Las increíbles aventuras de Robert Hanbury Brown y Richard Twiss. Parte 1
Hola giktayms Hoy me gustaría contarles una maravillosa historia de la vida de dos astrónomos británicos. Admiraremos telescopios inusuales, miraremos las profundidades del espacio, desde donde saltaremos milagrosamente al mundo de las probabilidades, los fotones individuales y la computación cuántica. Espero haberte intrigado. Bienvenido a cat.Entonces, los personajes principales de nuestra historia serán los astrónomos. Y los astrónomos, como saben, adoran los grandes telescopios. Y el punto aquí no está en el aumento, más precisamente, no en el aumento. Hay dos razones En primer lugar, un gran telescopio recoge más luz y puede ver estrellas más débiles (esto se llama apertura ). Pero en segundo lugar, cuanto más grande es el telescopio, mayor es su resolución angular. La razón de esto es la difracción de la luz: un haz paralelo que pasa a través de cualquier agujero ciertamente se vuelve divergente. Además, cuanto más pequeño sea el agujero (por ejemplo, la lente del telescopio), más se dispersará el haz y menos clara será la imagen que veremos.Galaxy M51 en el rango infrarrojo lejano a través de los ojos de los telescopios Spitzer (izquierda, lente de 0.85 m) y Herschel (derecha, 3.5 m). Más telescopio, mejor resolución angular.Digamos, en un telescopio aficionado, puedes ver a Júpiter y Saturno con sus anillos, e incluso las fases de Venus. Las dimensiones angulares de las estrellas son mucho más pequeñas, por lo que es imposible considerarlas: se ven como puntos brillantes. Por otro lado, los puntos (o más bien, las fuentes puntuales ) son muy aficionados a la óptica. Por ejemplo, es fácil para ellos considerar la propagación de los rayos. Y a partir de ellos, se puede observar interferencia en dos rendijas.Pero no funciona desde una fuente extendida de interferencia: sus diferentes secciones, incoherentes entre sí, manchan la imagen de interferencia. Resulta que con la ayuda de un pequeño telescopio podemos ver la interferencia de la imagen puntual de una estrella. Pero si el telescopio es grande, la imagen de la estrella será más que un punto y la interferencia comenzará a desaparecer.La interferencia de la luz de una estrella observada a través de telescopios de diferentes tamaños. La imagen más clara es visible a través de un pequeño telescopio (izquierda); en la interferencia más grande (derecha) no es visible en absoluto.En principio, el tamaño angular de una estrella se puede medir de esta manera: se debe observar la interferencia causada por ella, aumentando gradualmente el diámetro del telescopio. En el momento en que la interferencia comienza a desvanecerse, la resolución angular del telescopio coincidirá exactamente con el tamaño de la estrella. Eso es solo para cambiar suavemente el tamaño del telescopio; para decirlo suavemente, es muy difícil. En cambio, Albert Michelson propuso el siguiente esquema:La luz no ingresa al telescopio directamente, sino a través de espejos auxiliares (en un soporte rojo), que se pueden mover y separar. Algo así como un tubo estéreo. Solo en el tubo estéreo cambiamos la distancia efectiva entre las pupilas, y aquí está el diámetro efectivo de la lente.Una buena ventaja es que la distancia entre dos espejos se puede cambiar dentro de límites muy grandes, lo que significa que el tamaño efectivo de la lente puede ser enorme. La idea se hizo realidad por primera vez en la década de 1920 cerca de Los Ángeles: con un telescopio de 2.5 metros:pon una viga horizontal de seis metros con cuatro espejos. Los espejos extremos se podrían separar:Los espejos se encuentran en la parte superior del haz: los que están más cerca de los bordes reciben luz de la estrella; los que están más cerca del centro lo envían a través de un telescopio. En la foto, una reproducción del museo, el diseño original después de la finalización del trabajo fue desmantelado, y el telescopio cambió a otras tareas. Bueno, ahora el Observatorio Mount Wilson está abierto a turistas y astrónomos aficionados.El dispositivo se llamaba interferómetro estelar . Permitió por primera vez medir el tamaño del gigante rojo Betelgeuse. En realidad, así fue como se descubrieron los gigantes rojos. Y también logramos descubrir que una de las estrellas más brillantes del cielo, la Capella, es en realidad una estrella doble.La capilla a través de los ojos de un telescopio moderno. Dos estrellas gigantes giran en torno a un centro de masa común con un período de 104 días. La distancia entre las estrellas es casi la misma que desde el Sol hasta Venus.Con el tiempo, los interferómetros estelares se hicieron más grandes. Uno de los interferómetros más potentes (y hermosos) es el Observatorio Alpino Keka en las Islas Hawaianas. En lugar de un sistema de espejos, aquí se usan dos telescopios reales de diez metros:y la interferencia entre ellos se observa en el corredor subterráneo, donde la imagen conduce a un sistema de espejos:La pregunta lógica es: ¿cómo cambian la distancia entre tales motores? Resulta que en lugar de mover y extender los telescopios, puede introducir un retraso entre las imágenes; el efecto será el mismo. La línea de retardo óptico es muy simple: es un reflector de esquina sobre rieles. Si lo mueve un poco más, la ruta óptica aumentará y la luz llegará un poco más tarde.Keck Observatory Delay Lines. En el centro de la imagen en los rieles hay una caja vertical; un reflector de esquina está montado en su parte trasera. Refleja la luz de fondo proveniente del final del túnel.Mazmorras del Observatorio Keck. Las líneas de retraso están en el túnel que conecta los dos telescopios. Se observan interferencias en el interior junto al segundo telescopio.Casi lo mismo se puede hacer en el rango de radio. Este pensamiento fue visitado por uno de nuestros personajes principales, Robert Hanbury Brown ( no se trata de un esposo y una esposa, sino de cuatro personas diferentes con un apellido doble), que se dedicaba a la radioastronomía cerca de Manchester en ese momento. Sin embargo, tomémoslo en orden.Después del final de la Segunda Guerra Mundial, muchos radares militares dieron paso a sus descendientes más avanzados y se volvieron innecesarios. Bernard Lovell trae varios camiones de radares obsoletos al Banco Jodrell cerca de Manchester y establece un nuevo observatorio de radio. Hanbury Brown llega allí, quien trabajó durante la guerra contra el radar en los Estados Unidos. De partes de los radares recogen un radiotelescopio y descubren la primera fuente de radio extragaláctica: la nebulosa de Andrómeda. El interés por la radioastronomía aumenta bruscamente, y en 1957 apareció un nuevo dispositivo en el Banco Jodrell: el telescopio Lovell.
Source: https://habr.com/ru/post/es385883/
All Articles