuentra en el artículo de Wikipedia sobre síntesis de apertura que dice:

La síntesis de apertura solo es posible si cada telescopio mide tanto la amplitud como la fase de la señal entrante. Para las frecuencias de radio, esto es posible mediante la electrónica, mientras que para las luces ópticas, el campo electromagnético no se puede medir directamente ni correlacionar en el software, sino que debe propagarse mediante ópticas sensibles e interferir ópticamente. Se requiere una corrección precisa del retardo óptico y de la aberración del frente de onda atmosférico, una tecnología muy exigente que solo fue posible en la década de 1990. Esta es la razón por la que las imágenes con síntesis de apertura se han utilizado con éxito en radioastronomía desde la década de 1950 y en astronomía óptica/infrarroja solo desde la década de 2000. Ver interferómetro astronómico para más información.

Imagínate a ti mismo mirándote en un gran espejo en la pared. Ahora imagínate que el espejo está hecho de espejos de mosaico más pequeños. Seguirás viendo tu reflejo. Si comienza a quitar los mosaicos, de modo que solo quedan unos pocos, aún puede usarlos para reconstruir la imagen de su rostro que le dio el espejo original. Esto es lo que está sucediendo con un interferómetro. Los astrónomos están construyendo una imagen medida por el "espejo completo" (la línea de base más larga) en función de la información que obtienen de unos pocos mosaicos (antenas individuales).