تداخل سنجی: تفاوت بین نسخه‌ها

از ویکی نجوم
پرش به: ناوبری، جستجو
سطر ۱: سطر ۱:
{{نیازمند منبع}}{{نوشتار خرد}}[[رده:نجوم رصدی]]
+
[[رده:نجوم رصدی]]
 
[[پرونده:Fabry-Perot interferometer.gif|تداخل سنج فابری-پرو|چپ|قاب]]
 
[[پرونده:Fabry-Perot interferometer.gif|تداخل سنج فابری-پرو|چپ|قاب]]
 
[[پرونده:RANGEFINDING THEORY3.JPG|تداخل سنج مایکلسون|چپ|قاب]]
 
[[پرونده:RANGEFINDING THEORY3.JPG|تداخل سنج مایکلسون|چپ|قاب]]

نسخهٔ ‏۱۶ نوامبر ۲۰۱۲، ساعت ۱۴:۵۷

تداخل سنج فابری-پرو
تداخل سنج مایکلسون

تداخل سنجی به خانواده ای از تکنیک ها اطلاق میشود که در طی آن چند موج را به گونه ای باهم ترکیب می کنند که بتوان از ماحصل این ترکیب اطلاعات مدنظر را از موج مورد مطالعه کسب نمود. نخستین اندازه گیری های دقیق شعاع ستارگان با استفاده از یک تداخل سنج 12 فوتی که بر بالای تلسکوپ 100 اینچی مونت ویلسون نصب شده بود عملی گردید ا اساس کار تداخل سنج ها، بهره گیری از خواص موجی نور است که از این طریق می توان اندازه گیری بسیار دقیقی را روی موج انجام داد

نور رسیه از دو آینه ای که بر دو سر یک میله متصل شده اند به آینه اصلی تلسکوپ می تابد و اگر در زمان ورود امواج نوری رسیده از لبه های مختلف یک ستاره دور دست اختلاف وجود داشته باشد تفکیک می شود . چنین اندازه گیری هایی تنها در مورد تعداد کمی از ستارگان موفقیت آمیز بوده است که بیشتر آنها اندازه بسیار بزرگتری از خورشید داشته اند . انواع مختلفی از تداخل سنج ها وجود دارند که از میان آنها می توان به تداخل مایکسون، ماخ زنور و فابری پرو اشاره نمود.

از میان تداخل سنجه ای زمینی که در اخترشناسی کاربرد دارند، تداخل سنج کک از همه پرکاربردتر است.

در دهه اول قرن بیست و یکم سازمان فضایی امریکا ، ناسا، اقدام به ساخت و پرتاب تداخل سنج فضایی با نام SIM Lite نمود که پس از چندین مرتبه به تعویق افتادن بالاخره در سال ۲۰۱۰ کنسل شد و بجای ان پرتاب تداخل سنج لیزری LISA درسال ۲۰۱۲ در برنامه قرار گرفت.

البته تداخل سنج ها فقط در اخترشناسی کاربرد ندارند و در علوم دیگر فیزیکی مانند فیزیک هسته ای و پلاسما نیز کاربردهای فراوانی دارند.


تداخل سنجی لکه ای

به تازگی ، نقشه برداری تعداد کمی از ستارگان بسیار بزرگ با روشی که تداخل سنجی لکه ای نامیده می شود امکان پذیر شده است . هنگام بررسی یک ستاره نورانی از طریق تلسکوپ مستقر در زمین ، تصویر آن به دلیل اغتشاشات جوی به بخش های زیادی شکسته می شود . از به هم پیوستن به موقع این بخش ها ، تصویر مبهم ستاره شکل می گیرد ولی اگر عکسبرداری یا ثبت تصویرستاره در زمان نوردهی بسیار کوتاهی انجام گیرد امکان آن وجود خواهد داشت که تک تک این بخش ها را ( به کمک کامپیوتر ) نمایان ساخت و حتی اگر ستاره بی اندازه کوچک باشد به چگونگی آن پی برد .


منبع

کتاب ساختار ستارگان و کهکشان ها/نوشته پاول هاج/مترجم: توفیق حیدرزاده