罗伯特·汉伯里·布朗和理查德·特维斯的奇妙冒险。第1部分

你好，Giktayms！今天，我想告诉您一个来自两位英国天文学家生平的精彩故事。我们将欣赏不寻常的望远镜，深入太空深处，从那里我们将奇迹般地跳入概率，单光子和量子计算的世界。我希望我能引起你的兴趣。欢迎来到猫。


因此，我们故事的主要人物将是天文学家。如您所知，天文学家喜欢大型望远镜。这里的重点不是增加，更确切地说，不是增加。有两个原因。首先，大型望远镜会收集更多的光，并且可以看到较暗的恒星（这称为光圈）。但是第二，望远镜越大，其角分辨率越大。其原因是光衍射：穿过任何孔的平行光束肯定会发散。此外，孔（例如望远镜透镜）越小，光束的散射越多，我们看到的图像越清晰。

通过Spitzer望远镜（左为0.85 m镜头）和Herschel（右为3.5 m）的眼睛，在远红外范围内的Galaxy M51。更多望远镜-更好的角分辨率。

说，在业余望远镜中，您可以看到木星和土星的环，甚至金星的相位。星星的角度尺寸要小得多，因此无法考虑它们-它们看起来像亮点。另一方面，点（或更确切地说，点源）在光学中非常喜欢。例如，他们很容易考虑光线的传播。从中可以观察到两个缝隙之间的干涉。

但是，从扩展的干扰源开始是行不通的：彼此不同的不同部分会涂抹干扰图像。事实证明，借助小型望远镜，我们可以从恒星的点图像中看到干扰。但是，如果望远镜很大，则恒星的图像将不仅仅是一个点，而且干涉将开始消失。

通过不同尺寸的望远镜观察到的来自恒星的光的干扰。可通过小型望远镜（左）看到最清晰的图像。最大（右侧）的干扰根本看不到。

原则上，可以用这种方式测量恒星的角大小：必须观察到恒星的干扰，逐渐增大望远镜的直径。在干涉开始减弱的那一刻，望远镜的角分辨率将与恒星的大小完全匹配。这只是为了平滑地改变望远镜的尺寸-轻描淡写地说，这是非常困难的。相反，阿尔伯特·迈克尔森（Albert Michelson）提出了以下方案：

光线不会直接进入望远镜，而是会通过辅助镜（在红色支架上）进入并且可以分开移动。像是立体声电子管。仅在立体镜筒中，我们才会更改瞳孔之间的有效距离，这是镜头的有效直径。

一个不错的好处是，两个反射镜之间的距离可以在很大的范围内更改-这意味着镜头的有效尺寸可能很大！这个想法最初是在1920年代洛杉矶附近实现的：使用这样的2.5米望远镜：

放一个六米长的水平光束和四个镜子。极端的镜子可以移开：

反光镜位于光束的顶部：靠近边缘的反光镜接收来自恒星的光；反之亦然。靠近中心的人通过望远镜将其发送出去。在照片中，博物馆复制品，工作完成后的原始设计被拆除，望远镜切换到其他任务。好吧，现在威尔逊山天文台向游客和业余天文学家开放。

该设备被称为恒星干涉仪。他第一次允许测量红色巨人Betelgeuse的大小。实际上，这就是发现红色巨人的方式。我们还设法找出了天空中最明亮的恒星之一-Capella-实际上是双星。

小教堂通过现代望远镜的眼睛。两只巨星围绕一个共同的质心旋转，周期为104天。恒星之间的距离与太阳到金星的距离大致相同。

随着时间的流逝，恒星干涉仪变得越来越大。夏威夷群岛的Keka高山天文台是功能最强大（也是最漂亮）的干涉仪之一。这里使用两个真实的十米望远镜来代替镜子系统：

并在地下走廊中观察到它们之间的干扰，在该走廊中，图像指向镜子系统：

逻辑上的问题是：它们如何改变此类发动机之间的距离？事实证明，除了移动和扩展望远镜之外，您还可以在图像之间引入延迟-效果是相同的。光学延迟线非常简单：它是导轨上的角反射器。如果将其再移一点，光路会增加，而光会稍晚一点。

凯克天文台延迟线。图片的中间是一个垂直框；角反射器安装在其后侧。它反射来自隧道末端的背光。

凯克天文台的地下城。延迟线在连接两个望远镜的隧道中。在第二台望远镜旁边的室内观察到干扰。

可以在无线电范围内完成大约相同的操作。这个主意拜访了我们的主要人物之一罗伯特·汉伯里·布朗（Robert Hanbury Brown）（这不是夫妻，而是四个姓双的人），当时他在曼彻斯特任职期间从事射电天文学研究。但是，让我们按顺序进行。

第二次世界大战结束后，许多军用雷达让位给了他们更先进的后代，因此变得不必要了。伯纳德·洛维尔（Bernard Lovell）将几辆过时的雷达带到曼彻斯特附近的乔德雷尔银行，并建立了一个新的无线电观测站。汉伯里·布朗（Hanbury Brown）到达那里，他曾在美国的雷达战争中工作。他们从雷达的各个部分收集射电望远镜，并发现了第一个银河系外射电源-仙女座星云。对射电天文学的兴趣急剧上升，1957年，在乔德雷尔银行出现了一种新仪器-Lovell望远镜。

这款望远镜今天可以使用，但那时候只是个奇迹。例如，只有他设法探测到R-7火箭的第二阶段，该火箭将第一颗人造地球卫星送入了轨道。汉布里·布朗（Hanbury Brown）和他的同事们用这架望远镜开始探索远程无线电源。几年后，这些研究将导致类星体的发现，但就目前而言，天文学家只是在寻找空中新出现的有趣物体。当然，它们没有经过两个强大的无线电源-星系Swan A（左）和超新星仙后座A（右）的残骸：

但是，即使是洛威尔望远镜的80米板也不足以更详细地检查这两个来源。汉伯里·布朗（Hanbury Brown）想到了与凯克天文台类似的东西：两个射电望远镜的干涉仪。但是，对于星型干涉仪的所有想法来说，它都有两个明显的缺点。

首先，长施工总是不稳定的。两个望远镜彼此之间的距离越远，它们之间结构的振动就变得越明显，这会对干涉像产生不利影响。好吧，主要的问题是来自恒星的光沿着两个不同的路径进入两个望远镜，如果微风通过其中一个（或者只是大气波动），这会使干涉图像变得嘈杂并严重降低测量精度。如果望远镜之间的距离超过几百米，几乎不可能测量任何东西。这不能令人满意：假定无线电源非常小，并且要测量它们的大小，必须将望远镜传播许多公里。该任务需要一个根本不同的解决方案。

续篇：第2部分，第三部分。

来源
http://www.nature.com/nature/journal/v416/n6876/full/416034a.html
M. Fox量子光学：简介。-牛津大学出版社，2006年

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Source: https://habr.com/ru/post/zh-CN385883/