Les incroyables aventures de Robert Hanbury Brown et Richard Twiss. Partie 2: sous la Croix du Sud

La dernière fois, on m'a dit comment utiliser le radiotélescope pour détecter le lanceur Sputnik-1, et pourquoi il ne suffit pas pour l'astronomie. Aujourd'hui, nos personnages principaux découvriront comment rendre les ordres de grandeur des télescopes plus puissants, partiront à la recherche d'un ciel clair et se familiariseront avec les subtilités de l'astronomie en Australie. Bienvenue au chat.



Dans l'ensemble, le principe de fonctionnement des télescopes doubles - interféromètres stellaires de la première partie est basé sur trois idées simples:

1. Dans un petit télescope, une étoile semble être un point, dans un grand - un objet étendu. Il en va de même pour deux télescopes avec de petites / grandes distances entre eux.

2. Si vous changez la distance entre deux télescopes, tôt ou tard l'image d'une étoile à partir d'un point sera étendue. À partir de cela, on peut déterminer la taille angulaire de l'étoile - l'un des paramètres astronomiques les plus importants.

3. Comment puis-je savoir à quel moment l'image du point est étendue? C'est possible par interférence: un objet ponctuel donne une interférence claire, un objet étendu n'en donne aucune:

Le premier et le deuxième paragraphe sont simples et ingénieux. Mais avec le troisième, il y a un problème. L'interférence est toujours formée par deux faisceaux se déplaçant le long de deux chemins différents, et par conséquent, il est terrifiant de voir combien sensible à la longueur de ces chemins. La turbulence et juste un léger mouvement d'air suffisent pour que la lumière entre dans les télescopes un peu plus tôt, un peu plus tard. Pour cette raison, les bandes d'interférence se déplaceront de gauche à droite et finiront par brouiller l'image entière.

Interférence: bonne (a), pas très bonne (b), très mauvaise (c).

Ce serait bien de trouver quelque chose pour distinguer une image ponctuelle d'une étoile d'une image allongée! Hanbury Brown rencontre le deuxième héros de notre histoire, le physicien théoricien Richard Twiss. Ensemble, ils prêtent attention à l'intensité du rayonnement de l'étoile - ou plutôt, au bruit de ce rayonnement.

La lumière d'une étoile n'est pas constante, mais varie légèrement dans le temps. Il ne s'agit pas de planètes et d'éclipses - toute source de lumière est un peu, mais bruyante. Si la source est un point, de quelque côté que vous le regardiez, le bruit sera le même (le point est le point, peu importe comment vous le tordez). Mais pour une source étendue, ce n'est pas le cas: disons, le bruit de l'ampoule, si vous le regardez de gauche à droite, est légèrement différent. Il en va de même pour une star.

Si les deux télescopes voient le même bruit, alors l'étoile semble être un point. Si le bruit est différent, alors l'étoile semble s'étendre. Ingénieux! Aucune interférence ou autre couplage sensible entre les télescopes n'est nécessaire; le problème de turbulence disparaît de lui-même. Cela signifie qu'ils peuvent être espacés de plusieurs centaines de mètres sans aucun problème! Nos protagonistes assemblent le premier télescope du nouveau système - un interféromètre d'intensités (soit dit en passant, c'était déjà en 1952 - avant même le télescope Lovell).

Comment savez-vous si deux télescopes voient le même bruit ou différent? L'idée la plus simple est de soustraire le signal d'un télescope du signal d'un autre. En fait, il est beaucoup plus efficace de surveiller non pas la différence de signaux de deux télescopes, mais leur produit . De plus, pas seulement un produit, mais sa valeur moyenne:

Les crochets triangulaires ne font que faire la moyenne dans le temps, c'est-à-dire la valeur moyenne cachée derrière le bruit. I ₁ et I ₂ - intensité du signal de deux télescopes. Ils sont bruyants, donc leur travail est aussi bruyant; mais la valeur moyenne est clairement définie.

Pour le rendre plus pratique, cette valeur est divisée en valeurs moyennes de I ₁ et I ₂ . Ce qui s'est passé s'appelle g ⁽²⁾ ou une fonction de corrélation de second ordre :

Si l'étoile est allongée, alors I ₁ et I ₂ proviennent de points différents, elles sont indépendantes et des parenthèses triangulaires peuvent être ouvertes. Le numérateur et le dénominateur de la fraction deviendront égaux et deviendront une unité. Autrement dit, pour une étoile étendue g ⁽²⁾ = 1. Il est pratique et facile à retenir.

Et une étoile ponctuelle? De quel côté ne la regarde pas, l'intensité et le bruit seront les mêmes. Par conséquent, I ₁ = I ₂ et donc

Habituellement, cette valeur est supérieure à l'unité (idéalement, elle est de deux). Donc, pour mesurer la taille d'une étoile à l'aide de deux télescopes, vous devez calculer g ⁽²⁾ , en changeant la distance entre eux:

Lorsque g ⁽²⁾ commence à tomber de deux à un, la distance entre les télescopes déterminera la taille angulaire de l'étoile à travers le rapport de diffraction. C’est toute la théorie. Il est temps de passer à la pratique.

Digression lyrique: pourquoi la corrélation de second ordre

- , – . (, !), .

( g⁽¹⁾) – ( ), g⁽²⁾ – ( = ).

( g⁽¹⁾) (g⁽²⁾).

Ainsi, les deux radiotélescopes Hanbury Brown n'étaient connectés par rien, et ils pouvaient être écartés non pas de dizaines de mètres, mais de kilomètres. Un télescope a été laissé dans l'observatoire, le second a été transporté d'un champ à l'autre, loin du premier. Les inquiétudes concernant les sources radio Cygnus A et Cassiopeia A ne se sont pas concrétisées - elles se sont avérées assez grandes et la distance entre les télescopes de plusieurs kilomètres était assez suffisante pour mesurer leur taille.

Après l'interféromètre radio, Hanbury Brown décide d'assembler un nouveau double télescope - cette fois optique. À portée de main sont de vieux projecteurs militaires, parfaits à cet effet. Maintenant, ils ne doivent pas diffuser la lumière, mais la collecter, pour laquelle les lampes doivent être remplacées par des photomultiplicateurs:

Encouragé par ses succès précédents, Hanbury Brown se fixe l'objectif ambitieux de mesurer la taille de Sirius, l'étoile la plus brillante du ciel. La tâche a été compliquée par le fait que Sirius (plus précisément, son composant brillant Sirius A) est une petite étoile de taille comparable au Soleil. Mais c'étaient encore des fleurs. Tout à coup, il s'avère que la vie d'un astronome optique en Grande-Bretagne n'est pas si simple - le climat n'est pas le même. Et puis le télescope n'a été assemblé qu'à l'automne, donc les mesures ont commencé dans un merveilleux hiver britannique: humide, humide, bien sûr, nuageux et brouillard sur la Tamise .

L'hiver à l'Observatoire de Jodrell Bank.

Il ne reste plus qu'à ajouter qu'en Grande-Bretagne Sirius ne dépasse pas 20 degrés au-dessus de l'horizon en principe! Les astronomes étaient épuisés, ont passé tout l'hiver, mais en quelque sorte miraculeusement mesuré les quatre points expérimentaux avec d'énormes erreurs et estimé approximativement la taille de l'étoile. Plus surprenant, leur résultat diffère des données modernes de moins de vingt pour cent.

Après avoir goûté à tous les charmes de l'astronomie britannique, Hanbury Brown s'installe en Australie sans nuage, où il récupère un nouveau télescope optique. Vous êtes peut-être un peu surpris de la rapidité avec laquelle il a réussi à fabriquer de nouveaux télescopes. Le fait est qu'ils ne nécessitent pas d'images de haute qualité. Vous avez juste besoin d'un grand miroir qui peut collecter la lumière sur le photodétecteur; la qualité et les aberrations de ce miroir sont totalement sans importance. Les télescopes australiens étaient très similaires aux antennes paraboliques modernes: une "antenne" parabolique a été assemblée à partir de 252 miroirs et a focalisé la lumière sur un photomultiplicateur monté à l'extrémité d'un long tuyau:

Pendant de nombreuses années, certains miroirs ont dû être retirés, mais cela n'a pas particulièrement affecté la qualité. La situation avec la faune locale était bien pire. Au début, les grenouilles ont attaqué l'observatoire. Hanbury Brown ne les aimait pas terriblement, alors Twiss les jeta hors de la pièce avec des pinces à glace. Après la sécheresse, les grenouilles ont disparu, mais des souris sont apparues qui ont commencé à ronger le câble. Mais le pire de tout était les oiseaux: les petits adoraient voler vers leur reflet dans le miroir devant l'impact sonore de leur bec; et de grands perroquets multicolores avec plaisir suspendus à l'envers sur les câbles, les grattant et les grignotant régulièrement. J'ai dû me procurer un faucon, qui protégeait les télescopes d'une variété d'animaux.

Les télescopes eux-mêmes étaient montés sur deux plates-formes ferroviaires et placés sur des rails circulaires. Cela a permis de réaliser des mesures à deux orientations perpendiculaires des télescopes et, ainsi, d'obtenir une image bidimensionnelle. En particulier, cette approche a été très utile dans l'étude des étoiles binaires.

Au milieu du cercle se trouve le centre de contrôle, un grand bâtiment au premier plan - un garage pour télescopes et un faucon de sécurité y vivaient.

Le télescope de Narrabri a fait une véritable percée en astronomie. Avec son aide, il a été possible de mesurer les dimensions angulaires de dizaines d'étoiles, y compris des étoiles binaires. Cela a permis de compléter le diagramme de Hertzsprung-Russell, de traiter l'évolution des étoiles tardives, de voir les couronnes stellaires et de découvrir ce qui s'y passe ... L'interférométrie des intensités a pris sa place d'honneur parmi les instruments astronomiques, mais son apogée est tombée sur les nouveaux radiotélescopes.

Peut-on porter deux télescopes encore plus loin? Bien sûr! Oui, et pourquoi le transporter, vous pouvez prendre deux radiotélescopes sur Terre et les faire fonctionner par paires. C'est ce qu'on appelle l' interférométrie à base super longue.. Dans le même temps, les télescopes n'ont pas besoin de communication en temps réel: un signal provenant d'eux peut être enregistré puis traité; l'essentiel est que les mesures soient effectuées simultanément. Au lieu de changer la distance entre eux, la temporisation est modifiée - tout comme dans les interféromètres stellaires.

Le principe de fonctionnement de la radio-interférométrie à bases extra-longues.

Radiotélescopes sur une carte du monde (en aucun cas tous). N'importe quelle paire peut former un interféromètre radio.

Un télescope de la taille du diamètre de la Terre - qui aurait pensé! Il s'est avéré, et ce n'est pas la limite. Pourquoi ne pas lancer un télescope dans l'espace et le jumeler avec celui de la Terre? Cela a été fait pour la première fois à la station Salyut-6, en combinant son télescope avec le géant RT-70 près d'Evpatoria:

En raison du grand diamètre - déjà 10 mètres - ils ont décidé de fixer le télescope sur la station d'accueil, et après avoir terminé le travail, décrochez-le et repoussez-le (vous devez amarrer le Progress quelque part). Mais le télescope a décidé différemment et a réussi à s'accrocher au bâtiment de la gare. J'ai dû aller dans l'espace. Dès que l'astronaute Valery Ryumin a coupé l'un des câbles qui ont attrapé l'antenne, elle a immédiatement secoué et a volé droit sur lui. J'ai dû esquiver. En général, la vraie vie des astronautes n'est jamais inférieure à la gravité :).

Eh bien, le sommet de la création pour aujourd'hui est le légendaire projet Radioastronavec le télescope spatial télescope R. Il vole sur une orbite elliptique avec l'apogée de déjà 340 mille kilomètres - cela signifie que le diamètre effectif du télescope est approximativement égal à la distance de la Terre à la Lune! En tant que deuxième récepteur, l'un des télescopes au sol est sélectionné en fonction de la météo et des tâches.

Les succès de Radioastron sur trois ans sont impressionnants: il a réussi à déterminer la taille de nombreux quasars, des jets relativistes, à observer le comportement des masques spatiaux et à découvrir la structure inhabituelle des pulsars ... Zelenyikot a bien parlé de certains des résultats . Aujourd'hui, Radioastron continue d'observer, des tâches sont prévues pour longtemps, et je suis sûr qu'il continuera de nous plaire avec de nouveaux résultats.

Hanbury Brown et Twiss ont fait une autre révolution scientifique. L'interféromètre d'intensité - compréhensible, facile à installer, incroyablement efficace - s'est avéré être un outil puissant entre les mains des astronomes. Mais dans son travail, il y a eu quelques moments incompréhensibles. Surtout, il était surprenant que g ⁽²⁾ pour les télescopes déplacés soit exactement deux:

On croyait que cela était en quelque sorte lié au bruit de l'étoile, mais comment exactement n'était pas clair. Que nos héros soient au courant ou non, ils se tenaient à un pas d'un monde complètement nouveau - l'optique quantique .

Suite: partie 3 .

Sources de
M. Fox. Optique quantique: une introduction - Oxford University Press, 2006.
R. Hanbury Brown. L'interféromètre d'intensité. Son application à l'astronomie. - Londres: Taylor & Francis, 1974.
R. Hanbury Brown. Boffin: une histoire personnelle des premiers jours du radar, de la radioastronomie et de l'optique quantique - Bristol: Adam Hilger, 1991.
Glazkov Yu.N., Kolesnikov Yu.V. Dans l'espace. - M .: Pédagogie, 1990.
Atelier 2009 sur l'interférométrie à intensité stellaire.
Nécrologie: Robert Hanbury Brown. Nature 416, 34 (2002).
PG Tuthill L'interféromètre à intensité stellaire Narrabri: un hommage au 50e anniversaire. Proc. de SPIE 91460C (2014).

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

Source: https://habr.com/ru/post/fr386261/