Las increíbles aventuras de Robert Hanbury Brown y Richard Twiss. Parte 2: debajo de la Cruz del Sur

La última vez que me dijeron cómo usar el radiotelescopio para detectar el vehículo de lanzamiento Sputnik-1, y por qué no es suficiente para la astronomía. Hoy, nuestros personajes principales descubrirán cómo hacer que los telescopios sean más potentes, en busca de un cielo despejado y familiarizarse con las complejidades de la astronomía en Australia. Bienvenido a cat.



En general, el principio de funcionamiento de los telescopios dobles: los interferómetros estelares de la primera parte se basa en tres ideas simples:

1. En un telescopio pequeño, una estrella parece ser un punto, en un gran objeto extendido. Lo mismo ocurre con dos telescopios con distancias pequeñas / grandes entre ellos.

2. Si cambia la distancia entre dos telescopios, tarde o temprano la imagen de una estrella desde un punto se extenderá. A partir de esto, se puede determinar el tamaño angular de la estrella, uno de los parámetros astronómicos más importantes.

3. ¿Cómo sé en qué punto la imagen del punto se extiende? Es posible por interferencia: un objeto puntual da una interferencia clara, uno extendido no da nada:

El primer y segundo párrafo son simples e ingeniosos. Pero con el tercero hay un problema. La interferencia siempre está formada por dos haces que viajan a lo largo de dos caminos diferentes y, por lo tanto, es aterrador cuán sensible a la longitud de estos caminos. La turbulencia, y solo un ligero movimiento de aire es suficiente para que la luz entre en los telescopios un poco antes, un poco más tarde. Debido a esto, las tiras de interferencia se moverán hacia la izquierda y hacia la derecha y eventualmente desenfocarán la imagen completa.

Interferencia: buena (a), no muy buena (b), muy mala (c).

¡Sería bueno pensar en algo para distinguir una imagen puntual de una estrella de una alargada! Hanbury Brown se encuentra con el segundo héroe de nuestra historia, el físico teórico Richard Twiss. Juntos prestan atención a la intensidad de radiación de la estrella, o más bien, al ruido de esta radiación.

La luz de una estrella no es constante, pero varía ligeramente en el tiempo. No se trata de planetas y eclipses: cualquier fuente de luz es un poco ruidosa. Si la fuente es un punto, entonces, desde cualquier lado que lo mire, el ruido será el mismo (el punto es el punto, no importa cómo lo tuerza). Pero para una fuente extendida, esto no es así: digamos, el ruido de la bombilla, si la miras desde la izquierda y desde la derecha, es ligeramente diferente. Lo mismo es cierto para una estrella.

Si ambos telescopios ven el mismo ruido, entonces la estrella parece ser un punto. Si el ruido es diferente, entonces la estrella parece extenderse. ¡Ingenioso! No es necesaria ninguna interferencia u otro acoplamiento sensible entre telescopios; El problema de la turbulencia desaparece por sí solo. ¡Esto significa que pueden espaciarse a cientos de metros de distancia sin ningún problema! Nuestros protagonistas ensamblan el primer telescopio del nuevo sistema, un interferómetro de intensidades (por cierto, ya era en 1952, incluso antes del telescopio Lovell).

¿Cómo saber si dos telescopios ven el mismo ruido o son diferentes? La idea más simple es restar la señal de un telescopio de la señal de otro. De hecho, es mucho más eficiente monitorear no la diferencia de señales de dos telescopios, sino su producto . Además, no es solo un producto, sino su valor promedio:

Los corchetes triangulares solo promedian con el tiempo, es decir, el valor promedio oculto detrás del ruido. I ₁ e I ₂ - intensidad de señal de dos telescopios. Son ruidosos, por lo tanto, su trabajo también es ruidoso; pero el valor promedio está claramente definido.

Para hacerlo más conveniente, este valor se divide en los valores promedio de I ₁ e I ₂ . Lo que sucedió se llama g ⁽²⁾ o una función de correlación de segundo orden :

Si la estrella se extiende, entonces I ₁ e I ₂ provienen de diferentes puntos, son independientes y se pueden abrir corchetes triangulares. El numerador y el denominador de la fracción serán iguales y se convertirá en una unidad. Es decir, para una estrella extendida g ⁽²⁾ = 1. Es conveniente y fácil de recordar.

¿Qué pasa con un punto estrella? De qué lado no la miras, y la intensidad y el ruido serán los mismos. Por lo tanto, I ₁ = I ₂ y por lo tanto

Por lo general, este valor es mayor que la unidad (idealmente, son dos). Entonces, para medir el tamaño de una estrella con dos telescopios, debe calcular g ⁽²⁾ , cambiando la distancia entre ellos:

Cuando g ⁽²⁾ comienza a caer de dos a uno, la distancia entre los telescopios determinará el tamaño angular de la estrella a través de la relación de difracción. Esa es toda la teoría. Es hora de pasar a practicar.

Digresión de letras: por qué correlación de segundo orden

- , – . (, !), .

( g⁽¹⁾) – ( ), g⁽²⁾ – ( = ).

( g⁽¹⁾) (g⁽²⁾).

Entonces, los dos radiotelescopios de Hanbury Brown no estaban conectados por nada, y podían separarse no por decenas de metros, sino por kilómetros. Se dejó un telescopio en el observatorio, el segundo fue transportado de un campo a otro, lejos del primero. Las preocupaciones sobre las fuentes de radio Cygnus A y Cassiopeia A no se materializaron: resultaron ser bastante grandes, y la distancia entre los telescopios de varios kilómetros fue suficiente para medir su tamaño.

Después del radio interferómetro, Hanbury Brown decide ensamblar un nuevo telescopio doble, esta vez uno óptico. A la mano hay viejos reflectores militares, perfectos para este propósito. Ahora tienen que no dispersar la luz, sino recogerla, para lo cual las lámparas deben reemplazarse con fotomultiplicadores:

Animado por el éxito anterior, Hanbury Brown se marca el ambicioso objetivo de medir el tamaño de Sirius, la estrella más brillante del cielo. La tarea se complicó por el hecho de que Sirio (más precisamente, su componente brillante Sirio A) es una pequeña estrella comparable en tamaño al Sol. Pero todavía eran flores. De repente, resulta que la vida de un astrónomo óptico en Gran Bretaña no es tan simple: el clima no es el mismo. Y luego el telescopio se montó solo en otoño, por lo que las mediciones comenzaron en un maravilloso invierno británico: húmedo, húmedo, bueno, por supuesto, nublado y con niebla en el Támesis .

Invierno en el Observatorio del Banco Jodrell.

¡Solo resta agregar que en Gran Bretaña, Sirius no se eleva por encima de 20 grados sobre el horizonte en principio! Los astrónomos estaban exhaustos, pasaron todo el invierno, pero de alguna manera midieron milagrosamente los cuatro puntos experimentales con grandes errores y estimaron aproximadamente el tamaño de la estrella. Lo más sorprendente es que su resultado difiere de los datos modernos en menos del veinte por ciento.

Después de probar todos los encantos de la astronomía británica, Hanbury Brown se muda a Australia sin nubes, donde recoge un nuevo telescopio óptico. Quizás esté un poco sorprendido de lo rápido que logró hacer nuevos telescopios. El hecho es que no requerían imágenes de alta calidad. Solo necesita un espejo grande que pueda recoger la luz en el fotodetector; La calidad y las aberraciones de este espejo no tienen importancia. Los telescopios australianos eran muy similares a las antenas parabólicas modernas: se ensambló una "antena parabólica" a partir de 252 espejos y concentró la luz en un fotomultiplicador montado en el extremo de un tubo largo:

Durante muchos años, algunos espejos tuvieron que ser retirados, pero esto no afectó particularmente la calidad. La situación con la fauna local era mucho peor. Al principio las ranas atacaron el observatorio. A Hanbury Brown no les gustaban demasiado, así que Twiss los echó de la habitación con pinzas de hielo. Después de la sequía, las ranas desaparecieron, pero aparecieron ratones que comenzaron a roer el cable. Pero lo peor de todo fueron los pájaros: los pequeños adoraban volar hacia su reflejo en el espejo ante el impacto sonoro de sus picos; y grandes loros multicolores con placer colgaban boca abajo de los cables, rascándolos y mordisqueándolos regularmente. Tuve que conseguir un halcón, que protegía los telescopios de una variedad de animales.

Los telescopios se montaron en dos plataformas ferroviarias y se colocaron en rieles circulares. Esto permitió medir en dos orientaciones perpendiculares de los telescopios y, por lo tanto, obtener una imagen bidimensional. En particular, este enfoque fue muy útil en el estudio de estrellas binarias.

En el centro del círculo se encuentra el centro de control, un gran edificio en primer plano: un garaje para telescopios y un halcón de seguridad en él.

El telescopio en Narrabri hizo un verdadero avance en astronomía. Con su ayuda, fue posible medir las dimensiones angulares de docenas de estrellas, incluidas las estrellas binarias. Esto hizo posible complementar el diagrama de Hertzsprung-Russell, lidiar con la evolución de las estrellas tardías, ver coronas estelares y descubrir qué está sucediendo en ellas ... La interferometría de intensidades tomó su lugar de honor entre los instrumentos astronómicos, pero su apogeo cayó en nuevos radiotelescopios.

¿Se pueden llevar dos telescopios aún más lejos? ¡Por supuesto! Sí, y por qué llevarlo, puede tomar dos radiotelescopios en la Tierra y hacer que funcionen en pares. Esto se llama interferometría de base súper larga.. Al mismo tiempo, los telescopios no necesitan comunicación en tiempo real: una señal de ellos se puede grabar y luego procesar; Lo principal es que las mediciones se realizan simultáneamente. En lugar de cambiar la distancia entre ellos, el retraso de tiempo cambia, al igual que en los interferómetros estelares.

El principio de funcionamiento de la radio interferometría con bases extralargas.

Radiotelescopios en un mapa mundial (de ninguna manera todos). Cualquier par puede formar un radio interferómetro.

Un telescopio del tamaño del diámetro de la Tierra, ¡quién lo hubiera pensado! Resultó, y este no es el límite. ¿Por qué no lanzar un telescopio al espacio y emparejarlo con uno de los de la Tierra? Esto se hizo por primera vez en la estación Salyut-6, combinando su telescopio con el gigante RT-70 cerca de Evpatoria:

Debido al gran diámetro, ya de 10 metros, decidieron fijar el telescopio en la unidad de acoplamiento, y después de completar el trabajo simplemente desengancharlo y empujarlo (es necesario amarrar el Progreso en algún lugar). Pero el telescopio decidió de manera diferente y logró aferrarse al edificio de la estación. Tuve que ir al espacio exterior. Tan pronto como el astronauta Valery Ryumin cortó uno de los cables que atraparon la antena, ella inmediatamente se sacudió y voló hacia él. Tuve que esquivar. En general, la vida real de los astronautas nunca es inferior a la gravedad :).

Bueno, el pico de la creación para hoy es el legendario proyecto Radioastron.con el telescopio espacial R-telescopio. Vuela en una órbita elíptica con el apogeo de ya 340 mil kilómetros, ¡esto significa que el diámetro efectivo del telescopio es aproximadamente igual a la distancia de la Tierra a la Luna! Como segundo receptor, se selecciona uno de los telescopios terrestres según el clima y las tareas.

Los éxitos de Radioastron durante tres años son impresionantes: logró determinar el tamaño de muchos quásares, chorros relativistas, observar el comportamiento de los maestros espaciales y descubrir la estructura inusual de los púlsares ... Zelenyikot habló bien sobre algunos de los resultados . Hoy, Radioastron continúa observando, las tareas están programadas para mucho tiempo por delante, y estoy seguro de que continuará complaciéndonos con nuevos resultados.

Hanbury Brown y Twiss hicieron otra revolución científica. El interferómetro de intensidad, comprensible, fácil de configurar, increíblemente efectivo, resultó ser una herramienta poderosa en manos de los astrónomos. Pero en su trabajo hubo un par de momentos incomprensibles. Sobre todo, fue sorprendente por qué g ⁽²⁾ para telescopios desplazados es exactamente igual a dos:

Se creía que esto estaba relacionado de alguna manera con el ruido de la estrella, pero cómo exactamente no estaba claro. Ya sea que nuestros héroes lo supieran o no, estaban a un paso de un mundo completamente nuevo: la óptica cuántica .

Continuación: parte 3 .

Fuentes de
M. Fox. Óptica cuántica: una introducción - Oxford University Press, 2006.
R. Hanbury Brown. El interferómetro de intensidad. Su aplicación a la astronomía. - Londres: Taylor y Francis, 1974.
R. Hanbury Brown. Boffin: Una historia personal de los primeros días del radar, la radioastronomía y la óptica cuántica - Bristol: Adam Hilger, 1991.
Glazkov Yu.N., Kolesnikov Yu.V. En el espacio exterior. - M .: Pedagogía, 1990.
Taller 2009 sobre interferometría de intensidad estelar.
Obituario: Robert Hanbury Brown. Nature 416, 34 (2002).
PG Tuthill El interferómetro de intensidad estelar Narrabri: un homenaje del 50 aniversario. Proc. de SPIE 91460C (2014).

Imágenes: KDPV , 1 , 2 , 4 , 5 , 7 , 9 , 10 , 11 , 12 , 13 , 14 .

Source: https://habr.com/ru/post/es386261/