ასტრონომიული ინტერფერომეტრი

 ცოდნა სინათლეა - Knowledge is light - Знание свет -                                ასტრონომიული ინტერფერომეტრი

ESO- ს VLT ინტერფერომეტრმა ახალგაზრდა ვარსკვლავის გარშემო არსებული დისკოს პირველი დეტალური გამოსახულება გადაიღო. 

ასტრონომიული ინტერფერომეტრი ან ტელესკოპების მასივი არის ცალკეული ტელესკოპების , სარკისებრი სეგმენტების ან რადიოტელესკოპების ანტენების ნაკრები , რომლებიც ერთად მუშაობენ როგორც ერთი ტელესკოპი, რათა ინტერფერომეტრიის საშუალებით უზრუნველყონ ასტრონომიული ობიექტების, როგორიცაა ვარსკვლავები , ნისლეულები და გალაქტიკები, უფრო მაღალი გარჩევადობის გამოსახულებები . ამ ტექნიკის უპირატესობა ის არის, რომ თეორიულად მას შეუძლია შექმნას გამოსახულებები უზარმაზარი ტელესკოპის კუთხური გარჩევადობით , რომლის აპერტურა ტოლია შემადგენელ ტელესკოპებს შორის დაშორების, რომელსაც საბაზისო ხაზი ეწოდება . მთავარი ნაკლი ის არის, რომ ის არ აგროვებს იმდენ სინათლეს, რამდენსაც მთელი ინსტრუმენტის სარკე. ამრიგად, ის ძირითადად სასარგებლოა უფრო კაშკაშა ასტრონომიული ობიექტების, როგორიცაა ახლომდებარე ორმაგი ვარსკვლავები , ზუსტი გარჩევადობისთვის . კიდევ ერთი ნაკლი ის არის, რომ აღმოსაჩენი ემისიის წყაროს მაქსიმალური კუთხური ზომა შემოიფარგლება კოლექტორის მასივში დეტექტორებს შორის მინიმალური უფსკრულით. 

ინტერფერომეტრია ყველაზე ფართოდ გამოიყენება რადიოასტრონომიაში , რომლის დროსაც ცალკეული რადიოტელესკოპებიდან მიღებული სიგნალები გაერთიანებულია. მაღალი გარჩევადობის გამოსახულების შესაქმნელად გამოიყენება მათემატიკური სიგნალის დამუშავების ტექნიკა, რომელსაც აპერტურული სინთეზი ეწოდება. ძალიან გრძელი საბაზისო ინტერფერომეტრიის (VLBI) დროს ათასობით კილომეტრით დაშორებული რადიოტელესკოპები გაერთიანებულია რადიოინტერფერომეტრის შესაქმნელად, რომლის გარჩევადობაც ათასობით კილომეტრის დიამეტრის მქონე ჰიპოთეტური ერთი ანტენით იქნებოდა მიღებული. ინფრაწითელ და ოპტიკურ ასტრონომიაში გამოყენებულ უფრო მოკლე ტალღის სიგრძეებზე ცალკეული ტელესკოპებიდან მიღებული სინათლის გაერთიანება უფრო რთულია, რადგან სინათლე უნდა შენარჩუნდეს თანმიმდევრული ტალღის სიგრძის მცირე ნაწილში გრძელი ოპტიკური ტრაექტორიების განმავლობაში, რაც მოითხოვს ძალიან ზუსტ ოპტიკას. პრაქტიკული ინფრაწითელი და ოპტიკური ასტრონომიული ინტერფერომეტრები მხოლოდ ახლახანს შემუშავდა და ასტრონომიული კვლევის სათავეშია. ოპტიკურ ტალღის სიგრძეებზე, აპერტურული სინთეზი საშუალებას იძლევა გადალახოს ატმოსფერული ხედვის გარჩევადობის ზღვარი, რაც საშუალებას აძლევს კუთხურ გარჩევადობას მიაღწიოს ოპტიკის დიფრაქციულ ზღვარს .ასტრონომიულ ინტერფერომეტრებს შეუძლიათ უფრო მაღალი გარჩევადობის ასტრონომიული გამოსახულებების მიღება, ვიდრე ნებისმიერი სხვა ტიპის ტელესკოპი. რადიოტალღის სიგრძეებზე მიღებულია რამდენიმე მიკრორკალწამის ( ათეული პიკორადიანი) გამოსახულების გარჩევადობა, ხოლო ხილულ და ინფრაწითელ ტალღის სიგრძეებზე მიღწეულია ასობით მიკრორკალწამის (რამდენიმე ნანორადიანის) გამოსახულების გარჩევადობა.

ასტრონომიული ინტერფერომეტრის ერთ-ერთი მარტივი განლაგება სარკის ნაწილების პარაბოლური განლაგებაა, რაც ნაწილობრივ სრულყოფილ ამრეკლავ ტელესკოპს იძლევა , მაგრამ „გაფანტული“ ან „განზავებული“ აპერტურით. სინამდვილეში, სარკეების პარაბოლური განლაგება მნიშვნელოვანი არ არის, სანამ ასტრონომიული ობიექტიდან სხივის შემაერთებელამდე (ფოკუსამდე) ოპტიკური გზის სიგრძე იგივეა, რაც სრული სარკის შემთხვევაში იქნებოდა მოცემული. ამის ნაცვლად, არსებული მასივების უმეტესობა ბრტყელ გეომეტრიას იყენებს, ხოლო ლაბერის ჰიპერტელესკოპში სფერული გეომეტრია იქნება გამოყენებული.

ისტორია

20 ფუტიანი მიკელსონის ინტერფერომეტრი, დამონტაჟებული 100 დიუმიანი ჰუკერის ტელესკოპის ჩარჩოზე , 1920 წელი.

ოპტიკური ინტერფერომეტრიის ერთ-ერთი პირველი გამოყენება იყო მიკელსონის ვარსკვლავური ინტერფერომეტრი მაუნტ ვილსონის ობსერვატორიის რეფლექტორულ ტელესკოპზე ვარსკვლავების დიამეტრის გასაზომად. წითელი გიგანტი ვარსკვლავი ბეთელგეიზე იყო პირველი, ვისი დიამეტრიც ამ გზით განისაზღვრა 1920 წლის 13 დეკემბერს.  1940-იან წლებში რადიოინტერფერომეტრია გამოიყენეს პირველი მაღალი გარჩევადობის რადიოასტრონომიული დაკვირვებების შესასრულებლად . მომდევნო სამი ათწლეულის განმავლობაში ასტრონომიულ ინტერფერომეტრიულ კვლევაში დომინირებდა რადიოტალღების სიგრძეებზე კვლევა, რამაც განაპირობა ისეთი დიდი ინსტრუმენტების შემუშავება, როგორიცაა ძალიან დიდი მასივი და ატაკამის დიდი მილიმეტრიანი მასივი .

ჯონსონმა, ბეცმა და ტაუნსმა (1974) ინფრაწითელ დიაპაზონში და ლაბერიმ (1975) ხილულ დიაპაზონში ოპტიკური/ინფრაწითელი ინტერფერომეტრია გააფართოვეს ცალკეული ტელესკოპების გამოყენებით გაზომვებამდე. 1970-იანი წლების ბოლოს კომპიუტერული დამუშავების გაუმჯობესებამ შესაძლებელი გახადა პირველი „ფრინჯ-თრექინგის“ ინტერფერომეტრის შექმნა, რომელიც საკმარისად სწრაფად მუშაობს ასტრონომიული ხედვის დაბინდვის ეფექტების თვალყურის დევნებისთვის , რამაც განაპირობა ინტერფერომეტრების Mk I, II და III სერიები. მსგავსი ტექნიკა ამჟამად გამოიყენება სხვა ასტრონომიული ტელესკოპების მასივებზე, მათ შორის კეკის ინტერფერომეტრსა და პალომარის სატესტო ინტერფერომეტრზე .

ESO /NAOJ/NRAO ALMA-ს სამშენებლო მოედნის აერო ხედი .

1980-იან წლებში კავენდიშის ასტროფიზიკის ჯგუფმა აპერტურული სინთეზის ინტერფერომეტრიული გამოსახულების ტექნიკა ხილულ სინათლესა და ინფრაწითელ ასტრონომიაზე გაავრცელა , რამაც ახლომდებარე ვარსკვლავების პირველი ძალიან მაღალი გარჩევადობის სურათები უზრუნველყო.  1995 წელს ეს ტექნიკა პირველად იქნა დემონსტრირებული ცალკეული ოპტიკური ტელესკოპების მასივზე , რამაც გარჩევადობის შემდგომი გაუმჯობესება და ვარსკვლავის ზედაპირების კიდევ უფრო მაღალი გარჩევადობის გამოსახულების მიღება შესაძლებელი გახადა. გაზომილი ხილვადობის ამპლიტუდებისა და დახურვის ფაზების ასტრონომიულ გამოსახულებებად გადასაყვანად გამოიყენება პროგრამული პაკეტები, როგორიცაა BSMEM ან MIRA. იგივე ტექნიკა ამჟამად გამოიყენება სხვა ასტრონომიული ტელესკოპების მასივებზე, მათ შორის საზღვაო ძალების ზუსტი ოპტიკური ინტერფერომეტრზე , ინფრაწითელ სივრცულ ინტერფერომეტრსა და IOTA მასივზე. სხვა რამდენიმე ინტერფერომეტრმა განახორციელა დახურვის ფაზის გაზომვები და მოსალოდნელია, რომ მალე პირველი სურათების გადაღებას შეძლებენ, მათ შორის VLT I, CHARA მასივი და ლე კოროლერისა და დეჟონგის ჰიპერტელესკოპის პროტოტიპი . დასრულების შემთხვევაში, ათამდე მოძრავი ტელესკოპით აღჭურვილი MRO ინტერფერომეტრი შექმნის ერთ-ერთ პირველ მაღალი სიზუსტის სურათს გრძელი საბაზისო ინტერფერომეტრიდან. საზღვაო ძალების ოპტიკურმა ინტერფერომეტრმა ამ მიმართულებით პირველი ნაბიჯი 1996 წელს გადადგა, მიზარის გამოსახულების სამმხრივი სინთეზით ;  შემდეგ ეტა ვირჯინისის პირველი ექვსმხრივი სინთეზი 2002 წელს;  და ახლახანს „ დახურვის ფაზა “, როგორც გეოსტაციონარული თანამგზავრების მიერ წარმოებული პირველი სინთეზირებული სურათებისკენ გადადგმული ნაბიჯი . 

თანამედროვე ასტრონომიული ინტერფერომეტრია

დამატებითი ინფორმაცია: ასტრონომიული ოპტიკური ინტერფერომეტრია

ასტრონომიული ინტერფერომეტრია ძირითადად ტარდება მიკელსონის (და ზოგჯერ სხვა ტიპის) ინტერფერომეტრების გამოყენებით.  ამ ტიპის ინსტრუმენტებს იყენებენ ძირითადი ოპერატიული ინტერფერომეტრიული ობსერვატორიები, მათ შორის VLTI , NPOI და CHARA .

საზღვაო ძალების ზუსტი ოპტიკური ინტერფერომეტრი (NPOI) , 437 მა-ზე დაფუძნებული ოპტიკური/ახლო ინფრაწითელი, 6-სხივიანი მიკელსონის ინტერფერომეტრი, რომელიც მდებარეობს 2163 მეტრის სიმაღლეზე ანდერსონ მესაზე, ჩრდილოეთ არიზონაში, აშშ. 2013 წლიდან კიდევ ოთხი 1.8 მეტრიანი ტელესკოპის მონტაჟი იგეგმება.

სამი ESO VLT დამხმარე ტელესკოპის მიერ შეგროვებული სინათლე და ინტერფერომეტრიის ტექნიკის გამოყენებით გაერთიანებული.

ეს სურათი ასახავს ძალიან დიდი ტელესკოპის ინტერფერომეტრის (VLTI) ვარსკვლავური გამყოფების სახელით ცნობილი დახვეწილი ოპტიკური და მექანიკური სისტემების სერიიდან ერთ-ერთს. 

მიმდინარე პროექტები ინტერფერომეტრებს გამოიყენებენ ეგზოპლანეტების მოსაძებნად , ან ვარსკვლავის უკუმოძრაობის ასტრომეტრიული გაზომვებით (როგორც ამას იყენებენ პალომარის სატესტო ინტერფერომეტრი და VLT I), ნულოვანი მეთოდის გამოყენებით (როგორც ამას გამოიყენებენ კეკის ინტერფერომეტრი და დარვინი ), ან პირდაპირი ვიზუალიზაციის გზით (როგორც ეს შემოთავაზებულია ლაბერის ჰიპერტელესკოპისთვის).

ევროპის სამხრეთული ობსერვატორიის (ESO) ინჟინრებმა ძალიან დიდი ტელესკოპი VLT ისე დააპროექტეს, რომ მისი გამოყენება ინტერფერომეტრადაც იყოს შესაძლებელი. ოთხ 8.2 მეტრიან (320 ინჩი) ერთეულ ტელესკოპთან ერთად, VLT-ის საერთო კონცეფციაში ძალიან დიდი ტელესკოპის ინტერფერომეტრის (VLTI) შესაქმნელად ოთხი მობილური 1.8 მეტრიანი დამხმარე ტელესკოპი (AT) შევიდა. AT-ებს 30 სხვადასხვა სადგურს შორის გადაადგილება შეუძლიათ და ამჟამად, ინტერფერომეტრიისთვის ტელესკოპებს ორი ან სამი ადამიანისგან შემდგარი ჯგუფების შექმნა შეუძლიათ.

ინტერფერომეტრიის გამოყენებისას, სარკეების რთული სისტემა სხვადასხვა ტელესკოპიდან სინათლეს ასტრონომიულ ინსტრუმენტებამდე მიჰყავს, სადაც ის გაერთიანებული და დამუშავებულია. ეს ტექნიკურად მომთხოვნია, რადგან სინათლის ბილიკები რამდენიმე ასეული მეტრის მანძილზე 1/1000 მმ-ის (სინათლის ტალღის სიგრძის იგივე რიგის) ტოლი უნდა იყოს. ერთეული ტელესკოპებისთვის ეს იძლევა 130 მეტრამდე (430 ფუტი) ეკვივალენტურ სარკის დიამეტრს, ხოლო დამხმარე ტელესკოპების გაერთიანებისას შესაძლებელია 200 მეტრამდე (660 ფუტი) ეკვივალენტური სარკის დიამეტრის მიღწევა. ეს 25-ჯერ უკეთესია, ვიდრე ერთი VLT ერთეული ტელესკოპის გარჩევადობა.

VLTI ასტრონომებს საშუალებას აძლევს, ციური ობიექტები უპრეცედენტო დეტალებით შეისწავლონ. შესაძლებელია ვარსკვლავების ზედაპირზე დეტალების დანახვა და შავი ხვრელის მახლობლად გარემოს შესწავლაც კი. 4 მილირკწამის სივრცითი გარჩევადობით, VLTI-მ ასტრონომებს საშუალება მისცა, მიეღოთ ვარსკვლავის ერთ-ერთი ყველაზე მკვეთრი გამოსახულება. ეს ეკვივალენტურია ხრახნის თავის 300 კმ (190 მილი) მანძილზე გარჩევადობისა.

1990-იანი წლების აღსანიშნავ შედეგებს შორის იყო 100 ვარსკვლავის დიამეტრის Mark III გაზომვა და მრავალი ვარსკვლავის ზუსტი პოზიციის დადგენა, COAST-ისა და NPOI-ის მიერ მრავალი ძალიან მაღალი გარჩევადობის გამოსახულების მიღება და ინფრაწითელი ვარსკვლავური ინტერფერომეტრით პირველად ჩატარებული გაზომვები შუა ინფრაწითელ დიაპაზონში ვარსკვლავების შესახებ. დამატებითი შედეგები მოიცავს ცეფეიდური ცვლადი ვარსკვლავების და ახალგაზრდა ვარსკვლავური ობიექტების ზომისა და მათ შორის მანძილის პირდაპირ გაზომვებს .

ატაკამის დიდი მილიმეტრიული/სუბმილიმეტრიული მასივის ( ALMA ) ორი 12-მეტრიანი ანტენა ცას უყურებს ობსერვატორიის მასივის ოპერაციების ობიექტზე (AOS), რომელიც ჩილეს ანდებში, 5000 მეტრის სიმაღლეზე, ჩაინანტორის პლატოზე მდებარეობს.

ჩილეს ანდებში, ჩაინანტის პლატოზე, ევროპის სამხრეთული ობსერვატორია (ESO), თავის საერთაშორისო პარტნიორებთან ერთად, აშენებს ALMA-ს, რომელიც შეაგროვებს გამოსხივებას სამყაროს ყველაზე ცივი ობიექტებიდან. ALMA იქნება ახალი დიზაინის ერთიანი ტელესკოპი, რომელიც თავდაპირველად შედგება 66 მაღალი სიზუსტის ანტენისგან და იმუშავებს 0.3-დან 9.6 მმ-მდე ტალღის სიგრძეზე. მის მთავარ 12 მეტრიან მასივს ექნება ორმოცდაათი ანტენა, 12 მეტრი დიამეტრის, რომლებიც ერთად იმოქმედებენ როგორც ერთიანი ტელესკოპი - ინტერფერომეტრი. ამას შეავსებს ოთხი 12 მეტრიანი და თორმეტი 7 მეტრიანი ანტენის დამატებითი კომპაქტური მასივი. ანტენების გაშლა შესაძლებელია უდაბნოს პლატოზე 150 მეტრიდან 16 კილომეტრამდე მანძილზე, რაც ALMA-ს მისცემს ძლიერ ცვლად „ზუმს“. მას შეეძლება სამყაროს შესწავლა მილიმეტრული და სუბმილიმეტრული ტალღის სიგრძეებზე უპრეცედენტო მგრძნობელობითა და გარჩევადობით, ჰაბლის კოსმოსური ტელესკოპის გარჩევადობაზე ათჯერ მეტით და შეავსებს VLT ინტერფერომეტრით გადაღებულ სურათებს.

ოპტიკურ ინტერფერომეტრებს ასტრონომები ძირითადად ძალიან სპეციალიზებულ ინსტრუმენტებად მიიჩნევენ, რომლებსაც დაკვირვების ძალიან შეზღუდული დიაპაზონი შეუძლიათ. ხშირად ამბობენ, რომ ინტერფერომეტრი ტელესკოპის ეფექტს აღწევს აპერტურებს შორის მანძილის ზომამდე; ეს მხოლოდ კუთხური გარჩევადობის შეზღუდული გაგებითაა მართებული . შეგროვებული სინათლის რაოდენობა - და შესაბამისად, ყველაზე ბნელი ობიექტი, რომლის დანახვაც შესაძლებელია - დამოკიდებულია აპერტურის რეალურ ზომაზე, ამიტომ ინტერფერომეტრი მცირე გაუმჯობესებას შესთავაზებს, რადგან გამოსახულება ბნელია ( გათხელებული მასივის წყევლა ). შეზღუდული აპერტურის ფართობისა და ატმოსფერული ტურბულენტობის კომბინირებული ეფექტები ზოგადად ინტერფერომეტრებს ზღუდავს შედარებით კაშკაშა ვარსკვლავებისა და აქტიური გალაქტიკური ბირთვების დაკვირვებით . თუმცა, ისინი სასარგებლო აღმოჩნდა მარტივი ვარსკვლავური პარამეტრების, როგორიცაა ზომა და პოზიცია, ძალიან მაღალი სიზუსტის გაზომვებისთვის ( ასტრომეტრია ), უახლოესი გიგანტური ვარსკვლავების გამოსახულების მისაღებად და ახლომდებარე აქტიური გალაქტიკების ბირთვების შესასწავლად .

ცალკეული ინსტრუმენტების დეტალებისთვის იხილეთ ხილული და ინფრაწითელი ტალღის სიგრძეებზე ასტრონომიული ინტერფერომეტრების სია .

მარტივი ორელემენტიანი ოპტიკური ინტერფერომეტრი. ორი პატარა ტელესკოპიდან (ნაჩვენებია როგორც ლინზები ) გამომავალი სინათლე გაერთიანებულია სხივის გამყოფების გამოყენებით დეტექტორებზე 1, 2, 3 და 4. ელემენტები, რომლებიც ქმნიან სინათლეში 1/4 ტალღის დაყოვნებას, საშუალებას იძლევა გაიზომოს ინტერფერენციის ხილვადობის ფაზა და ამპლიტუდა , რაც იძლევა ინფორმაციას სინათლის წყაროს ფორმის შესახებ.

ერთი დიდი ტელესკოპი დიაფრაგმის ნიღბით ( ნიღაბით მონიშნული ), რომელიც სინათლეს მხოლოდ ორ პატარა ხვრელში უშვებს. დეტექტორებამდე 1, 2, 3 და 4 ოპტიკური ბილიკები იგივეა, რაც მარცხენა ფიგურაში, ამიტომ ეს განლაგება იდენტურ შედეგებს მოგვცემს. დიაფრაგმის ნიღაბში ხვრელების გადაადგილებით და განმეორებითი გაზომვების მიღებით, შესაძლებელია გამოსახულებების შექმნა დიაფრაგმის სინთეზის გამოყენებით , რომელსაც იგივე ხარისხი ექნება, რასაც მარჯვენა ტელესკოპი დიაფრაგმის ნიღბის გარეშე მიიღებდა . ანალოგიურად, იგივე გამოსახულების ხარისხის მიღწევა შესაძლებელია მარცხენა ფიგურაში პატარა ტელესკოპების გადაადგილებით - ეს არის დიაფრაგმის სინთეზის საფუძველი, რომელიც ფართოდ დაშორებული პატარა ტელესკოპების გამოყენებით გიგანტური ტელესკოპის სიმულირებას ახდენს.

რადიოტალღის სიგრძეებზე, ინტერფერომეტრები, როგორიცაა Very Large Array და MERLIN , მრავალი წელია ფუნქციონირებს. ტელესკოპებს შორის მანძილი, როგორც წესი, 10–100 კმ (6.2–62.1 მილია), თუმცა გაცილებით გრძელი საბაზისო ხაზების მქონე მასივები იყენებენ ძალიან გრძელი საბაზისო ინტერფერომეტრიის ტექნიკას . (სუბ)მილიმეტრულ მასივებში არსებული მასივები მოიცავს სუბმილიმეტრულ მასივს და IRAM Plateau de Bure-ის ობიექტს. ატაკამის დიდი მილიმეტრიული მასივი სრულად ფუნქციონირებს 2013 წლის მარტიდან.

მაქს ტეგმარკმა და მატიას ზალდარიაგამ შემოგვთავაზეს სწრაფი ფურიეს გარდაქმნის ტელესკოპი, რომელიც სტანდარტული ლინზებისა და სარკეების ნაცვლად, კომპიუტერულ სიმძლავრეზე იქნება დამოკიდებული.  თუ მურის კანონი გაგრძელდება, ასეთი დიზაინები რამდენიმე წელიწადში შეიძლება პრაქტიკული და იაფი გახდეს.

კვანტური გამოთვლების განვითარებამ შესაძლოა საბოლოოდ ინტერფერომეტრიის უფრო ფართო გამოყენების საშუალება მოგვცეს, როგორც ამას ახალი წინადადებები გვთავაზობს.

   იხ.ვიდეო - "ასტრონომია დღეს" - "ასტრონომიული დაკვირვებების თანამედროვე მეთოდები" - თ. შველიძე