As incríveis aventuras de Robert Hanbury Brown e Richard Twiss. Parte 1
Olá Giktayms! Hoje eu gostaria de contar uma história maravilhosa da vida de dois astrônomos britânicos. Vamos admirar telescópios incomuns, olhar para as profundezas do espaço, de onde saltaremos milagrosamente para o mundo das probabilidades, fótons únicos e computação quântica. Espero ter intrigado você. Bem-vindo ao gato.Então, os personagens principais da nossa história serão astrônomos. E os astrônomos, como você sabe, amam grandes telescópios. E o ponto aqui não está no aumento, mais precisamente - não no aumento. Existem duas razões. Em primeiro lugar, um grande telescópio coleta mais luz e pode ver estrelas mais fracas (isso é chamado de abertura ). Mas, segundo, quanto maior o telescópio, maior a sua resolução angular. A razão para isso é a difração da luz: um feixe paralelo passando por qualquer buraco certamente se torna divergente. Além disso, quanto menor o buraco (por exemplo, a lente do telescópio), mais o feixe se dispersará e menos nítida será a imagem.O Galaxy M51 na faixa de infravermelho distante, através dos olhos dos telescópios Spitzer (esquerda, lente de 0,85 m) e Herschel (direita, 3,5 m). Mais telescópio - melhor resolução angular.Digamos, em um telescópio amador, você pode ver Júpiter e Saturno com seus anéis e até as fases de Vênus. As dimensões angulares das estrelas são muito menores, por isso é impossível considerá-las - elas se parecem com pontos brilhantes. Por outro lado, os pontos (ou melhor, fontes pontuais ) gostam muito da óptica. Por exemplo, é fácil para eles considerar a propagação dos raios. E a partir deles, a interferência pode ser observada em duas fendas.Mas não funciona a partir de uma fonte estendida de interferência: suas diferentes seções, incoerentes entre si, mancham a imagem da interferência. Acontece que, com a ajuda de um pequeno telescópio, podemos ver a interferência de uma imagem pontual de uma estrela. Mas se o telescópio for grande, a imagem da estrela será mais do que apenas um ponto e a interferência começará a desaparecer.A interferência da luz de uma estrela observada através de telescópios de diferentes tamanhos. A imagem mais nítida é visível através de um pequeno telescópio (esquerda); na maior interferência (direita) não é visível.Em princípio, o tamanho angular de uma estrela pode ser medido desta maneira: a interferência dela deve ser observada, aumentando gradualmente o diâmetro do telescópio. No momento em que a interferência começa a diminuir, a resolução angular do telescópio corresponde exatamente ao tamanho da estrela. Isso é apenas para alterar suavemente o tamanho do telescópio - para dizer o mínimo, é muito difícil. Em vez disso, Albert Michelson propôs o seguinte esquema:A luz não entra no telescópio diretamente, mas através de espelhos auxiliares (em um suporte vermelho), que podem ser movidos e afastados. Algo como um tubo estéreo. Somente no tubo estéreo mudamos a distância efetiva entre as pupilas, e aqui está o diâmetro efetivo da lente.Um bom bônus é que a distância entre dois espelhos pode ser alterada dentro de limites muito grandes - o que significa que o tamanho efetivo da lente pode ser enorme! A idéia foi trazida à vida pela primeira vez na década de 1920, perto de Los Angeles: com um telescópio de 2,5 metros:coloque um feixe horizontal de seis metros com quatro espelhos. Os espelhos extremos poderiam ser separados:Os espelhos estão localizados no topo do feixe: aqueles mais próximos das bordas recebem luz da estrela; aqueles mais próximos do centro o enviam através de um telescópio. Na foto, uma reprodução do museu, o desenho original após a conclusão do trabalho foi desmontado e o telescópio mudou para outras tarefas. Bem, agora o Observatório Mount Wilson está aberto a turistas e astrônomos amadores.O dispositivo foi chamado de interferômetro estelar . Ele permitiu pela primeira vez medir o tamanho do gigante vermelho Betelgeuse. Na verdade, foi assim que os gigantes vermelhos foram descobertos. E também descobrimos que uma das estrelas mais brilhantes do céu - a Capella - é na verdade uma estrela dupla.A capela através dos olhos de um telescópio moderno. Duas estrelas gigantes giram em torno de um centro de massa comum com um período de 104 dias. A distância entre as estrelas é praticamente a mesma do Sol a Vênus.Com o tempo, os interferômetros estelares aumentaram. Um dos interferômetros mais poderosos (e bonitos) é o Observatório Alpino Keka, nas Ilhas Havaianas. Em vez de um sistema de espelhos, dois telescópios reais de dez metros são usados aqui:e a interferência entre eles é observada no corredor subterrâneo, onde a imagem leva a um sistema de espelhos:A questão lógica é: como eles mudam a distância entre esses mecanismos? Acontece que, em vez de mover e estender os telescópios, você pode introduzir um atraso entre as imagens - o efeito será o mesmo. A linha de atraso óptico é muito simples: é um refletor de canto nos trilhos. Se você avançar um pouco mais, o caminho óptico aumentará e a luz virá um pouco mais tarde.Linhas de atraso do observatório Keck. No meio da figura, nos trilhos, há uma caixa vertical; um refletor de canto está montado na parte traseira. Reflete a luz de fundo vinda do fim do túnel.Masmorras do Observatório Keck. As linhas de atraso estão no túnel que liga os dois telescópios. A interferência é observada em ambientes fechados ao lado do segundo telescópio.Sobre o mesmo pode ser feito no alcance do rádio. Essa ideia visitou um de nossos personagens principais, Robert Hanbury Brown (este não é um marido e uma esposa, mas quatro pessoas diferentes com um sobrenome duplo), que estava envolvido em radioastronomia naquela época sob Manchester. No entanto, vamos levá-lo em ordem.Após o fim da Segunda Guerra Mundial, muitos radares militares deram lugar a seus descendentes mais avançados e se tornaram desnecessários. Bernard Lovell leva vários caminhões de radares obsoletos para o Jodrell Bank, perto de Manchester, e estabelece um novo observatório de rádio. Hanbury Brown chega lá, que trabalhou durante a guerra no radar nos Estados Unidos. De partes dos radares, eles coletam um radiotelescópio e descobrem a primeira fonte de rádio extragalática - a nebulosa de Andrômeda. O interesse pela radioastronomia aumenta acentuadamente e, em 1957, um novo dispositivo apareceu no Jodrell Bank - o telescópio Lovell.
Source: https://habr.com/ru/post/pt385883/
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