b'\n_START_ARTICLE_\nInterferometar\n_START_PARAGRAPH_\nInterferometar je mjerni instrument koji elektromagnetske ili mehani\xc4\x8dke valove izvora prima s pomo\xc4\x87u dvaju ili vi\xc5\xa1e objektiva (detektora) pa se s pomo\xc4\x87u pruga\xc2\xa0interferencije valova provode precizna mjerenja. Prvi interferometar primijenio je Thomas Young u pokusu (1805.) kojim je istra\xc5\xbeivao prirodu svjetlosti. Zna\xc4\x8dajan doprinos razvoju interferometara dao je Albert Abraham Michelson: on je s pomo\xc4\x87u interferometra (1877.) poku\xc5\xa1ao izmjeriti brzinu svjetlosti, s Edwardom Williamsom Morleyem je (1887.) dokazao nepostojanje etera. Unaprijedio je i opti\xc4\x8dke astronomske interforometre kojima je mjerio promjere zvijezda. Polovicom 20.\xc2\xa0stolje\xc4\x87a, po na\xc4\x8delima opti\xc4\x8dke interferometrije, konstruirani su radiointerferometri sastavljeni od dvaju i vi\xc5\xa1e radio teleskopa kojima je izbjegnuta gradnja velikih antena i znatno pove\xc4\x87ano kutno razlu\xc4\x8divanje (dugobazi\xc4\x8dna interferometrija). Danas se opti\xc4\x8dki interferometri \xc5\xa1iroko koriste\xc2\xa0za brojne namjene u spektroskopiji, astronomiji, fizici, geodeziji i drugim znanostima, industriji i drugo. Ultrazvu\xc4\x8dni interferometri omogu\xc4\x87avaju precizno odre\xc4\x91ivanje brzina ultrazvuka u teku\xc4\x87inama.\n_START_SECTION_\nInterferencija valova\n_START_PARAGRAPH_\nInterferencija valova je me\xc4\x91udjelovanje dvaju ili vi\xc5\xa1e valova (redovito jednake valne duljine) koji istodobno prolaze kroz isti prostor. Zbiva se kod svih valova (mehani\xc4\x8dkih, elektromagnetskih, valova na vodi) i op\xc4\x87enito kod svih periodi\xc4\x8dkih gibanja. Amplituda rezultantnoga vala mo\xc5\xbee biti ve\xc4\x87a ili manja od amplituda pojedinih izvornih valova, \xc5\xa1to ovisi o odnosu me\xc4\x91u njihovim fazama. Na primjer dva interferiraju\xc4\x87a vala jednake valne duljine, amplitude i faze poja\xc4\x8davaju se, a ako su jedan prema drugom u fazi pomaknuti za polovicu valne duljine, njihovo se djelovanje poni\xc5\xa1tava. Interferencija se mo\xc5\xbee zapaziti samo ako u svakoj to\xc4\x8dki prostora u kojem se \xc5\xa1ire interferiraju\xc4\x87i valovi postoji stalna razlika u fazi me\xc4\x91u tim valovima (uvjet koherentnosti), jer se time osigurava stalni prostorni raspored minimuma i maksimuma rezultantnoga vala (interferencijska slika). Newtonovi kolobari i pruge interferencije primjeri su interferencijskih slika nastalih slaganjem koherentnih snopova svjetlosti. Budu\xc4\x87i da razmaci me\xc4\x91u minimumima i maksimumima interferencijske slike ovise o valnoj duljini interferiraju\xc4\x87ih valova, mogu\xc4\x87e je, mjere\xc4\x87i te razmake, odrediti valnu duljinu; obrnuto, kada se poznaje valna duljina, mogu se odrediti i razmaci.\n_START_SECTION_\nDugobazi\xc4\x8dna interferometrija\n_START_PARAGRAPH_\nDugobazi\xc4\x8dna interferometrija ili VLBI (akronim od engl. Very Long Baseline Interferometry: interferometar s vrlo duga\xc4\x8dkom bazom) je vrsta astronomske interferometrije, koja se koristi u radio astronomiji, a prestavlja uporabu me\xc4\x91usobno povezanih i pa\xc5\xbeljivo koordiniranih radio teleskopa razmje\xc5\xa1tenih \xc5\xa1irom svijeta, tako da djeluju kao jedan. Ona omogu\xc4\x87uje istovremeno promatranje s vi\xc5\xa1e radio teleskopa, tako da obradom podataka dobijemo promatranje kao da je vr\xc5\xa1eno jednim radio teleskopom, veli\xc4\x8dine kao razmak izme\xc4\x91u njih._NEWLINE_Utvr\xc4\x91ivanje postojanja radioizvora, naj\xc4\x8de\xc5\xa1\xc4\x87e izvora \xc4\x8diji su signali vrlo slabi i postizanje \xc5\xa1to ve\xc4\x87e rezolucije kod radio teleskopa je ograni\xc4\x8deno. Zbog pove\xc4\x87anja kutnog razlu\xc4\x8divanja (rezolucije) i odre\xc4\x91ivanja strukture vrlo slabih izvangalakti\xc4\x8dkih radioizvora, astronomi su sredinom 1960-tih, po na\xc4\x8delima opti\xc4\x8dke interferometrije, konstruirali radio interferometre._NEWLINE_Konstrukcijom radiointerferometara, sustava od dva ili vi\xc5\xa1e radio teleskopa, duljina baze (udaljenost izme\xc4\x91u antena) jednaka je efektivnom promjeru radio teleskopa. Na taj je na\xc4\x8din izbjegnuta gradnja velikih antena, a znatno je pove\xc4\x87ano kutno razlu\xc4\x8divanje (rezolucija). U prvim su interferometrijskim mjerenjima (engl. Short Baseline Interferometry \xe2\x80\x93 SBI), radiosignali primani prijamnicima s oscilatorom i preko kabela preno\xc5\xa1eni u sredi\xc5\xa1nju korelacijsku stanicu.  Udru\xc5\xbeivanje teleskopa pri promatranju na primjer kvazara ili pra\xc4\x87enju svemirske letjelice Cassini-Huygens prilikom pada u atmosferu Titana, omogu\xc4\x87ava znatno pove\xc4\x87anje razlu\xc4\x8divanja.'