michelson interferometer
Post on 26-Jun-2015
380 Views
Preview:
TRANSCRIPT
T.C. ANKARA ÜNİVERSİTESİ
FEN FAKÜLTESİ ASTRONOMİ VE UZAY BİLİMLERİ BÖLÜMÜ
ÖZEL KONU
OPTİK İNTERFEROMETRİ VE
İNTERFEROMETRELER
Hakan Volkan ŞENAVCI (96055011)
DANIŞMAN
Dr. Birol GÜROL
Ankara – 2001
İÇİNDEKİLER
Sayfa No
ÖNSÖZ İÇİNDEKİLER ......................................................................................................
1. GİRİŞ ...............................................................................................................
2. GİRİŞİM .........................................................................................................
2.1 Astronomi’de Girişim ..............................................................................
2.2 Young’ın Çift Yarıkta Girişim Deneyi ....................................................
3. MICHELSON INTERFEROMETRESİ ......................................................
3.1 Temel Michelson İnterferometresi ..........................................................
3.2 Michelson’un Yıldız İnterferometresi .....................................................
3.3 Çok Parçalı Michelson Yıldız Girişim Ölçeri (İnterferometresi) ............
3.4 Michelson İnterferometresinin Dezavantajları ........................................
4. YOĞUNLUK İNTERFEROMETRESİ .......................................................
4.1 Yoğunluk İnterferometresinin Michelson
İnterferometresine G 4.2 Yoğunluk İnterferometresinin Dezavantajı .............................................
5. MODERN OPTİK İNTERFEROMETRİ ....................................................
5.1 Temel Optik İnterferometrik Teleskop Çeşitleri .....................................
5.1.1 Cambridge Optik Açıklık Sentez Teleskobu Coast .....................
5.1.2 Navy Prototip Optik İnterferimetre (NPOI) ................................
5.2 İnşaat Halindeki İnterferometreler ...........................................................
5.2.1 Keck İnterferometresi ..................................................................
5.2.2 Chara Dizisi .................................................................................
5.2.3 Space Technology 3 Projesi ........................................................
6. SONUÇ KAYNAKLAR ................................................................................................
ÖNSÖZ
Bu özel konu çalışması esnasında, her türlü yardımını benden esirgemeyen,
danışmanım Dr. Birol GÜROL’a ve katkılarından dolayı Dr. Selim O. SELAM’a teşekkür
ederim
1. GİRİŞ
Yıldızlar bize çok çok uzak gök cisimleridir. Öyle ki Güneşten sonra bize en yakın
yıldız olan α Centaurinin uzaklığı 4.26 ışık yılıdır. Bu uzaklığın yay saniyesi cinsinden
karşılığı dir. Ak yıldız, yani Sirius yıldızının uzaklığı ise mertebesindedir. Bu
uzaklıktaki yıldızları bir disk şeklinde göremeyiz, bu yıldızlar bize nokta kaynakmış gibi
görünürler. Çeşitli büyüklüklerde teleskoplar kullanılarak belirli uzaklıklardaki yıldızları
bir disk şeklinde görebiliriz. Ancak belirli bir yerden sonra teleskopların ayırma güçleri de
yetersiz kalmaktadır.teleskoplarla dahi bakıldığında bir çok yıldızı nokta kaynakmış gibi
görebilmekteyiz. Bunun dışında çok büyük uzaklıklarda gözlediğimiz yıldızların tek mi
yoksa çift yıldız mı olduğunu bulmak ve bu iki bileşen arasındaki uzaklığı saptamak
oldukça güçtür.
76.0 ′′ 38.0 ′′
İşte girişim ölçme yönteminin, yani interferometrenin önemi burada ortaya
çıkmaktadır. Kuvvetli bir teleskopla bile ölçemediğimiz yıldızların çaplarını ve çift
yıldızların bileşenleri arasındaki uzaklıkları girişim ölçme yöntemi sayesinde
ölçebiliyoruz. Bu ölçümü 1 yay saniyesinin 1/10000’i duyarlılıkta yapabiliyoruz.
2. GİRİŞİM
Girişim iki dalganın aynı anda, aynı yerde kavuşması yani iki dalganın birbiri
üstüne binmesi olayıdır. Genliğe ve faza bağlı olarak dalgalar ya birbirinin üzerine eklenir,
ya da birbirini yok ederler. Birbirini yok etme (-1) ile (+1)’i toplamak gibidir.
2.1 Astronomi’de Girişim
Astronomide girişim olayı iki ışık dalgasının girişim olayıdır. Eğer tüm dalgalar
aynı fazda iseler, yani dalga tepeleri çakışıyorsa, bu iki dalga tek bir dalga getirmek üzere
eklenebilir. Bu birleşmiş dalga daha yüksek dalga tepesine ve daha derin dalga çukuruna,
yani daha yüksek genliğe sahip olacaktır. Işık dalgalarında iki karanlık ışın demeti birbiri
üstüne eklenerek daha parlak bir ışın demeti meydana getirir. Bu olaya “yapıcı girişim”
denir. öbür taraftan aynı frekanslı fakat farklı fazda olan iki dalga, yani birinin tepesi,
diğerinin çukuru ile çakıştığı zaman “yıkıcı girişim” meydana gelir. Bu olayda iki dalga üst
üste eklenmesine rağmen birbirlerini yok ederler. Yani meydana gelen girişimin miktarı
dalgaların genliğine ve her dalganın çukurunun ve tepesinin faz derecesine bağlıdır.
Şekil-2.1.1
2.2 Young’ın Çift Yarıkta Girişim Deneyi
Girişim ölçme yöntemini anlayabilmek için Thomas Young’ın çift yarıkta girişim
deneyini (1801) hatırlayalım.
Şekil-2.2.1: Young deneyinde girişim saçaklarının meydana gelişi
Opak bir levha üzerine aralıklarındaki uzaklık 1 mm ve genişlikleri milimetrenin
kesirleri kadar olan paralel iki yarık (veya fant) açılır. Bu çift yarık sistemi, paralel bir ışık
demeti ile aydınlatılan diğer bir yarığın önüne şekildeki gibi yerleştirilir. Çift yarıklı
levhanın sağına bir P perdesi koyulursa (Şekil-3-a) perde üzerinde, O noktasından geçen
kuvvetli bir aydınlık şeridin her iki yanında ard arda karanlık aydınlık girişim saçakları
görülür. (Şekil-3-b) Bu saçaklar K1 ve K2 yarıklarına paraleldir. Perde üzerinde herhangi
bir A noktasının girişim durumu K1A-K2A = As yol farkına bağlıdır. Bu yol farkı şekilden
yararlanılarak aşağıdaki gibi hesaplanabilir:
(a) (b)
Şekil-2.2.2: (a) Young deneyinde yol farkının hesabı hakkında, (b) Perde de girişim
saçakları
X = OA, d = K1K2 , çift yarıklı sistemin perdeye uzaklığı D ve d<<D olsun. A merkezli
AK2 yarıçaplı çember yayı AK1 üzerinde yol farkını belirler. ∆ kenarlı küçük dik
üçgenden
s∆ s
θ=∆ sinds yazabiliriz.
Şekilde işaretlenen açıları birbirine eşit ve bu nedenler θDxsin =θ olduğu dikkate
alınarak,
xDds
Dx
ds
∆⇒=∆ elde edilir.
. . . 3 ,2 ,1m ±±±= gibi pozitif veya negatif tamsayı olmak üzere yol farkı,
λ=∆ ms
koşuluna uygun noktalar aydınlık girişim saçaklarını,
2)1m2(s λ
+=∆
koşuluna uygun noktalar karanlık girişim saçaklarını oluşturur. Deneyde tek renk ışık
yerine beyaz ışık kullanılırsa girişim saçakları renkli olacaktır. m’ye girişim derecesi veya
aşaması denir. m’inci girişim saçağının merkezsel girişim saçağına uzaklığı ölçülerek
hesaplanabilir.
λ
3. MICHELSON INTERFEROMETRESİ
Günümüzde kullanılan girişim ölçerlerin hepsi Michelson İnterferometresinin
çalışma prensibi ile aynıdır. Bu interferometreyi inceleyelim.
3.1 Temel Michelson İnterferometresi
Alet, ön yüzeyleri gümüşlenmiş ve düzlemleri birbirine dik olacak durumda
yerleştirilmiş A ve düzlem aynaları ile aynı camdan eşit kalınlıkta özenle yapılmış C ve
cam levhalarından oluşmuştur. C ve C levhalarının düzlemleri A ve A aynalarının
düzlemleri ile 45º açı yapacak konumdadırlar. C levhasının kalın çizilen yüzeyi kalın
gümüşlenmiştir.
A′
C′ ′ ′
K ışık kaynağından çıkan ve F fantı ile sınırlanan ince ve tekrenk ışık demetinin bir
ışınını izleyelim. Bu ışın, C levhasının yarı gümüşlü yüzeyine vardığında % 50 si geçer (1
nolu ışın) ve % 50 si yansır (2 nolu ışın) 1 ışını ve 2 ışını A aynasında yansıdıktan
sonra O noktasında tekrar birleşerek D dürbününe girerler. cam levhası, her iki ışının
optik yollarını eşit kılmak için koyulmuştur. O ve OA optik yolları eşit ise her iki ışın
göze aynı fazda gelecek ve görüş alanı, aydınlık olacaktır. M mikrometresi yardımı ile A
aynası /4 kadar sağa kaydırılırsa 2 ışını 1 den /2 kadar daha uzun yol katetmiş
olacağından göze zıt fazda gelirler ve birbirlerini söndürürler.
A′
λ
C′
A′
λ
Şekil-3.1.1: Michelson interferometresinin yapısı
Şekil-3.1.2: Dürbünün görüş alanında girişim saçakları
Gerçekte A, aynaları arasındaki açının 90º den biraz farklı olması ve ışık
demetinin tek ışından ibaret olmaması dolayısıyla görüş alanında Şekil-3.1.2 deki gibi
paralel ve eşit aralıklı aydınlık, karanlık girişim saçakları görülür. Dürbünün görüş
alanında bir işaret çizgisi bulunsun. Başlangıçta işaret çizgisinin aydınlık bir girişim çizgisi
ile çakışık bulunduğunu kabul edelim. A aynasının sağa veya sola doğru her /2 kadar
kayması, işaret çizgisi önünden bir aydınlık girişim çizgisinin geçmesine sebep olacaktır.
Aynanın x kadar kayması sonucu işaret çizgisi önünden N tane aydınlık çizgi geçmiş ise;
A′
λ
x2
.N =λ
O halde x biliniyorsa tekrenk ışığın dalgaboyu, dalgaboyu biliniyorsa x uzunluğu bu
bağıntıdan hesaplanabilir. Michelson bu düzenekle normal metrenin boyunu kadmiyum
tayfındaki kırmızı çizginin dalgaboyu ile ölçmüş ve 1 metre = 1553163.5.λ = 1 bulmuştur.
3.2 Michelson’un Yıldız İnterferometresi
Michelson (1850) şekilde gösterilen deneysel cihaz ile optik interferometri (girişim
ölçme yöntemi) ışık kaynaklarının büyüklüğünün ölçülebileceğini göstermiştir.
Şekil-3.2.1: Michelson’un Yıldız İnterferometresi
Bunun için yapay yıldızlar gibi davranan ışık kaynaklarının önüne değişik maskeler
yerleştirilmiştir. Uzak yapay yıldızlardan gelen ışık O ve O yarıklarından geçerler. Daha
sonra bu ışınlar ekranda bir görüntü oluşturmak için odak uzaklığı “y” olan bir mercek
kullanılarak odağa düşürülürler. Matematiksel analiz için optik eksen üzerindeki kaynağı
tekrenk nokta kaynak olarak göz önünde tutmak daha kolay olur.kaynaktan ışın halinde
yayılan dairesel dalgalar aynı anda O ve yarıklarına ulaşırlar. O yarığından geçen ışık
yarığından geçen ışıkla girişerek ekran üzerindeki P noktasının her iki tarafında
yoğunluk saçakları oluştururlar. Q dan ekran üzerindeki P noktasına kadar olan optik yol
′
O′
O′
uzunluğu her iki yarığa doğru giden ışınlar için aynıdır. Bu Q dan ekran üzerindeki keyfi
bir noktaya giden ışık ışınları için genel bir durum değildir. Optik yol uzunluğu içinde yol
alan ışık ışınlarından O yarığından geçenler ile O yarığından geçenler arasındaki fark; ′
v ekran üzerindeki dik koordinat sistemi olmak üzere ilk yaklaşımla y
xv dir. İki
yarıktan gelen ışınlar birleşip girişime neden olurlar ve yeğinlik üretirler. Bu,
y
xvcos2
ile orantılıdır. Burada, k, dalga sayısı yani λπ2 dır.
Işık kaynağından gelen ışınlar Q dan yayılırlar. Işık şiddeti
y
xvkxcos2 ile
orantılıdır. Ekran üzerinde ölçülen şiddet, kaynaktan her noktada üretilen şiddetin toplamı
olacaktır.
Michelson, ekran üzerindeki girişim saçaklarının görünürlüğünün nicel ölçümlerini
yapamadı ancak minimum saçak görünürlüğünü veren yarık ayrımı x in ölçümlerini
yapabildi. Bu ölçüm sayesinden şekli ve uzaklığı bilinen yapay yıldızın büyüklüğü
hesaplanabilmektedir. Modern fotodiyot dedektörler sayesinde bu saçak şiddetlerinin
doğru şiddet ölçümlerini yapmak ve saçak görünürlüğünü hesaplamak mümkün hale
gelmiştir.
Michelson’un duyarlı elektronik dedektörleri olmadığından o, ölçümlerini gözün
görme gücüne göre düzenlemiştir. Michelson 12 inch (30.72 cm)’ lik teleskobun önüne
ayarlanabilir iki yarıklı açıklık perdesi koyarak Jüpiter’in uydularının çaplarını
hesaplamayı başarmıştır. Michelson en az görünür olan saçakların yarık ayrımlarını ölçtü
ve uyduların çaplarını onların dairesel disk şeklinde ve birbirine yakın parlaklıkta
olduklarını varsayarak hesap etmiştir. Michelson’un bulduğu sonuçlar, büyük optik
teleskoplarla yapılan gözlemlerle uyuşmakta idi.
Birkaç dedektörlü bir düzenek kullanmak yerine ışınlardan bir tanesinin optik yol
uzunluğunu değiştirerek sadece bir dedektörle kompleks görünürlüğü hesaplamak
mümkündür. Optik yol uzunluğu değiştikçe girişim saçakları dedektörün önünden geçerek
taranırlar. Dedektördeki şiddet değişimlerini genliği ve fazı, lineer olarak kompleks
görünürlüğün genliği ve fazı ile ilgilidir. Çoğu modern interferometrelerde (girişim ölçer)
zamanla değişen şiddet değişimleri, kompleks görünürlük için genlik ve fazı vermeleri
açısından Fourier dönüşümüne tabi tutulurlar.
3.3 Çok Parçalı Michelson Yıldız Girişim Ölçeri (İnterferometresi)
1891 yılında Michelson interferometrik ölçümlerden, bir kaynak içindeki parlaklık
dağılımı hakkında bilgi elde edilip edilemeyeceği hakkında tartışmıştır. Bir çok farklı yarık
ayrımında saçak görünürlüğünün doğru ölçümler gerektirdiğini ve bunun kolay olmadığını
belirtmiştir. 60 yılı aşın bir süredir optik interferometri yıldız çaplarının bulunması ve çift
yıldızların bileşenlerinin ayırt edilmesi üzerine yoğunlaşmıştır. 1920 yılında A.A
Michelson ve F.G Pease (Şekil-3.3) de gösterilen “Çok parçalı Michelson yıldız girişim
ölçeri” ni inşa etmişlerdir.
Şekil-3.3.1: “Çok parçalı Michelson yıldız girişim ölçeri
Siderostat türü aynaların ayırması Michelsonun eski interferometrelerindeki yarık
ayrımı ile iş değerdir. 20 feet = 609.2 cm’nin üzerinde bir ayırma gücü elde etmek
mümkündür. Bu sayede bir çok büyük boyutlu yıldızın çapları bulunabilir. 50 feet = 1523
cm’lik siderostat ayırmaya sahip olan bir girişim ölçer 1930 yılında yapılmıştır. 40 feet =
1218.4 cm’lik optik teleskopun önüne 9 tonluk çeliğe bağlı aynalar yerleştirilmiştir. Bu
aleti çalıştırmak çok zor olduğundan bu aletle çok az astronomik ölçüm yapılabilmiştir.
Pease (1931) tarafından 20 feet’lik interferometreyle en son yapılan ölçümlerin tam listesi
Tablo-1 de verilmiştir. Açısal çaplar, saçakların yok olduğu ayna ayrıklığının sınır bir
değerinde hesaplanır. Bu ayna ayrıklığı Tablo-1 de gösterilmiştir ve beş yıldız için
doğrudan ölçülmüştür. Kalan iki yıldız Boo ve Tav daha kısa zeminlerde, bilinen
saçak görünebilirliğinin (görme gücünün) yaklaşık ölçümlerinden hesaplamıştır.
α α
Tablo-1 Wilson Dağı’nda 20 feet’lik interferometre ile elde edilen sonuçlar
Yıldız Adı Tayf Türü Ayna Ayrıklığı (cm) Açısal Çap
αBoo K1 III 24 020.0 ′′
αTav K5III 24 0.020
αOri M2I 10 0.048
14 0.034 β Peg M2I 22 0.021
αHer M5II 16 0.030
o Cet M6eIII 10 0.047
αSco M1 Ib 12 0.040
Ana belirsizlik, atmosferdeki kırpışmaların etkileriyle ortaya çıkmıştır. Saçak
görülebilirliğinin görüş kalitesiyle (seeing) çokça değiştiği gözlenmiştir. Görüş kalitesi az
olan yıldızlarda deneysel düzeltmelerin ortalaması çok fazladır. Ayırt edilemeyen
yıldızların bile saçak görüş kalitesi zeminin büyümesiyle azalır. İnterferometreyi
ayarlamanın zorluğu ve hem görüş kalitesinde, hem de saçak görülebilirliğini ölçme
sırasında yapılan hesaplamalardaki kişisel hatalardan dolayı interferometre, tam saçak
görülebilirliğinin değerini verme açısından güvenli ölçümler yapamamıştır. Diğer taraftan
herhangi bir gecede yapılan gözlemde birbirleriyle oldukça ilişkili ölçümler elde etmek ve
saçakların görülebilirliği sıfıra indiğinde aralığı hesaplamak da mümkün olmuştur. Ancak
buna rağmen, en son belirtilen ölçümler, görüş kalitesinin değişken ve bazen geniş
olmasından dolayı, saçak görülebilirliğinde azalmanın olduğu en uzun zeminlerde yapılsa
bile güvenilir olmamıştır. Michelson ve Pease (1921) tarafından Ori ’nin çapında ’lik
hata görülmüştür. Buna rağmen Tablo-1’deki 7 yıldız yıllarca incelenmiş ve buradaki
açısal çaplar incelendiğinde, önemli değişimlerin olduğu ortaya çıkmıştır. Bu değişimler de
standart (ort) hatanın ’den daha fazla olduğunu göstermektedir. Standart hatanın
α 1±
1.0±
değerinin zemin uzunluğunun arttırılmasıyla büyüdüğü düşünülmektedir. Sonuç olarak 20
feet (=609.2 cm) lik interferometre ile alına bu sonuçlar, tek yıldızların görünen çaplarının
ilk ölçümlerini temsil ederler ve dev yıldızların muazzam ölçümlerinin deneysel
belgesidirler. Ayrıca, geç tayf türündeki yıldızların saçaklık ölçekleri için gözlemsel
dayanak olarak kullanılmışlardır.
50 feet (=1523 cm)’lik interferometre ayarlanması çok zor bir alettir. Saçakların
yok olduğu anda aynaların ayrıklığının ayarlanması şöyle dursun, herhangi bir yıldız
üzerinde saçakların gözlemini yapmak bile çok büyük bir ustalık gerektirmektedir. Buna
ilaveten zemin uzunluğunun artmasıyla saçak görünebilirliğindeki çok keskin azalma ve
zayıf şartlar altında 20 feet’lik aletle görüş (seeing) ortalaması kayıt edilirse, 50 feet’lik
aletle görüşün etkileri hakkında ciddi şüpheler uyanmaya başlar. Yapısı (inşası)
bakımından ve ardışık başarısız sonuçlardan sonra dahi 50 feet’lik interferometre öğretici
olmuştur ve yıldız interferometrelerinin daha büyük ayırma gücü elde etmesinin
geliştirilmesinde önemli bir adımı temsil etmektedir.
3.4 Michelson İnterferometresinin Dezavantajları
Michelson interferometrelerinde karşımıza çıkan zorlukları özetleyecek olursak;
Kesin olarak en büyük zorluk, saçakların oluştuğu yerde yıldızdan noktaya iki
ışının aldığı yolun eşitliğinin korunmasıdır. İki yol arasında göreli zaman gecikmesi
olduğunda saçak görünebilirliği azalır.
Bu azalma otokorelasyon (otobağlantı) fonksiyonu, güç tayfının Fourier dönüşümü
olarak saptanan bir sabit rasgele değişen için, Wener-Kintchine teoreminden doğrudan
hesaplanır. Eğer uygun doğrulukta saçak görünebilirliği ölçmek istiyorsak iki ışın yolu
arasındaki farkın, ışığın bir dalgaboyuna eşit olarak sürdürülmesi gerekmektedir. Bu
durumda büyük bir aletin, yönlendirilmesi ve diğer aletsel özelliklerinin rahat
kullanılmamasından dolayı zorluklar meydana gelir. Dolayısıyla zemin genişletmek, alınan
ölçümler bakımından tatminkar olmayacaktır.
Saça
k gö
rüle
bilir
liği
T.10 sn-15
Şekil-3.4.1: Michelson interferometresinin iki ayrı yoldan gelen ışının arasındaki göreli
zaman gecikmesinden dolayı saçak görülebilirliğindeki azalma
Atmosfere ait kırpışmaların varlığından dolayı net ölçümler yapmak ikinci büyük
problemdir. Kırpışmalar görüşün ve rüzgarın hızla değişiminden büyük oranda etkilenirler.
Bu kırpışmalar genlikte, fazda ve ışığın aralıklı aynaya gelme süresi arasında rasgele
değişiklikler meydana getirir. Ayrıca aletin kendi kırpışmaları da görüş kalitesini olumsuz
yönde etkilemektedir.
Bu engeller karşısında daha geniş ve daha duyarlı interferometrelerin geliştirildiği
bilinse de, modern tekniklerle henüz ne kadar bu engellerin üstesinden gelinebileceği açık
değildir. Wilson Dağı’nda yapılan çalışmalardan beri, büyük bir alete doğru iki ayrı
yoldaki ışığı eşit olarak korumayla ilgili karşılaşılan problemi sadeleştiren “Servocontrol”
tekniğinde ilerlemeler olmuştur (Servocontrol: hareket üreten mekanizmayı kontrol). Çok
hızlı değişen saçak şekillerini gözleyebilmek için fotoelektrik fotometre tekniği
kullanılabilmektedir. Buna ilaveten atmosferik kırpışımlar üzerinde sürdürülen çalışmalar
da işin iyi bir yanıdır.
P Hanbury Brown, atmosferik dalgalanmaların Michelson ve Pease’nin yıldız çapı
hesaplamalarında % 10≈20’lik bir hataya sebep olduğunu tahmin etmiştir. Brown
Navarro’da daha farklı bir girişim ölçer, yoğunluk interferometresi kullanarak daha doğru
ölçümler elde etmiştir. Şimdi yoğunluk interferometresini inceleyelim;
4. YOĞUNLUK İNTERFEROMETRESİ
Yoğunluk interferometresi, Michelson interferometresinden tabandan ayrılır.
Aralarında mesafe olan iki aynanın aldığı ışık beraber getirilemez. Bu, optik girişim
üretmek içindir. Fakat aslında girişim elektriksel olarak gerçekleştirilmektedir. Şekil-4.1,
bir yoğunluk interferometresinin oldukça basitleştirilmiş bir halini göstermektedir. İki
fotoelektrik dedektörü tarafından (P1 ve P2) yıldızdan gelen ışık alınır. Dedektörden dışarı
çıkan akım kısmen dalgalanır. Bu, anlık yıldız ışığının yoğunluğundaki dalgalanmalardan
ve akımların kendilerinde bulunan rasgele istatistiksel dalgalanmalardan dolayıdır. İki
özdeş geniş çizgi filtreleri (f1 ve f2) bu dalgalanmalardan bir frekans çizgisi seçer ve
onların çıktıları bir korelatöre alınır. Korelatör, iki ayrı dalgalanmaya sahip voltajı
birbiriyle çarpar ve uygun zaman aralıklarında ortalaması alınan çarpımları ölçer.
Şekil-3.4.1: Yoğunluk interferometresinin birleştirilmiş şekli
Bu çarpım ya da korelasyon, iki dedektör arasındaki ayrıklığın bir fonksiyonu
olarak daha sonra ölçülür. Bu ölçümlerden yıldızın açısal çapını bulmak mümkündür.
Bu tekniğin arkasındaki temel düşünce, eğer iki ayrılmış noktada olan ışığın
arasındaki bağlılık (soherence) varsa, aynı zamanda bu noktalarda oluşan yoğunluğun
dalgalanmaları arasında da bir korelasyon vardır. Yoğunluk dalgaları arasındaki normalize
edilmiş korelasyon basitçe, bağlılığın derecesinin karesiyle ve buradan saçak
görülebilirliğinin karesiyle orantılıdır. Eğer zemin uzunluğunun bir fonksiyonu olarak
normalize edilmiş korelasyonu ölçüyorsak sonuç, kaynaktan gelen yoğunluk dağılımının
Fourier dönüşümü modülünün karesi olacaktır.
4.1 Yoğunluk İnterferometresinin Michelson İnterferometresine Göre Avantajları
Michelson interferometresi ile bir yoğunluk interferometresi karşılaştırıldığında,
yoğunluk interferometresinin başlıca avantajı çok fazla mekanik duyarlılık ihtiyacı
gerektirmeksizin çok uzun zemin kullanımı mümkündür. Ayrıca atmosferik kırpışmadan
çok fazla etkilenmiyor. Bu yoğunluk interferometresinde iki ışın yolu alırken karşılaşılan
gerek zaman gecikmesi, aynı korelasyon kaybına sahip Michelson interferometresine göre
kabaca birmilyon kere daha büyük olabilmektedir. Ayrıca yoğunluk interferometresinin
şaşırtan özelliği, kurulmasının kolay ve çok uzun zeminli çalıştırılmasının mümkün
olmasıdır.
Yoğunluk interferometresinin ikinci büyük avantajı, atmosferik kırpışmaların
etkisinden bağımsız olmasıdır. Bu, Hanbury Brown ve Twiss (1958) tarafından
tartışılmıştır. Onların tartıştığı konu, aletteki geniş yansıtıcılar sayesinde açısal
kırpışmaların etkilerinin ihmal edilebilir derecede küçük olması idi. Rasgele faz
gecikmelerinin etkisi, iki dedektörde oluşan sinyallerin arasındaki zaman gecikmesinde
rasgele bir değişken tarafından temsil edilir. Bu dalgalanmaların yaklaşık 3x10-3 sn yi
aştığı da tartışılmıştır. Elektriksel çizgi genişliğinin karşılığı ile (10-8 sn) kıyaslandığında
çok küçük oldukları için tahminen ölçülen korelasyonu azaltmayacaklardır. Bu teorik
sonuç Narrabi deki interferometre ile yapılan pratik deneyle desteklenmiştir.
4.2 Yoğunluk İnterferometresinin Dezavantajı
Yoğunluk interferometresinin başlıca iki dezavantajı vardır. İlki, alet oldukça
duyarsızdır ve çok geniş ışın toplayıcılarına gereksinim duymaktadır. İkinci olarak soğuk
yıldızlarda çalışması tatminkar değildir. +3 kadirden daha parlak tüm yıldızlar ölçülmek
isteniyorsa çap olarak 10 m’den daha büyük yansıtıcılara ihtiyaç duyulmaktadır. Narrabi
interferometresi çapı 6.5 m olan aynalara sahiptir ve bu alet parlaklığı +2.0 kadirden daha
parlak yıldızlar için sınırlıdır.
Şekil-4.2.1: Narrabi Gözlemevi’ndeki interferometrenin genel bir şekli.
5. MODERN OPTİK İNTERFEROMETRİ
İlk çift teleskoplu optik interferometre 1974 yılında A. Labeyne tarafından Nice
rasathanesinde küçük teleskoplardan alınan ışın demetleri kullanılarak inşa edilmiştir.
Bunu “Mark I” prototip interferometresinin inşası takip etmiştir ki bu interferometre, yer
atmosferindeki dalgaların meydana getirdiği faz değişimlerini ölçen optik dedektörler ve
mekanik kontrol sistemleri içermektedir.bu dalgalanmalar, atmosferdeki türbülans ve yerel
yoğunluk değişimlerince meydana gelir. Uzak kaynaktan gelen ışın, açısıyla kırılarak
kadar yer değiştirir (Şekil-5.1). deneysel ölçümler göstermiştir ki hem δθ daki hem
optik yol uzunluğundaki inişli çıkışlı dalgalanmalar 5 ms kadar olabilmektedir. δ daki
dalgalanma genelde interferometrenin taban alanından çok daha düşüktür ve aletin
performansını etkilemez. İnterferometrik amaçlar için atmosfer başarıyla bir faz
ekranıymış gibi modellendirilebilir (Şekil-5.2). ve deki değişimler bilgisayarca
kontrol edilen eğik aynalarla, ışık kaynağı araştırılarak elimine edilebilir. I
δθ
aδ
a
Aδθ Bδθ
A ve IB optik yol
uzunluklarında ki değişimler bilgisayar kontrolündeki gecikme çizgileri ile azaltılabilir
ama tamamen elimine edilemez. 1984 de Cambridge’ den bir gurup araştırmacı Mavna
Keq’daki 88 inc (=225,3 cm) lik teleskop üzerine açıklık maskesi yerleştirerek ilk kez
Jennison’un kapanma fazını optik dalgaboylarında ölçmeyi başarmışlardır ve saçak
yapısını elektronik olarak kaydetmişlerdir.
Şekil-5.1: Işığın atmosferde kırınımı
Şekil-5.2: İnterferometrik amaçlar için atmosfer başarıyla bir faz ekranıymış gibi
modellendirilebilir.
5.1 Temel Optik İnterferometrik Teleskop Çeşitleri
5.1.1 Cambridge Optik Açıklık Sentez Teleskobu Coast
1988’de Cambridge’de bulunan Optik Açıklık Sentez Teleskobu (COAST)’nun
inşası başlamıştır. Bu aletin şeması Şekil-5.1.1.1’de gösterilmektedir.
Şekil-5.1.1.1: Cambridge’de bulunan Optik Açıklık Sentez Teleskobu
Dört adet 400 mm’lik teleskop aynasından gelen ışın demetleri birleştirilir ve saçak
görünürlüğü, görünür ve kırmızı öte bölgede ölçülür. Bugünlerde beşinci teleskop, alete
eklenmektedir. Bu teleskoptan gelen ışın, teleskop 1’deki ışının yerini değiştirebilir (Şekil-
5.1.1.1). her teleskoba gelen ışık ana binaya H noktasından girer. Teleskop 1.4’ten gelen
ışın demetleri A.D adı verilen bilgisayar kontrollü modül aynalardan sırasıyla yansıtılır. Bu
aynalar kaynaktan olan optik yol uzunluğundaki farkları telafi ederler. Demetler daha sonra
ya E noktasına yerleştirilmiş olan dichroic yansıtıcıdan kırmızı öte demet birleştirici
cihaza, ya da F noktasına yerleştirilmiş olan dichroic’lerden görünür (kırmızı ışık) demet
toplayıcı cihaza yansıtılır. Dichroic’ler mavi ışığın her teleskop içindeki eğik aynaları
kontrol eden otoklavuz sistemine geçişine izin verir. (* Bu dichrarch’ler kırmızı ve kırmızı
öte ışığı yansıtır ama mavi ışığı geçirgendir)
Şekil-5.1.1.2 ve Şekil-5.1.1.3: 13 ve 28 Eylül 1995’te alınan ölçümlerden Capellanın
görüntüsü. Görüntü, bu çift yıldızın periyodunun 15 gün olduğunu açıkça göstermektedir.
J.A Anderson Güneş sistemi dışındaki bir objenin ilk interferometrik ölçümü 1920 yılında
Michelson interferometresini kullanarak yapmıştır. Anderson, Capella çift yıldızın yörünge
hareketini tayin etmiştir. 1995’te Capella, ayrık element interferometre ile görüntülenen ilk
obje olmuştur.
5.1.2 Navy Prototip Optik İnterferometre (NPOI)
Wilson Dağındaki Navy Prototip Optik İnterferometre (NPOI) astrometrik dizisi,
son günlerde birkaç sayıda görüntü üretmiştir. Yakın gelecekte bu dizi tamamen kullanılır
hale gelecektir. Bu dizi, çok yüksek doğrulukta güvenilirlilik genliği ve görünür
spektrumdaki 32 dalgaboyu bandında ölçüm yapabilmektedir. Gözlemler genellikle
dördüncü kadirden daha parlak kaynaklarla, ekseriyetle demet sıkıştırıcı sistem
yokluğundan ve kullanılan dar spektral kanallardan dolayı sınırlı kalmaktadır.
NPOI dizisinin yüksek spektral ayırma gücü, geniş taban alanlı ve yüksek doğruluktaki
ölçümleri, parlak yıldızların yüzeysel yapıları ve yıldıza ait çapın ölçülmesi ve de çift
sistemlerin tam yörünge tespitini mümkün kılmaktadır. NPOI’da önerilen demet sıkıştırma
sistemi geniş açıklıkların kullanılmasına izin vermektedir. Bu, çok uzun dalgaboylarında
ölçüm yapan aletin duyarlığını büyük ölçüde arttırır. NPOI dizisinin geometrisi
değiştirilebilir taban uzunluğu için idealdir ve kompleks kaynakların yüksek çözünürlükte
görüntülenmesini sağlar.
5.2 İnşaat Halindeki İnterferometreler
İnşaat halindeki çoğu görüntüleme interferometre dizileri için COAST ve NPOI’ya
göre daha yüksek duyarlıkta, 1~10 mas ayırma gücü amaçlanmaktadır. Keck ve VLTI
interferometreleri bunlara iki örnektir. Her ikisi de çok geniş alelade optik teleskop
grupları etrafına kurulmuştur. Bu iki interferometre yoğun, kaynakların gözlemleri için
uygundur ancak kompleks kaynakların doğru haritasını oluşturmak için yeterli değildir.
5.2.1 Keck İnterferometresi
KECK interferometresini biraz daha yakından izleyecek olursak;
Başlangıçta ikiz KECK teleskopları 85 m ayırma ile iki-elemanlı interferometre
oluşturacaklardır. İki adet 10 m’lik teleskobun ışın toplama özelliği ile oluşturulan
interferometre, 85 metrelik bir teleskobun açısal ayırma gücünü verir. Bu da tek bir Keck
teleskobun 8.5 katı demek oluyor. Aletin görüntü kapasitesini geliştirmek için Nasa, iki
KECK teleskobu etrafına 4 adet 1.8 metrelik teleskop eklemeyi önermektedir. Bu
teleskoplar KECK’lerin yalnız başına oluşturduğu seyrek açıklıklardaki boşlukları
kapayacaktır. Karmaşık bir optik sistem, 6 teleskop tarafından eş zamanlı olarak alınan
ışığı tam olarak birleştirecektir. Bu optik sistem her milisaniyede birkaç kez değişen ve
0.01 mikron (2.56 cm’nin 0.4 milyonda biri) hassaslığında kusursuz bir bilgisayar kontrolü
tarafından hareket ettirilen aynalar içermektedir. Çok büyük bir teleskopla yapılabileceği
gibi de birkaç teleskoptan gelen ışığı birleştirerek sentezlenen görüntü açık sentezi
görüntülenmesi olarak bilinir.
Şekil-5.2.1: KECK İnterferometresi
KECK interferometresi projesi California İnstitute of Technology, Jet Propulsion
Laboratuarı ve California Association for Reserch in Astronomy işbirliğinin ürünüdür ve
2002’de tamamlanması beklenmektedir.
5.2.2 Chara Dizisi
Yer tabanlı yüksek ayırma güçlü görüntüleme dizilerinden en umut verici olan
CHARA dizisi halen inşaat halindedir. Bu alet 600 m’ye kadar ayırma yapabilen ve 2.0
mas çözünürlükle basit kaynakların görüntülenmesine olanak sağlayan 7 adet sabit
teleskop içermektedir. Diğer bir önerilen alternatif, 500 m’ye kadar taban alanlı 15
hareketli teleskoptan oluşan İngiliz yapımı dizidir. Daha büyük sayıdaki teleskoplar daha
fazla kompleks kaynağın görüntülenmesine olanak sağlar. Bu aletin ilk amacı, ekstra
galaktik karadeliklerin içinde olan madde spirallenmesinin yakın kırmızı öte
görüntülenmesini elde etmek olacaktır.
5.2.3 Space Technology 3 Projesi
Bir başka büyük proje ise Space Technology 3 (ST3) projesidir. ST3 öyle bir
teknolojidir ki, 2 km öteden bir insanın tek bir tel saçına odaklandığında, 1 sn içinde saçın
ne kadar büyüdüğü gözlenebilir. Bunu nasıl yapacağına deyinecek olursak; İki ST3 uzay
aracı
Güneş’in
yörüngesinde
, bir bakıma
Dünya’nın
arkasından,
Dünya’yı
takip ederek
dolanacaktırl
ar. Her uzay
aracı bir
teleskop
aynası
taşıyacaktır.
Her teleskop
aynası
gözlenmek
istenen
yıldıza
döndürülecek
ve iki
aynadan
gelen yıldız
ışığı
mükemmel
bir görüntü
yaratmak için
birleştirilerek
Dünya’ya
gönderilecekt
ir. Lazer
ışınları iki
uzay aracını
tam olarak
hizaya
getirerek tek
bir yapıymış
gibi
davranmaları
nı
sağlayacaktır
. Eğer yıldızı
tek bir
teleskopla bu
teknoloji
kullanılmaksı
zın
görüntüleme
k isteseydik,
o zaman
teleskobumu
zun aynası bu
iki uzay aracı
arasındaki
mesafe kadar
olması
gerekirdi ki
bu iki uzay
aracı
arasındaki
mesafe 1
km’den biraz
fazla
olacaktır. Bu
teknolojiden
elde edilecek
görüntü çok
keskin
olacaktı öyle
ki yıldızın
ufacık bir
hareketi bile
algılanabilec
ektir.
Şekil-5.2.3.1: ST3 İnterferometre Teknolojisi
Peki yıldızların sallanma hareketi neden bizim için önemlidir?
Bir yıldızın küçük bir sallantısı, bu yıldızın yörüngesinde dönen bir gezegenin
varolduğu anlamına gelmektedir.
Bu inanılmaz teknolojinin gelecekte çok önemli uzay projelerinde, özellikle
gezegenimize benzer gezegenler bulmada kullanılacağı tahmin edilmektedir.
6. SONUÇ
Optik interferometri (girişim ölçme yöntemi), bir yüzyıldan daha önce astronomik
ölçüm tekniği olarak önerilmiştir ancak kendi potansiyelini genişletme için gereken
teknoloji yeni yeni gelişmektedir. Bugünkü deneysel diziler, alelade yer ve uzay tabanlı
teleskoplardan daha yüksek ayırma gücü ile görüntü üretebilmektedir. Ne yazık ki
atmosferik etkiler, bugünkü diziler ve 10’uncu kadirden daha zayıf gök cisimlerinin
görüntülenmesini güçleştirerek, kullanışlı aralık ölçüsünü ve integrasyon zamanını
sınırlandırmaktadır. Optik interferometri için en büyük bilimsel potansiyel, yerel yıldız ve
yıldız sistemler ile ilgili çalışmalar gibi gözükmektedir. Uzun taban alanlı optik
interferometri yıldıza ait yüzeylerin görüntülenmesi için mümkün olan en uygun tekniği
ifade etmektedir ve gaz devlerinin gözlemlerinin planlanması ile uzun periyotlu değişen
yıldızlar ve yıldız astrofiziğini anlamamızı geliştirmeye uygundur.
Prototip olarak tasarlanan her optik dizi açıklık sentezi görüntülenmesine olanak
sağlar fakat kompleks kaynakların haritalanmasında pek kullanışlı değildir. Eğer
astronomik optik interferometrinin tüm potansiyeli anlaşılırsa, gelecekteki diziler, bir alan
üzerine, iyi atmosferik koşullar altında, daha da çok teleskobun birleştirilmesiyle
oluşturulacaktır. Bugünkü optik dizilerden elde edilen tecrübe ileri sürmektedir ki yakın
gelecekte, kırmızı veya kırmızı öte dalgaboyuna duyarlı interferometre kompleks
görünürlülük yaklaşımıyla çalıştırılarak büyük başarılar elde edecektir.
KAYNAKLAR
- Walker G., 1987, “Astronomical Observations”, Cambridge Univ.
Press, Cambridge.
- Brown H.R., 1968, Ann Rew A & Ap, 6, 13
- Ertaş İ., 1977, Denel Fizik Dersleri, Cilt II, Ege Ünv. Matbaası, Bornova-İZMİR.
- http://spaceplace.jpl.nasa.gov/ds3fact1.htm
- http://huey.jpl.nasa.gov/keck/publicwww/overview/index/htm
top related