As incríveis aventuras de Robert Hanbury Brown e Richard Twiss. Parte 2: sob o Southern Cross

A última vez que me disseram como usar o radiotelescópio para detectar o veículo de lançamento Sputnik-1 e por que não é suficiente para a astronomia. Hoje, nossos personagens principais descobrirão como tornar mais potentes as ordens de magnitude dos telescópios, partirão para procurar um céu claro e familiarizar-se com os meandros da astronomia na Austrália. Bem-vindo ao gato.



De um modo geral, o princípio de operação de telescópios duplos - interferômetros estelares da primeira parte baseia-se em três idéias simples:

1. Em um telescópio pequeno, uma estrela parece ser um ponto, em um objeto grande - estendido. O mesmo vale para dois telescópios com pequenas / grandes distâncias entre eles.

2. Se você alterar a distância entre dois telescópios, mais cedo ou mais tarde a imagem de uma estrela de um ponto será ampliada. A partir disso, pode-se determinar o tamanho angular da estrela - um dos parâmetros astronômicos mais importantes.

3. Como sei em que ponto a imagem do ponto se estende? É possível por interferência: um objeto pontual fornece clara interferência, um objeto estendido não fornece:

O primeiro e o segundo parágrafo são simples e engenhosos. Mas com o terceiro há um problema. A interferência é sempre formada por dois feixes que viajam por dois caminhos diferentes e, portanto, é aterrorizante a sensibilidade do comprimento desses caminhos. Turbulência e apenas um leve movimento de ar são suficientes para que a luz entre nos telescópios um pouco mais cedo, um pouco mais tarde. Por esse motivo, as faixas de interferência se moverão para a esquerda e para a direita e, eventualmente, desfocarão a imagem inteira.

Interferência: boa (a), não muito boa (b), muito ruim (c).

Seria bom inventar algo para distinguir uma imagem pontual de uma estrela de uma estrela alongada! Hanbury Brown se encontra com o segundo herói de nossa história, o físico teórico Richard Twiss. Juntos, eles prestam atenção à intensidade de radiação da estrela - ou melhor, ao ruído dessa radiação.

A luz de uma estrela não é constante, mas varia um pouco no tempo. Não se trata de planetas e eclipses - qualquer fonte de luz é um pouco, mas barulhenta. Se a fonte for um ponto, então, de qualquer lado que você olhe, o ruído será o mesmo (o ponto é o ponto, não importa como você o torce). Mas para uma fonte extensa, não é assim: digamos, o ruído da lâmpada, se você a olhar da esquerda e da direita, é um pouco diferente. O mesmo vale para uma estrela.

Se os dois telescópios vêem o mesmo ruído, a estrela parece ser um ponto. Se o barulho for diferente, a estrela parece estendida. Engenhoso! Nenhuma interferência ou outro acoplamento sensível entre telescópios é necessário; o problema da turbulência desaparece por si só. Isso significa que eles podem ser espaçados centenas de metros sem problemas! Nossos protagonistas montam o primeiro telescópio do novo sistema - um interferômetro de intensidades (a propósito, já era em 1952 - mesmo antes do telescópio Lovell).

Como você sabe se dois telescópios veem o mesmo ruído ou são diferentes? A idéia mais simples é subtrair o sinal de um telescópio do sinal de outro. De fato, é muito mais eficiente monitorar não a diferença de sinais de dois telescópios, mas o produto deles . Além disso, não apenas um produto, mas seu valor médio:

Os colchetes triangulares estão apenas na média ao longo do tempo, ou seja, o valor médio oculto por trás do ruído. I ₁ e I ₂ - intensidade do sinal de dois telescópios. Eles são barulhentos, portanto, seu trabalho também é barulhento; mas o valor médio está claramente definido.

Para torná-lo mais conveniente, esse valor é dividido nos valores médios de I ₁ e I ₂ . O que aconteceu é chamado g ⁽²⁾ ou uma função de correlação de segunda ordem :

Se a estrela é estendida, I ₁ e I ₂ vêm de pontos diferentes, são independentes e colchetes triangulares podem ser abertos. O numerador e o denominador da fração se tornarão iguais e se tornarão uma unidade. Ou seja, para uma estrela estendida g ⁽²⁾ = 1. É conveniente e fácil de lembrar.

Que tal uma estrela pontual? De que lado não a olha, e a intensidade e o ruído serão os mesmos. Portanto, I ₁ = I ₂ e, portanto,

Geralmente esse valor é maior que a unidade (idealmente, é igual a dois). Portanto, para medir o tamanho de uma estrela usando dois telescópios, é necessário calcular g ⁽²⁾ , alterando a distância entre eles:

Quando g ⁽²⁾ começa a cair de dois para um, a distância entre os telescópios determinará o tamanho angular da estrela através da razão de difração. Essa é toda a teoria. É hora de começar a praticar.

Digressão lírica: por que a correlação de segunda ordem

- , – . (, !), .

( g⁽¹⁾) – ( ), g⁽²⁾ – ( = ).

( g⁽¹⁾) (g⁽²⁾).

Assim, os dois radiotelescópios Hanbury Brown não estavam conectados por nada e podiam ser separados não por dezenas de metros, mas por quilômetros. Um telescópio foi deixado no observatório, o segundo foi transportado de um campo para outro, longe do primeiro. As preocupações com as fontes de rádio Cygnus A e Cassiopeia A não se materializaram - elas se mostraram bastante grandes, e a distância entre os telescópios de vários quilômetros foi suficiente para medir seu tamanho.

Após o interferômetro de rádio, Hanbury Brown decide montar um novo telescópio duplo - desta vez um óptico. Na mão estão velhos holofotes militares, perfeitos para esse fim. Agora eles não precisam espalhar a luz, mas coletá-la, para a qual as lâmpadas precisam ser substituídas por fotomultiplicadores:

Encorajado pelo sucesso anterior, Hanbury Brown estabelece o objetivo ambicioso de medir o tamanho de Sirius, a estrela mais brilhante do céu. A tarefa foi complicada pelo fato de Sirius (mais precisamente, seu componente brilhante Sirius A) ser uma pequena estrela comparável em tamanho ao Sol. Mas estas ainda eram flores. De repente, acontece que a vida de um astrônomo óptico na Grã-Bretanha não é tão simples - o clima não é o mesmo. E então o telescópio foi montado apenas no outono, de modo que as medições começaram em um maravilhoso inverno britânico: úmido, úmido, bem, é claro, nublado e nebuloso no Tamisa .

Inverno no Jodrell Bank Observatory.

Resta apenas acrescentar que, na Grã-Bretanha, Sirius não se eleva acima de 20 graus acima do horizonte em princípio! Os astrônomos estavam exaustos, passaram o inverno inteiro, mas de alguma forma miraculosamente mediram os quatro pontos experimentais com grandes erros e estimaram aproximadamente o tamanho da estrela. Surpreendentemente, seu resultado difere dos dados modernos em menos de vinte por cento.

Tendo provado todos os encantos da astronomia britânica, Hanbury Brown se muda para a Austrália sem nuvens, onde recolhe um novo telescópio óptico. Talvez você esteja um pouco surpreso com a rapidez com que ele conseguiu fazer novos telescópios. O fato é que eles não precisavam de imagens de alta qualidade. Você só precisa de um espelho grande que possa coletar luz no fotodetector; a qualidade e as aberrações desse espelho são completamente sem importância. Os telescópios australianos eram muito parecidos com as antenas parabólicas modernas: uma “antena parabólica” foi montada a partir de 252 espelhos e focou a luz em um fotomultiplicador montado na extremidade de um tubo longo:

Por muitos anos, alguns espelhos tiveram que ser removidos, mas isso não afetou particularmente a qualidade. A situação com a fauna local era muito pior. A princípio, os sapos atacaram o observatório. Hanbury Brown não gostava muito deles, então Twiss os jogou para fora da sala com pinças de gelo. Após a seca, os sapos desapareceram, mas surgiram ratos que começaram a roer o cabo. Mas o pior de tudo foram os pássaros: os pequenos adoravam voar em direção ao seu reflexo no espelho antes do impacto sonoro de seus bicos; e grandes papagaios multicoloridos com prazer pendurados de cabeça para baixo nos cabos, arranhando-os e mordiscando-os regularmente. Eu tinha que pegar um falcão, que protegia os telescópios de uma variedade de animais.

Os telescópios foram montados em duas plataformas ferroviárias e colocados em trilhos circulares. Isso tornou possível realizar medições em duas orientações perpendiculares dos telescópios e, assim, obter uma imagem bidimensional. Em particular, essa abordagem foi muito útil no estudo de estrelas binárias.

No meio do círculo está o centro de controle, um grande edifício em primeiro plano - uma garagem para telescópios e um falcão de segurança morava nele.

O telescópio em Narrabri fez um verdadeiro avanço na astronomia. Com sua ajuda, foi possível medir as dimensões angulares de dezenas de estrelas, incluindo estrelas binárias. Isso tornou possível complementar o diagrama de Hertzsprung-Russell, lidar com a evolução das estrelas tardias, ver coroas estelares e descobrir o que está acontecendo nelas ... A interferometria de intensidades tomou seu lugar de honra entre os instrumentos astronômicos, e seu apogeu caiu em novos radiotelescópios.

Dois telescópios podem ser transportados ainda mais? Claro! Sim, e por que carregá-lo, você pode pegar dois radiotelescópios na Terra e fazê-los funcionar em pares. Isso é chamado de interferometria de base super longa.. Ao mesmo tempo, os telescópios não precisam de comunicação em tempo real: um sinal deles pode ser gravado e processado; o principal é que as medições são realizadas simultaneamente. Em vez de alterar a distância entre eles, o atraso de tempo é alterado - assim como nos interferômetros estelares.

O princípio de operação da interferometria de rádio com bases extra-longas.

Radiotelescópios em um mapa do mundo (de modo algum todos). Qualquer par pode formar um interferômetro de rádio.

Um telescópio do tamanho do diâmetro da Terra - quem teria pensado! Acabou, e este não é o limite. Por que não lançar um telescópio no espaço e emparelhá-lo com um dos da Terra? Isso foi feito pela primeira vez na estação Salyut-6, combinando seu telescópio com o gigante RT-70 perto de Evpatoria:

Por causa do grande diâmetro - já com 10 metros - eles decidiram fixar o telescópio na unidade de acoplamento e, depois de concluir o trabalho, basta desencaixá-lo e empurrá-lo para longe (você precisa atracar o Progress em algum lugar). Mas o telescópio decidiu de maneira diferente e conseguiu se apegar ao prédio da estação. Eu tive que ir para o espaço sideral. Assim que a astronauta Valery Ryumin cortou um dos cabos que prenderam a antena, ela imediatamente se afastou e voou direto para ele. Eu tive que me esquivar. Em geral, a vida real dos astronautas nunca é inferior à Gravidade :).

Bem, o pico da criação para hoje é o lendário projeto Radioastroncom o telescópio R do telescópio espacial. Ele voa em uma órbita elíptica com o apogeu de 340 mil quilômetros - isso significa que o diâmetro efetivo do telescópio é aproximadamente igual à distância da Terra à Lua! Como segundo receptor, um dos telescópios terrestres é selecionado dependendo do clima e das tarefas.

Os sucessos do Radioastron ao longo de três anos são impressionantes: ele conseguiu determinar o tamanho de muitos quasares, jatos relativísticos, observar o comportamento dos masers espaciais e descobrir a estrutura incomum dos pulsares ... Zelenyikot falou bem sobre alguns dos resultados . Hoje, o Radioastron continua observando, as tarefas para ele estão programadas por muito tempo, e tenho certeza de que continuará a nos agradar com novos resultados.

Hanbury Brown e Twiss fizeram outra revolução científica. O interferômetro de intensidade - compreensível, fácil de configurar, incrivelmente eficaz - acabou sendo uma ferramenta poderosa nas mãos dos astrônomos. Mas em seu trabalho houve alguns momentos incompreensíveis. Acima de tudo, foi surpreendente por que g ⁽²⁾ para telescópios deslocados é igual a exatamente dois:

Acreditava-se que isso estivesse de alguma forma relacionado ao barulho da estrela, mas como exatamente não estava claro. Se nossos heróis estavam cientes ou não, eles estavam a um passo de um mundo completamente novo - a óptica quântica .

Continuação: parte 3 .

Fontes de
M. Fox. Ótica quântica: Uma Introdução - Oxford University Press, 2006.
R. Hanbury Brown. O interferômetro de intensidade. Sua aplicação à astronomia. - Londres: Taylor & Francis, 1974.
R. Hanbury Brown. Boffin: Uma História Pessoal dos Primeiros Dias do Radar, Radioastronomia e Quantum Optics - Bristol: Adam Hilger, 1991.
Glazkov Yu.N., Kolesnikov Yu.V. No espaço. - M .: Pedagogia, 1990.
2009 Workshop sobre Interferometria de Intensidade Estelar.
Obituário: Robert Hanbury Brown. Nature 416, 34 (2002).
PG Tuthill O interferômetro estelar Narrabri: uma homenagem aos 50 anos. Proc. do SPIE 91460C (2014).

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

Source: https://habr.com/ru/post/pt386261/