تداخل سنجی: تفاوت بین نسخه‌ها

از ویکی نجوم
پرش به: ناوبری، جستجو
جز (جایگزینی متن - 'می توان' به 'می‌توان')
 
(۱۲ نسخه‌ٔ میانی ویرایش شده توسط ۴ کاربر نشان داده نشده)
سطر ۱: سطر ۱:
[[رده:اخترسنجی]]
+
[[رده:نجوم رصدی]]
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.  
+
[[پرونده:Fabry-Perot interferometer.gif|تداخل سنج فابری-پرو|چپ|قاب]]
 +
[[پرونده:RANGEFINDING THEORY3.JPG|تداخل سنج مایکلسون|چپ|قاب]]
 +
==تداخل سنج==
  
ابزاری که برای این کار از آن استفاده میشود را تداخل سنج میگویند. 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.
+
در عمل، تفکیک‌‌‌پذیری یک تلسکوپ بزرگ به‌‌‌وسیله‌‌‌ی «دید» محدود می‌‌‌شود. بنابراین، افزایش قطر دهانه‌‌‌ی تلسکوپ الزاماً به معنی بهبود تفکیک‌‌‌پذیری نیست. برای نزدیکی هر چه بیش‌‌‌تر به حد نظری تفکیک‌‌‌پذیری که به‌‌‌وسیله‌‌‌ی پراش تعیین می‌‌‌شود ، می‌‌‌توان از تداخل‌‌‌سنج‌‌‌های مختلفی استفاده کرد.
  
انواع مختلفی از تداخل سنج ها وجود دارند که از میان آنها می توان به تداخل مایکسون، ماخ زنور و فابری پرو اشاره نمود.
+
دو نوع تداخل‌‌‌سنج اپتیکی وجود دارد. نوع اول از یک تلسکوپ بزرگ استفاده می‌‌‌کند؛ در حالی که نوع دوم، از دو یا چند تلسکوپ مجزا بهره می‌‌‌برد. در هر دو نوع، پرتوهای نور وارد تداخل‌‌‌سنج شده، الگوی تداخلی تولید می‌‌‌کنند. با تجزیه‌‌‌ی این الگو، ساختمان دوتایی‌‌‌های نزدیک قابل مطالعه است، قطر زاویه‌‌‌ای ظاهری ستارگان را می‌‌‌توان اندازه گرفت، و مانند آن.
 +
 
 +
یکی از تداخل‌‌‌سنج‌‌‌های ابتدایی، تداخل‌‌‌سنج مایکلسون  بود که اندکی پیش از سال 1920 برای بزرگ‌‌‌ترین تلسکوپ آن زمان ساخته شد. در مقابل تلسکوپ و در دو انتهای یک میله‌‌‌ی شش متری، آینه‌‌‌هایی تخت، نور را به داخل تلسکوپ منعکس می‌‌‌کردند. با تغییر فاصله‌‌‌ی آینه‌‌‌ها، شکل الگوی تداخلی عوض می‌‌‌شد. در عمل، این الگو به‌‌‌وسیله‌‌‌ی «دید» به هم می‌‌‌ریخت و تنها چند نتیجه‌‌‌ی مثبت با این وسیله به‌‌‌دست آمد.
 +
 
 +
قطر 30 ستاره از روشن‌‌‌ترین ستارگان با استفاده از تداخل‌‌‌سنج‌‌‌ شدتی  اندازه‌‌‌گیری شده است. این تداخل‌‌‌سنج تشکیل شده است از دو تلسکوپ جدا از هم، که می‌‌‌توانند نسبت به هم جابه‌جا شوند. این شیوه تنها در مورد اجسام روشن کارایی دارد.
 +
 
 +
در سال 1970، یک فرانسوی به‌‌‌نام آنتونی لابِیری ، اصول تداخل‌‌‌سنجی پیسه‌‌‌ای  را ارائه کرد. در تصویربرداری سنتی، تصویری که از نوردهی طولانی‌‌‌مدت به‌‌‌دست آمده، در اصل از تعداد زیادی تصویر آنی، یا پیسه ، ساخته شده است که با هم قرص دید را به‌‌‌وجود می‌‌‌آورند. در این نوع تداخل‌‌‌سنجی، نوردهی بسیار کوتاه‌‌‌مدت به همراه بزرگ‌‌‌نمایی بالا مورد استفاده قرار می‌‌‌گیرد و صدها تصویر با این روش گرفته می‌‌‌شود . با ترکیب  این تصاویر و تجزیه‌‌‌ی آن‌ها (معمولاً به شکل دیجیتال) می‌‌‌توان تقریباً به تفکیک‌‌‌پذیری حقیقی تلسکوپ دست یافت.
 +
 
 +
با آغاز قرن 21، دقت شیوه‌‌‌های تداخل‌‌‌سنجی بهبود یافت. در سال 2001، نخستین آزمایش‌‌‌ها جهت استفاده‌‌‌ی دو تلسکوپ 10 متری کِک به‌‌‌صورت یک تداخل‌‌‌سنج انجام شد. به روشی مشابه، تلسکوپ VLT نیز به عنوان تداخل‌‌‌سنج مورد استفاده قرار خواهد گرفت.<ref>مبانی ستاره‌شناسی/ هانو کارتونن و همکاران/ مترجم: غلامرضا شاه‌علی/ انتشارات شاهچراغ شیراز </ref>
 +
 
 +
==تداخل سنجی==
 +
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 می‌توان اندازه گیری بسیار دقیقی را روی موج انجام داد
 +
 
 +
نور رسیده 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 می‌توان 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.
 
از میان تداخل سنجه ای زمینی که در [[اخترشناسی]] کاربرد دارند، تداخل سنج کک از همه پرکاربردتر است.
سطر ۱۱: سطر ۳۰:
  
 
البته تداخل سنج ها فقط در اخترشناسی کاربرد ندارند و در علوم دیگر فیزیکی مانند [[فیزیک]] هسته ای و [[پلاسما]] نیز کاربردهای فراوانی دارند.
 
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 .<ref> کتاب ساختار ستارگان و کهکشان ها/نوشته پاول هاج/مترجم: توفیق حیدرزاده </ref>
 +
 +
 +
==منبع ==
 +
<references />

نسخهٔ کنونی تا ‏۲۲ ژانویهٔ ۲۰۱۴، ساعت ۱۴:۴۳

تداخل سنج فابری-پرو
تداخل سنج مایکلسون

تداخل سنج[ویرایش]

در عمل، تفکیک‌‌‌پذیری یک تلسکوپ بزرگ به‌‌‌وسیله‌‌‌ی «دید» محدود می‌‌‌شود. بنابراین، افزایش قطر دهانه‌‌‌ی تلسکوپ الزاماً به معنی بهبود تفکیک‌‌‌پذیری نیست. برای نزدیکی هر چه بیش‌‌‌تر به حد نظری تفکیک‌‌‌پذیری که به‌‌‌وسیله‌‌‌ی پراش تعیین می‌‌‌شود ، می‌‌‌توان از تداخل‌‌‌سنج‌‌‌های مختلفی استفاده کرد.

دو نوع تداخل‌‌‌سنج اپتیکی وجود دارد. نوع اول از یک تلسکوپ بزرگ استفاده می‌‌‌کند؛ در حالی که نوع دوم، از دو یا چند تلسکوپ مجزا بهره می‌‌‌برد. در هر دو نوع، پرتوهای نور وارد تداخل‌‌‌سنج شده، الگوی تداخلی تولید می‌‌‌کنند. با تجزیه‌‌‌ی این الگو، ساختمان دوتایی‌‌‌های نزدیک قابل مطالعه است، قطر زاویه‌‌‌ای ظاهری ستارگان را می‌‌‌توان اندازه گرفت، و مانند آن.

یکی از تداخل‌‌‌سنج‌‌‌های ابتدایی، تداخل‌‌‌سنج مایکلسون بود که اندکی پیش از سال 1920 برای بزرگ‌‌‌ترین تلسکوپ آن زمان ساخته شد. در مقابل تلسکوپ و در دو انتهای یک میله‌‌‌ی شش متری، آینه‌‌‌هایی تخت، نور را به داخل تلسکوپ منعکس می‌‌‌کردند. با تغییر فاصله‌‌‌ی آینه‌‌‌ها، شکل الگوی تداخلی عوض می‌‌‌شد. در عمل، این الگو به‌‌‌وسیله‌‌‌ی «دید» به هم می‌‌‌ریخت و تنها چند نتیجه‌‌‌ی مثبت با این وسیله به‌‌‌دست آمد.

قطر 30 ستاره از روشن‌‌‌ترین ستارگان با استفاده از تداخل‌‌‌سنج‌‌‌ شدتی اندازه‌‌‌گیری شده است. این تداخل‌‌‌سنج تشکیل شده است از دو تلسکوپ جدا از هم، که می‌‌‌توانند نسبت به هم جابه‌جا شوند. این شیوه تنها در مورد اجسام روشن کارایی دارد.

در سال 1970، یک فرانسوی به‌‌‌نام آنتونی لابِیری ، اصول تداخل‌‌‌سنجی پیسه‌‌‌ای را ارائه کرد. در تصویربرداری سنتی، تصویری که از نوردهی طولانی‌‌‌مدت به‌‌‌دست آمده، در اصل از تعداد زیادی تصویر آنی، یا پیسه ، ساخته شده است که با هم قرص دید را به‌‌‌وجود می‌‌‌آورند. در این نوع تداخل‌‌‌سنجی، نوردهی بسیار کوتاه‌‌‌مدت به همراه بزرگ‌‌‌نمایی بالا مورد استفاده قرار می‌‌‌گیرد و صدها تصویر با این روش گرفته می‌‌‌شود . با ترکیب این تصاویر و تجزیه‌‌‌ی آن‌ها (معمولاً به شکل دیجیتال) می‌‌‌توان تقریباً به تفکیک‌‌‌پذیری حقیقی تلسکوپ دست یافت.

با آغاز قرن 21، دقت شیوه‌‌‌های تداخل‌‌‌سنجی بهبود یافت. در سال 2001، نخستین آزمایش‌‌‌ها جهت استفاده‌‌‌ی دو تلسکوپ 10 متری کِک به‌‌‌صورت یک تداخل‌‌‌سنج انجام شد. به روشی مشابه، تلسکوپ VLT نیز به عنوان تداخل‌‌‌سنج مورد استفاده قرار خواهد گرفت.<ref>مبانی ستاره‌شناسی/ هانو کارتونن و همکاران/ مترجم: غلامرضا شاه‌علی/ انتشارات شاهچراغ شیراز </ref>

تداخل سنجی[ویرایش]

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 می‌توان اندازه گیری بسیار دقیقی را روی موج انجام داد

نور رسیده 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 می‌توان 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[ویرایش]

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 .<ref> کتاب ساختار ستارگان و کهکشان ها/نوشته پاول هاج/مترجم: توفیق حیدرزاده </ref>


منبع[ویرایش]

<references />