Hay una diferencia entre una imagen y una fotografía en astronomía. La definición exacta depende de a quién le preguntes. Pienso en una imagen como algo que construyes píxel por píxel a partir de diferentes conjuntos de datos. Por otro lado, una fotografía representa los datos tomados todos a la vez (ignorando la resta de fondo, los campos planos, etc.) en el mismo sentido en que podría tomar una foto con su cámara.
La implicación de esta distinción es que para muchos telescopios, una fotografía solo sería un píxel, por lo tanto, para obtener información espacial significativa, debemos construir imágenes. Los receptores heterodinos en el submilimetro y los radiotelescopios tienden a ser de un solo píxel. Por esta razón, si desea construir un mapa de una determinada región en estas longitudes de onda, debe escanear su mapa o usar un interferómetro. Por lo general, escaneamos mapas de forma bursofrofónica, deteniéndonos durante unos segundos en cada punto del mapa para obtener alguna señal y luego pasar al siguiente punto: 
Los interferómetros son otra forma de construir una imagen. Tomas múltiples mediciones simultáneas que se pueden describir en el plano uv. En el mismo sentido en que la interferometría utiliza la síntesis de apertura para mezclar señales y lograr la resolución de un instrumento del tamaño de su colección de antenas de radio, el plano uv le indica qué partes de ese instrumento ha llenado. Combina todas estas observaciones al final en un solo conjunto de datos, por lo que la interferometría implica definitivamente hacer imágenes, no fotografías.
La cobertura uv (izquierda) muestra dónde se realizaron las mediciones con un radioferómetro y (derecha) la imagen reconstruida a partir de estos datos. Las pistas en la imagen de la izquierda muestran cómo un interferómetro puede cubrir más del plano uv a medida que la Tierra gira.
Sin embargo, hay algunos radiotelescopios de un solo plato (es decir, no interferómetro) que usan “arreglos de receptores” para producir algo llamado “cámara de radio”. Una sola observación de tal instrumento sería esencialmente una fotografía de radio. Tiene múltiples píxeles en una sola observación, pero debido a que los radiotelescopios operan a longitudes de onda largas, su resolución angular está severamente limitada para un solo plato por el límite de difracción,
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[math] \ text {límite de difracción} \ sim \ frac {\ lambda} {D} [/ math]
Todo esto es para decir que si desea una fotografía de muy alta resolución, lo mejor es utilizar una longitud de onda más corta. Por lo que sé, la resolución angular más alta lograda hasta la fecha para una fotografía fue utilizar el sistema de óptica adaptativa en Magellan (MagAO) hasta el límite de difracción para un telescopio de 6,5 m. La observación fue de alrededor de 600 nm y en realidad lograron la resolución que se esperaría para esa longitud de onda y telescopio, alrededor de [math] 26 \ text {mas} [/ math] (mili-arcseconds). Esto es mejor que cualquier cosa que el Telescopio Espacial Hubble pueda hacer por casi un factor de 3.
Fotos de Theta 1 Ori C tomadas con óptica adaptativa en el telescopio Magellan de 6.5 m (MagAO). Los paneles de la izquierda representan la fotografía de mayor resolución que se haya tomado.
Si desea incluir imágenes, los interferómetros de radio pueden hacerlo mucho mejor. De hecho, el Interferómetro de línea de base muy grande (VLBI) logró una resolución de microarcosegundos hace más de 10 años. Esta es una mejora de casi un factor de 1000 sobre las imágenes anteriores.
Imagen del agujero negro activo en el centro de M87 (la fuente de radio se llama 3C274) con VLBI a 86 GHz con un haz de 30 x 6 microsarcosegundos. Por lo que yo sé (no tome mi palabra) es la imagen de resolución angular más alta jamás construida.
El Event Horizon Telescope es un proyecto que utiliza VLBI para obtener imágenes del agujero negro súper masivo Sgr A * en el centro de nuestra galaxia hasta su radio de Schwarzschild ([math] R_ {sh} [/ math]). Este proyecto requerirá una resolución angular sin precedentes, empujando a frecuencias más altas (es decir, longitudes de onda más cortas) y líneas de base más largas con el fin de minimizar el límite de difracción, acercándose al objetivo científico de resolución de 10 microsarcosegundos (esto es [math] R_ {sh} [ / math] de Sgr A *).