الفلك

كيف قاس ميكلسون أقطار أقمار المشتري باستخدام قياس التداخل البصري؟

كيف قاس ميكلسون أقطار أقمار المشتري باستخدام قياس التداخل البصري؟

في Betelgeuse: كيف تم قياس قطرها (Chant، C.A، Journal of the Royal Astronomical Society of Canada، Vol. 15، p.133، Bibliographic Code: 1921JRASC… 15… 133C) يقول المؤلف:

نُشرت الورقة التي أعطيت فيها هذه النتيجة في المجلة الفلسفية عام 1890 ، وفيها أشار ميكلسون إلى أنه يمكن استخدام هذه الطريقة في قياس أقطار الكواكب الصغيرة والأقمار الصناعية وربما النجوم الثابتة. في العام التالي ، وبدعوة من مرصد ليك ، اختبر طريقته على الأقمار الصناعية لكوكب المشتري بنجاح كبير ، وكانت نتائجه قريبة من متوسط ​​القياسات التي أجراها علماء الفلك باستخدام الميكرومتر. (انظر ميكلسون ، موجات الضوء واستخداماتها، ص. 142.)

لقد حاولت عدة محاولات عبر الإنترنت للبحث عن رابط ، وقمت بتحرير عنوان url للمقال الحالي لمحاولة الانتقال إلى الصفحة 142 ، لكن لا شيء يعمل.

سؤال: كيف قاس ميكلسون أقطار أقمار المشتري باستخدام قياس التداخل البصري ، وكيف يمكنني قراءة المزيد عنها؟ ما هي الأداة التي استخدمها ، وما هي مباعدة الشق ، وما إلى ذلك؟

ذات صلة ، تصف ما يصفه المقال المرتبط أعلاه: ما هي المعدات والتقنيات التي تم استخدامها لدراسة قطر منكب الجوزاء في عام 1920؟


كيف قاس ميكلسون أقطار أقمار المشتري باستخدام قياس التداخل البصري؟ - الفلك

في عام 1675 ، حصل عالم الفلك الدنماركي Olaus Roemer على قيمة تقريبية لـ ج باستخدام خسوف أقمار كوكب المشتري. عندما تكون الأرض والمشتري على نفس الجانب من الشمس (E1 و J1 في الشكل) ، يحدث الكسوف قبل الموعد المحدد بما يصل إلى 11 دقيقة عندما يكونان على جانبي الشمس ، يتأخران لمدة تصل إلى 11 دقيقة (E2 و J2 بوصة. شكل).

هذا يعطي ج = 2 a.u./22mins = 2.2x10 ^ 8m / s.

تم قياس قيم أكثر دقة بواسطة Fizeau و Foucault انظر الشكل أدناه.

استخدم فوكو توقيتًا أكثر دقة ، مما يسمح بمسافة وقياس أقصر الخامس في الماء والمواد الشفافة الأخرى الخامس تبين أن تكون أقل من جعلى عكس رأي نيوتن. نحن نعرف ذلك الآن ت = ج / ن، أين ال معامل الانكسار ن يمكن قياسها عن طريق تجارب الانكسار.

ثم قام Fizeau (1851) بقياس سرعة الضوء في a متحرك متوسط ​​(الماء) انظر الشكل أدناه.

سيكون أي تأثير صغير ، لأن ج كبير جدًا ، لكننا نحتاج فقط إلى تحديد يتغيرون في سرعة الضوء ، مقارنة بقيمته في الماء الراكد. إذا كان الضوء ينتقل بشكل أسرع ، يجب أن يزداد طوله الموجي ، لأن التردد لا يتغير. استخدم Fizeau جهازًا يسمى مقياس التداخل، وهي حساسة للغاية للتغيرات الصغيرة في الطول الموجي.

ضع في اعتبارك أولاً التغيير في خصائص الضوء بين الهواء والماء الثابت:
السرعة في الماء الراكد ت = ج / ن = (3 × 10 ^ 8 م / ث) / 1.33 = 2.25 × 10 ^ 8 م / ث
استخدم Fizeau الضوء الأصفر: يقاس في الهواء ، لامدا = 0.5 ميكرومتر = c / f حيث f = التردد بالهرتز.
تقاس في الماء ، لامدا = v / f = c / (nf) = 0.375 ميكرومتر.
عدد الأطوال الموجية في أنبوب مملوء بالماء بطول L (= 1.5 متر) هو N = L / lambda = 1.5 / 0.376 x 10 ^ -6 m = 4.0 x 10 ^ 6

النظر الآن في يتغيرون في خصائص الضوء بين الماء الساكن والمتحرك. أحد الاحتمالات هو أن سرعة الضوء تساوي غير متأثر بحركة الماء.

الاحتمال الثاني هو أن الضوء يتصرف مثل يبدو: سرعتها فيما يتعلق بالوسيط بقي على حاله. إذا كان الأمر كذلك ، فإن سرعته المطلقة في الماء الذي يتحرك بسرعة u ستكون: v '= v + u (بافتراض أن الضوء يتحرك في نفس الاتجاه مثل الماء ، وإلا فإن u مسبوق بعلامة ناقص)
الطول الموجي الجديد عندما يتحرك الماء بسرعة u سيكون: lambda '= (v + u) / f
عدد الأطوال الموجية في الأنبوب هو الآن N '= L / lambda' = Lf / (v + u) = (Lf / v) (1 + u / v) ^ - 1
باستخدام نظرية ثنائية وإهمال شروط الترتيب الأعلى (منذ u / v & lt & lt 1) لدينا: N '= (Lf / v) (1 - u / v)
إذا كان لدينا أنبوب آخر يتحرك فيه الماء في اتجاه ما عكس بالنسبة للضوء ، يتم استبدال u بـ -u ويصبح عدد الأطوال الموجية N '' = (Lf / v) (1 + u / v)
ال يتغيرون في عدد الأطوال الموجية في الأنبوب هو N '- N' = (Lf / v) (2u / v)
إذا كانت u = 7 م / ث ، N '' - N '= (4 × 10 ^ 6) [2 × 7 / (3 × 10 ^ 8 / 1.33)] = 0.25
لذا فإن تمرير الضوء إلى أنبوبين مع تدفق المياه في اتجاهين متعاكسين (انظر الشكل) يوفر فرقًا مساويًا لربع طول الموجة مقارنة بالمياه الثابتة. إذا عكسنا الآن تدفق المياه من خلال الجهاز بأكمله، يصبح التغيير في طول المسار البصري 0.5 طول موجي. على سبيل المثال ، إذا اجتمعت شعاعتا الضوء ليعطيا يخدعالتداخل الهيكلي مع تدفق المياه في اتجاه واحد ، سيكون التداخل ديهيكلي عندما يتحرك الماء في الاتجاه المعاكس ويجب أن يكتشف مقياس التداخل بسهولة هذا التغيير كتغير في الشدة عند إعادة تجميع شعاعي الضوء.

كانت النتيجة التي لوحظت بالفعل متوسط بين هذين الاحتمالين! حالة التداخل فعلت التغيير ، ولكن بمقدار يشير إلى أن السرعة في الوسط المتحرك يجب أن تعطى بواسطة المعادلة:

حيث f (& lt1) هو الآن معامل فرينل للسحب. تجارب مع سوائل ذات معامل انكسار مختلف ن أعطى العلاقة التجريبية:

لم يتم فهم معنى تأثير السحب هذا حتى قدم أينشتاين تفسيرًا.

انحراف نجمي

لنفترض أن الضوء القادم من نجم معين يصل عموديًا وأن الأرض تتحرك أفقيًا بسرعة u بالنسبة للأثير. خلال الفاصل الزمني t الذي يستغرقه الضوء للانتقال إلى أسفل التلسكوب ، تتحرك قاعدته أفقيًا بمقدار ut (C & ampN الشكل 12-9). لذلك يجب إمالة التلسكوب بزاوية ألفا لتمكين الضوء من الانتقال إلى أسفل محوره ، يعطي مثلث متجه من الإزاحة: ألفا

تان ألفا = u t / (c t) = u / c

إذا كان الأثير ثابتًا بالنسبة للشمس، u يختلف بين +30 كم / ث و -30 كم / ث ، اعتمادًا على الوقت من السنة ، العطاء ألفا

10-4 راد (20 قوس ثانية). هذا ميل صغير: يجب تحريك نهاية تلسكوب طوله 10 أمتار بمقدار 1 مم فقط. التأثير الملحوظ قريب من هذا التوقع.

(لاحظ أنه إذا كان الأثير يتحرك بالفعل بسرعة معينة V بالنسبة للشمس، سرعة الأرض بالنسبة للأثير ستكون V +/- 30 كم / ث ، وبالتالي فإن التنبؤ لم يتغير)

إذا كان التلسكوب ليس مائلًا ، سينتقل الضوء إلى أسفل التلسكوب بعيدًا عن المحور قليلاً جنبًا إلى جنب مع تأثير المنظر، ينتج عن الانحراف بيضاوي الشكل الحركة الواضحة للنجم. [لنجم تم ملاحظته على ارتفاع ثيتا، يصبح الميل الزاوي ألفا = (ش / ج) الخطيئةثيتا، لذلك لوحظ تأثير أصغر بالنسبة للنجوم التي لا توجد فوق السماء مباشرة.]

في عام 1871 ، كرر السير جورج إيري التجربة باستخدام تلسكوب مملوء بالماء ، معامل الانكسار n = 1.33 ، متوقعًا أن الميل الزاوي قد يزداد إلى ألفا = ش / (ج / ن) = ن (ش / ج). لكنه لم يلاحظ أي فرق مقارنة بحالة التلسكوب في الهواء.

في الواقع ، تم توقع هذه النتيجة الفارغة من قبل Fizeau ، بافتراض أن الضوء الذي ينتقل في الماء سيتم سحبه أفقيًا بسرعة f u ، حيث f = 1-1 / n ^ 2 هو معامل Fresnel للسحب. يؤدي معامل انكسار الماء إلى إبطاء الضوء ولكن معامل السحب الخاص به يزيد من السرعة و (لأن f = 1-1 / n ^ 2) التأثيران إلغاء بالضبط.

إذن ملاحظة برادلي الأصلية وتجربة إيري كلاهما ثابتة مع الأرض تتحرك من خلال الأثير الذي هو ثابت (أو تتحرك بسرعة ثابتة) بالنسبة للشمس. ومع ذلك ، سرعان ما تم تحدي دور الأثير.

تجربة ميشيلسون مورلي

في عام 1887 ، أ. قام ميكلسون ببناء مقياس تداخل لقياس سرعة الأرض بالنسبة للأثير. يُعرف الترتيب (C & ampN الشكل 12-6) الآن باسم مقياس تداخل ميكلسون. عن طريق مرآة نصف فضية ، يتم توجيه شعاع ضوئي في اتجاهين متعامدين ، ثم ينعكس مرة أخرى باتجاه نفس المرآة نصف الفضية ، بحيث يدخل بعض الضوء من كل مسار إلى كاشف (مثل العدسة) حيث يتم دمجها ويمكن أن تظهر تداخلات بناءة أو هدَّامة.

كما هو موضح في C & ampN (ص 301 - 303) ، فإن انتقال الضوء موازيًا ومضادًا لـ "رياح الأثير" يستغرق وقتًا
tA = L / (c + u) + L / (c-u) = (2L / c) (1 - u ^ 2 / c ^ 2) ^ - 1 ،
أو (باستخدام نظرية ذات الحدين) تقريبًا (2L / c) (1 + u ^ 2 / c ^ 2) لرحلة العودة على طول ذراع واحد (طول L) من الجهاز.

سوف يستغرق الضوء الذي يسافر بشكل عمودي على الريح الأثير بعض الوقت

tB = 2L / (c2-u2) ^ 1/2 = (2L / c) (1-u2 / c2) ^ - 1/2 ، أو تقريبًا (2L / c) (1 + u ^ 2 / 2c ^ 2)

بافتراض ذراع بطول متطابق L. لاحظ أنه في كلتا الحالتين ، يكون التأثير الناتج عن الانجراف عبر الأثير هو الدرجة الثانية التأثير (يتناسب مع u ^ 2) وهو صغير جدًا من الترتيب 10 ^ -8 لـ u = 3x10 ^ 4 m / s.

يجب أن يؤدي الاختلاف في الوقت إلى اختلاف في مرحلة بين الموجتين المتحدتين. يجب أن يكون مرئي كتغيير في الشدة عند الكاشف عندما يتم تدوير الجهاز بالكامل خلال 90 درجة ، وبالتالي يتم تبديل مسارات الأشعة.
في الممارسة العملية ، فإن التأثير المتوقع هو أ تحول في نمط هامشي ينشأ من حقيقة أن المرحلة (عند المراقب) تتغير على مجال الرؤية (بإزاحة متغيرة من المحور البصري).

أجرى Michelson التجربة لأول مرة في عام 1881 ، متوقعًا رؤية تحول هامشي (عند دوران الجهاز) لـ (2L / lambda) (u ^ 2 / c ^ 2) = 0.04 هامش ، لامدا = 600 نانومتر ، L = 1.2 متر وش = 30 كم / ثانية. لاحظ لا تحول. ومع ذلك ، كانت هناك صعوبات عملية: تدوير الجهاز دون إحداث تشويه ، والحساسية للاهتزاز (مما يجعل من الصعب رؤية الأطراف ، حتى في الساعة 2 صباحًا في المدينة) ، وتغيرات درجة الحرارة (أدى التمدد الحراري الناتج إلى انحراف هامشي).

في عام 1887 ، أعاد تصميم الجهاز ، بالتعاون مع EW Morley. تم استخدام نظام من المرايا لزيادة L بعشر مرات في الجهاز طافيًا على طبقة من الزئبق. لقد توقعوا أن يروا تحولًا في هامش كسور بمقدار 0.4 عند دوران 90 درجة للجهاز لكنهم لم يروا شيئًا.

لا يمكن إلقاء اللوم على هذه النتائج الفارغة على عدم الكفاءة. كان ميكلسون خبيرًا تجريبيًا موهوبًا جدًا في مجال البصريات. على سبيل المثال ، كان أول شخص يقيس قيمة قطر الدائرة النجم باستخدام قياس التداخل.

أدرك ميكلسون ومورلي أن سرعة الأرض نسبة إلى الأثير قد كانت صفرًا في وقت القياس ، إذا كانت السرعة المدارية للأرض حول الشمس قد ألغيت تمامًا بحركة النظام الشمسي بأكمله بالنسبة للأثير. لقد خططوا لتكرار التجربة كل 3 أشهر.

على الرغم من أنهم لم يجروا هذه القياسات الإضافية مطلقًا ، إلا أن آخرين فعلوا ذلك على مدار الخمسين عامًا التالية ، مع تحسين الأجهزة ، ولم يلاحظوا أي تأثير أيضًا. لمقاومة الحجج القائلة بأن الأثير قد يكون "مغروراً" داخل مختبرهم السفلي ، قام مورلي وميلر بنقل الجهاز إلى تل خارج كليفلاند ، في مبنى من البناء الخفيف والنوافذ في اتجاه رياح الأثير المتوقعة.

كرر ميلر التجربة على قمة جبل ويلسون (600 قدم فوق مستوى سطح البحر ، في كاليفورنيا) وفي عام 1925 أعلن عن تأثير إيجابي صغير (u = 10 كم / ثانية). لكن النتائج أعيد تحليلها من قبل آخرين ، وخلصوا إلى أنها ناجمة عن تغيرات في درجات الحرارة.

فرضية سحب الأثير

لورينتز فيتزجيرالد انكماش

وقد برر هذا الاحتمال بالقول إن المسافة بين الذرات تعتمد على قوة القوى الكهروستاتيكية بين الإلكترونات والنواة الذرية (الشكل C & ampN 10-9) ، وهي القوى التي قد تتأثر بالأثير. "قد نفترض بأمان أن القوى الكهربائية والمغناطيسية تعمل عن طريق تدخل الأثير".

في عام 1904 ، أشار لورنتز إلى أن معادلات ماكسويل (التي تحكم سلوك المجالات الكهربائية والمغناطيسية وتتنبأ بخصائص الإشعاع الكهرومغناطيسي) ليس إرضاء النسبية الجليل. إذا تم تطبيق التحويل الجاليلي على معادلات ماكسويل ، فإنها تتخذ شكلًا مختلفًا (أكثر تعقيدًا).

ومع ذلك ، فإن الشكل الأصلي للمعادلات تستطيع يتم الحفاظ عليها إذا تم تعديل التحويل الجليل إلى ما يلي:

بحسب هؤلاء تحولات لورنتز، الوقت كمية محلية وليست عالمية. دائمًا ما تتآمر التغييرات في الطول والوقت بسبب الحركة عبر الأثير لمنع أي قياس لسرعتنا فيما يتعلق به.


قياس التداخل البصري الفلكي

يوثق هذا التقرير تطور قياس التداخل البصري ويقدم شرحًا ماديًا للعمليات المتضمنة. وهي تستند إلى أوراق علمية نُشرت على مدار المائة وخمسين عامًا الماضية ، وقمت بتضمين المراجع الأكثر صلة بالموضوع. يُفترض أن القارئ لديه فهم للنظرية البصرية الحديثة حتى المستوى الجامعي - المراجع 28 و 29 تقدم تفسيرات على مستوى أساسي أكثر. تمت مناقشة تشكيل الصور من قياسات التداخل وتضمين عدة أمثلة للصور.

اقترح Fizeau أولاً أنه يمكن استخدام قياس التداخل البصري لقياس الأقطار النجمية في Academie des Sciences في عام 1867. الطول الموجي القصير للضوء وغياب أجهزة الكشف الحساسة المعايرة حالت دون قياسات التداخل الأكثر تعقيدًا في الطيف البصري لأكثر من قرن. بعد الحرب العالمية الثانية ، تحول معظم الباحثين بدلاً من ذلك إلى الطيف الراديوي ، حيث عملت الأطوال الموجية العيانية والكشف الإلكتروني على تبسيط قياس كميات التداخل بشكل كبير. لقد مكنت أجهزة الكمبيوتر الحديثة والليزر وأجهزة الكشف الضوئية وتقنيات معالجة البيانات المطورة لقياس التداخل الراديوي علماء الفلك مؤخرًا من إنتاج صور عالية الدقة باستخدام المصفوفات الضوئية. في الوقت الحالي ، هناك عدد قليل فقط من صفيفات مقاييس التداخل الضوئية القادرة على تكوين الصورة ولكن هناك عددًا أكبر منها مخطط له أو قيد الإنشاء. لم تتغير المبادئ الأساسية التي يقوم عليها تشغيل مقاييس التداخل الضوئية ، لذلك أبدأ بإلقاء نظرة على بعض الأدوات الأقدم.

  • الأرقام المرتفعة 1) اربطها بقسم المراجع في هذا التقرير وترتبط بالأرقام المرجعية ذات الصلة.
  • يتم تقديم جميع الرموز غير العادية كصور GIF.

قياس التداخل البصري المبكر

أظهر الفيزيائي الأمريكي أ.أ.ميشيلسون إمكانية عملية قياس مصادر الضوء باستخدام قياس التداخل البصري 2 في عام 1890 مع الجهاز التجريبي الموضح في الشكل 1.
الشكل 1 - جهاز ميكلسون التجريبي

تم وضع أقنعة مختلفة أمام مصادر الضوء غير المتماسكة ، لتكون بمثابة "نجوم صناعية" للتجربة. يمر الضوء من نجم اصطناعي بعيد عبر الشقوق ا و يا وبعد ذلك تم التركيز بواسطة عدسة ذات بعد بؤري ذ لتكوين صورة على الشاشة. في التحليل الرياضي لهذه التجربة ، من الأسهل أولاً التفكير في مصدر نقطي أحادي اللون عند س على المحور البصري. سوف تشع جبهات الموجة الكروية من المصدر وصولاً إلى الشقوق ا و يا الوقت ذاته. مرور الضوء عبر الشق ا سوف تتداخل مع مرور الضوء من خلال الشق يا تشكيل هامش شدة على الشاشة على جانبي النقطة ص. طول المسار البصري من س أن نشير ص على الشاشة هو نفسه بالنسبة للأشعة التي تنتقل عبر أي من الشقين. لن تكون هذه هي الحالة العامة لأشعة الضوء التي تنتقل إلى نقطة عشوائية على الشاشة من س. الفرق في طول المسار البصري بين أشعة الضوء التي تنتقل عبر الشق ا والذين يسافرون عبر يا سيكون عندئذٍ إلى أول تقدير تقريبي ، حيث الخامس هو التنسيق على الشاشة الموضح في الشكل 1. عندما يتم دمج أشعة الضوء من الشقين على الشاشة ، فإنها ستتداخل مع إنتاج كثافة تتناسب مع ، حيث ك هو wavenumber يعرف بأنه. يتم إزاحة أشعة الضوء من مصدر نقطي من س بزاوية كما هو موضح في الشكل 1 تعطي شدة الضوء على الشاشة متناسبة مع. يمكن اعتبار المصدر غير المترابط الممتد الموجود في Q بمثابة توزيع للعديد من هذه المصادر النقطية. يمكن اعتبار المصدر اللوني تراكبًا للعديد من المصادر أحادية اللون ذات الترددات المختلفة. ستكون الشدة الملاحظة على الشاشة هي مجموع الكثافة التي تنتجها كل نقطة على المصدر.

لم يكن ميكلسون قادرًا على إجراء قياسات كمية لإمكانية رؤية هامش التداخل على الشاشة ولكنه قام بإجراء قياسات لفصل الشق x مما أعطى الحد الأدنى من الرؤية الهامشية. يمكن حساب حجم النجم الاصطناعي من هذا القياس بشرط معرفة شكله وبعده. باستخدام أجهزة الكشف عن الثنائي الضوئي الحديثة ، من الممكن إجراء قياسات دقيقة للكثافة وبالتالي حساب الرؤية الهامشية. يتم استبدال شاشة العرض بأربعة كاشفات شدة الضوء كما هو موضح في الشكل 2. يتم وضع الكاشف 1 بحيث يتم وضع أطوال المسار البصري من الكاشف إلى الشق ا ومن الكاشف إلى الشق يا متساوية. يتم وضع الكاشف 2 بحيث أطوال المسار البصري ا و يا تختلف بـ 1 /4 من متوسط ​​الطول الموجي. بالنسبة للكاشفين 3 و 4 ، تكون اختلافات المسار 1 /2 ذات طول موجي و 3 /4 من الطول الموجي على التوالي. إذا أ هي السعة المعقدة للضوء الواصل إلى الكاشف 1 على طول المسار عبر الشق ا، اتساع الضوء الذي يصل عبر الشق يا سوف يكون أإكسب [-أنا ككس] ، مما يعطي سعة إجمالية قدرها أ+أإكسب [-أنا ككس]. ستكون شدة الكاشف 1:

وبالمثل إذا أ هو اتساع الضوء الذي يصل إلى الكاشف 2 على طول المسار عبر الشق ا، ستكون شدة الكاشف:

لقد حددت كثافة الأطراف المعقدة أنا مثل (أنا1-أنا3)+أنا(أنا2-أنا4) أين أنا1 ل أنا4 هي الشدة المبينة أعلاه ، و أنا هو . في حالة مصدر النقطة الموضح في الشكل 2

أنا =4AA * (كوس [ ككس]+أناخطيئة [ ككس])

=4AA * إكسب [أنا ككس]

الشكل 2 - قياس الرؤية الشكل 3 - الترتيب البصري البديل

كما كثافة معقدة أنا هي مجموعة خطية من الشدة ، يمكن حساب الكثافة المعقدة لمصدر غير متماسك ممتد عن طريق جمع المساهمات من كل نقطة على المصدر. السعة أ() من الضوء المستلم من النقاط الواقعة بين و + d على المصدر سيعتمد على توزيع سطوع المصدر ب ( ) على النحو التالي:

(على افتراض د صغير)

ستكون الكثافة المعقدة للضوء المستلم بين و + د أنا( )=4ب() exp [أنا ككس] د . التكامل فوق الكل يعطي:

إذا كان المتغير ش يعرف ب ش=ككس، ومن بعد أنامجموع يتناسب مع تحويل فورييه لتوزيع سطوع المصدر أحادي البعد B () فيما يتعلق بـ ش. إذا تم تطبيع تحويل فورييه هذا للحصول على كثافة كلية للوحدة ، نحصل على الرؤية المعقدة:

لم يكن لدى ميكلسون أجهزة كشف إلكترونية حساسة ، لذا اعتمدت قياساته على البصر البشري. نجح في حساب أقطار أقمار المشتري 3 باستخدام قناع الفتحة مع شقين من الفصل القابل للتعديل موضوعين فوق هدف تلسكوب 12 بوصة. قام بقياس الشقوق الفاصلة التي تكون فيها الأطراف أقل وضوحًا ، وحساب أقطار الأقمار الصناعية بافتراض أنها أقراص دائرية ذات إضاءة موحدة. تتفق نتائجه بشكل جيد مع التقديرات المرئية لأقطار القمر الصناعي التي تم إجراؤها باستخدام تلسكوبات بصرية كبيرة.

مع الترتيب البصري للشكل 2 ، يلزم وجود عدسة موضوعية كبيرة أو مرآة للقياسات مع فواصل شقوق كبيرة ويتم إهدار الكثير من الضوء الذي يمر عبر الفتحات الموجودة في قناع الفتحة. يوضح الشكل 3 ترتيبًا بصريًا بديلًا يستخدم عناصر بصرية منفصلة للحزمتين. الضوء الساقط من مصدر نقطة بعيد بزاوية. ينقسم الضوء الذي يدخل كل شق إلى أربعة أشعة متساوية يتم توجيهها بعد ذلك إلى أجهزة الكشف. اختلافات المسار بين الأشعة التي تنتقل عبرها ا و يا لكل من أجهزة الكشف هي نفسها كما في الشكل 2 ، ولكن في هذا الترتيب يتم استخدام كل الضوء الذي يدخل الجهاز بكفاءة. من الناحية العملية ، قد تنتج الكتل الزجاجية انعكاسات داخل الجهاز وربما لا يتم استخدامها. بدلاً من ذلك ، يمكن إنتاج الاختلاف المناسب في طول المسار البصري من أجهزة الكشف إلى كل شق من خلال الضبط الدقيق لمواضع المرآة. من خلال تغيير طول المسار البصري لإحدى الحزم ، يمكن حساب الرؤية المعقدة بكاشف واحد فقط. نظرًا لتنوع طول المسار البصري ، سيتم مسح هامش التداخل بعد الكاشف. سيكون اتساع وطور تغيرات الشدة في الكاشف مرتبطين خطيًا بسعة ومرحلة الرؤية المعقدة. في معظم مقاييس التداخل الحديثة ، يتم تحويل تباين الشدة بمرور الوقت إلى فورييه لإعطاء سعة ومرحلة للرؤية المعقدة.

في عام 1891 ناقش ميكلسون 4 إمكانية الحصول على معلومات حول توزيع السطوع داخل مصدر من قياسات التداخل. واعترف بأن هذا لم يكن عمليًا لأنه سيتطلب قياسات دقيقة للرؤية الهامشية في العديد من فواصل الشقوق المختلفة. على مدار الستين عامًا التالية ، تركز معظم العمل في قياس التداخل البصري بدلاً من ذلك على قياس الأقطار النجمية وفصل النجوم الثنائية 5. في عام 1920 قام كل من A.Michelson و F.G Pease 6 ببناء مقياس تداخل نجمي من نوع Michelson منفصل كما هو موضح في الشكل 4. كان الفصل بين مرايا siderostat مكافئًا للفصل الشقي في مقاييس التداخل السابقة الخاصة به. كان من الممكن إجراء عمليات فصل تزيد عن 20 قدمًا ، مما يتيح إجراء قياسات لأقطار العديد من النجوم الكبيرة. تم بناء مقياس تداخل مع فاصل 50 قدمًا 7 في عام 1930 ، مع مرايا ملحقة بـ 9 أطنان من العوارض الفولاذية في مقدمة تلسكوب بصري 40 بوصة. تم إجراء عدد قليل جدًا من القياسات الفلكية باستخدام هذا الجهاز نظرًا لصعوبة تشغيله. مع كلا مقياسي التداخل هذه ، أنتجت التقلبات الجوية تغيرات في الطور أدت إلى "وميض" الأطراف ، مما يجعل المراقبة صعبة للغاية. قدر R. Hanbury Brown 8 أن التقلبات الجوية ربما أدت إلى أخطاء تتراوح بين عشرة وعشرين بالمائة في حسابات ميكلسون وبيز للقطر النجمي. أنتج Hanbury Brown قياسات أكثر دقة باستخدام مقياس التداخل في Navarra 8. تبحث مقاييس تداخل الكثافة في العلاقة الإحصائية بين الشدة في كاشفين منفصلين يراقبون مصدرًا بعيدًا. تقترح ميكانيكا الكم أن هذا مرتبط بسعة وظيفة الرؤية المعقدة ، مما يسمح بقياسات الرؤية باستخدام فواصل كبيرة للكاشف. لسوء الحظ ، لا يمكن تحديد مرحلة الرؤية المعقدة ، ولا يمكن حساب سعة الرؤية الدقيقة إلا للمصادر الفلكية الساطعة.

الشكل 4 - مقياس تداخل بسيط لعنصر منفصل

تطوير قياس التداخل الراديوي

قام علماء الفلك الراديوي بالكثير من العمل المبكر في التصوير بقياس التداخل. تم اكتشاف الانبعاثات الراديوية الكونية في الثلاثينيات 9 وتطور قياس التداخل الراديوي بعد الحرب العالمية الثانية. في عام 1946 ، أنشأ رايل وفونبرغ 10 نظيرًا لاسلكيًا لمقياس تداخل ميكلسون وسرعان ما حددا عددًا من مصادر الراديو الكونية الجديدة. تمت إضافة الإشارات من هوائيين لاسلكي إلكترونيًا لإحداث تداخل. استخدم تلسكوب رايل وفونبرج دوران الأرض لمسح السماء في بُعد واحد. يمكن حساب الرؤية الهامشية من تباين الشدة بمرور الوقت. تضمنت مقاييس التداخل اللاحقة تأخيرًا متغيرًا بين أحد الهوائيات والكاشف كما هو موضح في الشكل 5.
الشكل 5 - مقياس التداخل الراديوي
في الشكل 5 ، يجب أن تنتقل الموجات الراديوية من مصدر بزاوية إلى الرأسي مسافة ل من أجل الوصول إلى الهوائي الأيسر. وبالتالي تتأخر هذه الإشارات بالنسبة للإشارات المستقبلة على هوائي اليد اليمنى بوقت ج ل=كاليفورنياالخطيئة [] أين ج هي سرعة موجات الراديو. يجب أن تتأخر الإشارة من الهوائي الأيمن بشكل مصطنع بنفس المدة الزمنية حتى يحدث التداخل البناء. يتم إنتاج هامش التداخل بواسطة مصادر ذات زوايا في نطاق صغير على كلا الجانبين يحدده زمن تماسك المصدر الراديوي. تعديل وقت التأخير ر يغير الزاوية التي ينتج عندها المصدر هامش تداخل. وتجدر الإشارة إلى أن خط الأساس الفعال لمقياس التداخل هذا سيُعطى من خلال إسقاط مواضع التلسكوب على مستوى عمودي على اتجاه المصدر. سيكون طول خط الأساس الفعال ، الموضح في الجزء السفلي من الشكل 5 ، هو x=أكوس أين أ هو فصل التلسكوب الفعلي.

يمكن لمقياس التداخل الذي تم إنشاؤه من هوائيين مع متغير فصل في اتجاه واحد فقط توفير معلومات حول توزيع سطوع السماء في بُعد واحد. ومع ذلك ، يمكن إنتاج خريطة ثنائية الأبعاد للسماء إذا كان متجه الفصل متنوعًا في بعدين. في الشكل 6 ، يتم وصف الفصل بين هوائيين راديويين بواسطة المتجه (أ,ب) مكونة من إحداثيين ديكارتين. يتم وصف موضع المصدر في السماء باستخدام الزوايا في مستوى أ المحور والمستوى ب محور. كما في الشكل 5 ، فإن خط الأساس الفعال (x,ذ) سيكون إسقاط متجه الفصل على مستوى عمودي على اتجاه المصدر: (x,ذ)=(أكوس [] ،بكوس []). عادة ما يتم رسم قياسات الرؤية المعقدة في مستوى تحويل فورييه لتوزيع سطوع السماء باستخدام المتغيرات عديمة الأبعاد ش يقترن بزاوية و الخامس مترافق بزاوية. يمكن حساب هذه على أنها ش=ككس و الخامس=كنتاكي، أين ك هو الرقم الموجي لمصدر الراديو المحدد على أنه. يمكن قياس طور الإشارات من الهوائي الأيسر بالنسبة إلى تلك القادمة من الهوائي الأيمن ، أو يمكن قياس طور الإشارات من الهوائي الأيمن بالنسبة للإشارات الواردة من الهوائي الأيسر. قياس الرؤية المعقدة لفصل الهوائي (أ,ب) يمكن أن توفر قيم دالة الرؤية المعقدة عند نقطتين في ش-الخامس طائرة:

(ش,الخامس)=(ككس,كنتاكي)=(الملقبكوس [] ،bkكوس []) و (ش,الخامس)=(-ككس,-كنتاكي)=(-الملقبكوس [] ، -bkكوس [])

الشكل 6 - متجه فصل التلسكوب (أ ، ب)

من أجل إنتاج خريطة مثالية لتوزيع سطوع السماء ، يجب أن تكون الرؤية المعقدة معروفة لجميع النقاط في ش-الخامس الطائرة (طائرة تحويل فورييه). يجب أن تكون الرؤية المعقدة معروفة في جميع النقاط في ملف ن×م مجموعة مستطيلة في ش-الخامس مستوي لجزء من السماء يتم تقابله باستبانة مكافئة لـ ن×م بكسل. توزيع سطوع مصدر الراديو ب(،) يتم إعادة بنائه بواسطة فورييه بتحويل مجموعة قياسات الرؤية المعقدة. يوضح الشكل 7 مصدرًا راديويًا كونيًا نموذجيًا بتوزيع السطوع ب(،). فورييه يقوم بتحويل مجموعة 40 & # 21540 من قياسات الرؤية المعقدة في ش-الخامس يعطي المستوى نموذجًا دقيقًا نسبيًا لتوزيع سطوع المصدر ، كما هو موضح في الشكل 8. يوضح الشكل 9 نموذجًا فادحًا يتكون من مجموعة 9 & # 2159 من قياسات الرؤية المعقدة.

الشكل 7 - توزيع سطوع المصدرالشكل 8 - توزيع السطوع بمكونات فورييه 40x40الشكل 9 - توزيع السطوع بمكونات 9x9

مفتاح المحاور والسطوع

للقياس المباشر للرؤية المعقدة في مجموعة مستطيلة من النقاط في ش-الخامس مطلوب عدد كبير من خطوط الأساس المختلفة. سرعان ما دفعت تكلفة الهوائيات الراديوية علماء الفلك لمحاولة إيجاد طرق لحساب الرؤية المعقدة في جميع أنحاء ش-الخامس طائرة باستخدام قياسات من عدد صغير فقط من الهوائيات. وأهمها تقنية تركيب فتحة دوران الأرض.

إذا تم إنشاء مقياس التداخل من هوائيين بفاصل لا يوازي محور دوران الأرض ، فإن خط الأساس الفعال لمقياس التداخل سوف يدور. يوضح الشكل 10 مقياس التداخل في نصف الكرة الشمالي مع وجود الهوائيات في أ و ب. أثناء النهار هوائي أ سينتقل إلى أ' وثم أ'' بينما ب ينتقل إلى ب' و ب''. تكون المواضع النسبية للهوائيين فقط ذات صلة عند إنشاء خريطة للرؤية المعقدة في ش-الخامس طائرة. لمراقب غير عقلاني يقف بجانب الهوائي أهوائي ب ستبدو وكأنها تدور في دائرة ، والعكس صحيح. في فترة اثنتي عشرة ساعة ، يمكن قياس الرؤية المعقدة في جميع النقاط على القطع الناقص في ش-الخامس طائرة. إذا كان أحد الهوائيات متحركًا ، فيمكن تغيير فاصل الهوائي كل يوم لقياس الرؤية المعقدة في جزء مختلف من الهوائي. ش-الخامس طائرة. يتم إنشاء وظيفة رياضية تقترب من الرؤية المعقدة عن طريق الاستيفاء من القياسات التي تم إجراؤها. يمكن بعد ذلك تحويل فورييه لإعطاء تقريب لتوزيع سطوع المصدر.

الشكل 10 - دوران الأرض

تم العثور على معلومات حول التفاصيل الهيكلية الدقيقة لمصدر راديوي بقيم كبيرة لـ ش و الخامس بسبب الطبيعة المتبادلة لمستوى تحويل فورييه. من أجل إنتاج خريطة راديوية ذات استبانة زاويّة عالية ، من الضروري قياس الرؤية الهامشية عبر خطوط أساس طويلة جدًا. لا يمكن إرسال إشارة الراديو المستقبلة على هوائي ما أبعد من بضع عشرات من الكيلومترات بواسطة كبل كهربائي بسبب فقدان الإشارة المتكبدة. يؤدي التضخيم الإلكتروني في الطريق إلى حدوث تأخيرات وتشويه للإشارة. الطريقة الأكثر فعالية لقياس الرؤية المعقدة لقياس التداخل الأساسي الطويل جدًا (VLBI) هي التسجيل أولاً للإشارات التي يستقبلها كل هوائي جنبًا إلى جنب مع إشارات التوقيت من ساعة ذرية محلية. يمكن بعد ذلك إرسال الإشارات المسجلة من كل هوائي إلى المختبر حيث يتم إعادة تشغيلها لإحداث تداخل. يوضح الشكل 11 الإشارات المستلمة من ثلاثة هوائيات مسجلة على أشرطة مغناطيسية جنبًا إلى جنب مع إشارات التوقيت من الساعات الذرية المحلية. من هذه الأشرطة ، يمكن حساب الرؤية المعقدة عند ست نقاط في ش-الخامس المستوي المقابل لفواصل الهوائي أ1, -أ1, أ2, - أ2, أ3 و -أ3 في الشكل 11.

الشكل 11 - تسجيل الإشارات الراديوية من أجل قياس التداخل الأساسي الطويل للغاية

سيكون كل هوائي على مسافة مختلفة من المصدر الراديوي ، وكما هو الحال مع مقياس التداخل الراديوي الأساسي القصير (الشكل 5) ، يجب إضافة التأخيرات التي تحدث بسبب المسافة الإضافية إلى هوائي واحد بشكل مصطنع للإشارات المستقبلة في كل من الهوائيات الأخرى. يمكن حساب التأخير التقريبي المطلوب من هندسة المشكلة. يتم تشغيل الأشرطة بشكل متزامن باستخدام الإشارات المسجلة من الساعات الذرية كمراجع زمنية ، كما هو موضح في الشكل 12. إذا كان موضع الهوائيات غير معروف بدقة كافية أو كانت التأثيرات الجوية كبيرة ، فيجب إجراء تعديلات دقيقة على التأخيرات حتى يتم الكشف عن هامش التداخل. إذا كانت الإشارة من الهوائي أ يؤخذ كمرجع ، عدم الدقة في التأخير سيؤدي إلى أخطاء ه ب و ه ج في مراحل الإشارات من الأشرطة ب و ج على التوالى. نتيجة لهذه الأخطاء ، لا يمكن قياس طور الرؤية المعقدة بمقياس تداخل أساسي طويل جدًا.


الشكل 12 - قياسات الرؤية في قياس التداخل الأساسي الطويل جدًا

تعتمد مرحلة الرؤية المعقدة على تناظر توزيع سطوع المصدر. يمكن كتابة أي توزيع سطوع B (،) كمجموع مكون متماثل ومكون مضاد للتماثل. المكون المتماثل بس من توزيع السطوع يساهم فقط في الجزء الحقيقي من الرؤية المعقدة ، بينما Bأ يساهم فقط في الجزء التخيلي. لإثبات اعتماد مرحلة الرؤية المعقدة على تناظر المصدر ، قمت بفصل مجموعة 9 & # 2159 للرؤية المعقدة المستخدمة لإنتاج الشكل 9 إلى أجزاء حقيقية وخيالية. تم إنتاج الشكل 13 باستخدام المكون الحقيقي للرؤية فقط ، مع ضبط المكون التخيلي على الصفر. نظرًا لأن مرحلة الرؤية المعقدة تساوي صفرًا في جميع أنحاء المستوى u-v ، تكون الصورة متماثلة حول مركزها. في الشكل 14 ، تمت إزالة المكون الحقيقي بدلاً من ذلك ، مما يعطي صورة غير متماثلة. نظرًا لأن مرحلة كل قياس معقد للرؤية لا يمكن تحديدها بخط أساس طويل جدًا ، فإن تناظر المساهمة المقابلة في توزيعات سطوع المصدر غير معروف.

الأشكال 13 - المكونات المتماثلةالشكل 14 - المكونات غير المتماثلة

طور R.C.Jennison تقنية جديدة للحصول على معلومات حول مراحل الرؤية عند وجود أخطاء تأخير ، وذلك باستخدام مرحلة يمكن ملاحظتها تسمى مرحلة الإغلاق. على الرغم من أن قياساته المختبرية الأولية لمرحلة الإغلاق قد تم إجراؤها بأطوال موجية بصرية ، فقد توقع إمكانات أكبر لتقنيته في قياس التداخل الراديوي. في عام 1958 11 أظهر فعاليته من خلال مقياس التداخل الراديوي ، ولكنه لم يستخدم على نطاق واسع إلا في قياس التداخل الراديوي الأساسي الطويل في عام 1974 12. مطلوب ما لا يقل عن ثلاثة هوائيات. سأنظر مبدئيًا في أبسط حالة ، مع وجود ثلاثة هوائيات في خط تفصل بينها مسافات أ1 و أ2 هو مبين في الشكل 11. يتم تسجيل الإشارات اللاسلكية المستلمة على أشرطة مغناطيسية وإرسالها إلى المختبر كما هو موضح أعلاه. ستكون خطوط الأساس الفعالة لمصدر بزاوية x1=أ1كوس [] ، x2=أ2كوس [] و x3=(أ1+أ2) كوس []. مراحل الرؤية المعقدة للمصدر الراديوي المطابق لخطوط الأساس x1, x2 و x3 سوف اتصل 1, 2 و 3 على التوالى. سوف تحتوي مرحلة هامش التداخل على كل خط أساس على أخطاء ناتجة عن البريد ب و ه ج في مراحل الإشارة. المراحل المقاسة لخطوط الأساس x1, x2 و x3، يعني 1, 2، و 3، سوف يكون:

حددت جينيسون الكمية ج للهوائيات الثلاثة على النحو التالي:

ج غالبا ما يسمى مرحلة الإغلاق 12 .

المساهمات في ج من الأخطاء ه ب و ه ج في مراحل الإشارة إلغاء مما يسمح بقياس دقيق. باستخدام قياسات ج, 3 يمكن كتابتها من حيث 1 و 2، المراحل غير المعروفة. إذا تم إجراء العديد من قياسات مرحلة الإغلاق ، فيمكن كتابة الرؤية المعقدة كدالة لعدة مراحل غير معروفة. من أجل إنتاج صورة للسماء ، يجب تقدير الأطوار غير المعروفة حتى يمكن حساب وظيفة الرؤية المعقدة. يتم ذلك عادةً باستخدام خوارزمية متكررة 13،14،15 والتي تحاول تقليل الخصائص غير المادية للصورة ، مثل مناطق السطوع السلبي (المناطق السوداء أعلى وأسفل المصدر في الشكلين 8 و 9) والتقلبات الكبيرة في ضوضاء الراديو الخلفية بعيدًا عن الموقع المعروف للمصدر. تُقاس الرؤية في علم الفلك الراديوي عادةً على أكثر من ثلاثة خطوط أساس في وقت واحد ، مما يوفر معلومات حول المصدر أكثر من تقنية مرحلة الإغلاق الخاصة بجنيسون. تم تصميم خوارزميات التعيين لاسترداد أكبر قدر ممكن من المعلومات من القياسات التي تم إجراؤها دون إضافة تفاصيل اصطناعية. تم إنتاج الصور بخطوط أساسية تصل إلى عدة آلاف من الكيلومترات وبدقة أعلى من ميلي ثانية واحدة.


[3.2] هيمنة المنعكسين الكبار

* كانت مشكلة انعكاس التلسكوبات جيدًا في القرن التاسع عشر هي حقيقة أنه كان عليهم الاعتماد على المرايا المعدنية ، والتي كانت ثقيلة ومكلفة وعرضة للبهتان.

كانت تقنيات تصنيع المرايا المصنوعة من الزجاج المدعومة بطبقة معدنية موجودة منذ قرون. نظرًا لأن الدعامة المعدنية كانت محكمة الغلق من الهواء ، فإنها لم تتلطخ ، وكان الزجاج أخف وزنا وأرخص من المعدن. كان نيوتن على دراية بالمرايا الزجاجية المدعومة بالمعدن عندما اخترع التلسكوب العاكس ، لكنه لم يستخدمها في تصميمه. كان ذلك لأن الطبقة المعدنية كانت موجودة عودة من الزجاج ، والضوء يجب أن يمر عبر الزجاج ليصطدم بالمعدن ، مما يلغي الكثير من فائدة التكوين العاكس.

حاول جيمس شورت بناء مرآة زجاجية مع وجود المعدن في المقدمة ، لكن تقنية المرآة الزجاجية في ذلك الوقت كانت تحتوي على طبقة معدنية سميكة والجانب الخلفي من المعدن لا يتبع سطح الزجاج جيدًا بما يكفي لتوفير سطح بصري مفيد بدون طحن وتلميع. سيكون من الأسهل تصنيع المرآة المعدنية. في عام 1856 ، اكتشف الكيميائي الألماني Justus von Liebig (1803: 1873) كيفية إيداع طبقة رقيقة جدًا من الفضة على الزجاج ، باستخدام محلول من نترات الأمونيوم الفضية. كانت الطبقة رفيعة جدًا لدرجة أنها تتوافق مع انحناء السطح الزجاجي تحتها ، كما أنها لا تتطلب كميات كبيرة من الفضة باهظة الثمن. لم تتلطخ الفضة بسرعة ، ويمكن صقلها بسهولة لتنظيفها ، ويمكن إعادة سطح المرآة عند الضرورة عن طريق تجريد الفضة كيميائيًا ووضع سطح جديد.

رأى علماء الفلك إمكانات الفكرة في عملهم وبنوا بسرعة تلسكوبات عاكسة تعتمد على المرايا الزجاجية الفضية. قام Carl August von Steinheil ببناء واحدة في عام 1856 وبنى Focault واحدًا في عام 1857. قدم Focault أيضًا اختبارًا بصريًا محسنًا للتحقق من هندسة المرآة. أظهر اختبار هالي الأصلي وجود ثقب صغير في التركيز يضيء الضوء على المرآة قام Focault بتعديل هذا المخطط عن طريق تحريك الثقب إلى جانب واحد ، ثم مراقبة الانعكاس من المرآة من نفس الإزاحة على الجانب الآخر. أضاف أيضًا مخططًا حيث تم إغلاق فتحة العرض تدريجيًا بحافة السكين: نظرًا لتشغيل العين ، والتي لا تكون حساسة للغاية للتغيرات في السطوع عبر مجال الرؤية ولكنها حساسة للتغيرات في السطوع في الوقت المناسب ، ستظهر أي عدم انتظام كتغيرات في السطوع خلال الوقت الذي تم فيه إغلاق الثقب. كان اختبار Focault دقيقًا للغاية ونتج عنه مرآة دقيقة للغاية.

أراد الأستراليون بناء عاكس بمرآة قطرها 122 سم ووضعها في ملبورن. لم يثقوا في المرآة الزجاجية الجديدة وحددوا مرآة معدنية بدلاً من ذلك ، ولكن عندما بدأ تشغيل التلسكوب في عام 1862 ، تشوهت المرآة المعدنية بسرعة بحيث جعلت التلسكوب عديم الفائدة. كان هذا الفشل الذريع المكلف هو النهاية الفعالة للمرآة المعدنية.

كان عالم الفلك الأمريكي هنري درابر (1837: 1882) يحاول بناء عاكس بمرآة معدنية ولا يذهب إلى أي مكان ، ولكن عند التعرف على المرايا الزجاجية الجديدة من جون هيرشل ، قام درابر بتبديل التروس واكتسب خبرة كبيرة في بناء المرايا ، حتى ابتكار تقنية محسنة لترسيب الفضة. في عام 1862 ، قام بتشغيل تلسكوب عاكس بمرآة زجاجية فضية قطرها 39 سم ، تبعها في عام 1872 مع مرآة قطرها 71 سم. تم وضع تلسكوب عاكس بمرآة زجاجية قطرها 120 سم في الخدمة في فرنسا عام 1877. لقد وصل عصر العاكس الكبير الحديث.


الفصل 1: التصوير عالي الدقة

على الرغم من تصميم COAST كأداة مرئية ، إلا أن هناك عددًا من الأسباب الفلكية والتقنية التي تجعله يعمل بشكل أفضل في الأشعة تحت الحمراء القريبة. كان هذا المشروع لتعديل COAST للعمل في الأشعة تحت الحمراء القريبة.

لماذا الدقة العالية؟

لماذا هو صعب؟

يجب أن ينظر أي تلسكوب على الأرض إلى النجوم عبر عدة كيلومترات من الغلاف الجوي المضطرب الذي يشكل عدسة متغيرة باستمرار عبر فتحة الجهاز التي يجب أن يمر الضوء من خلالها. تأثير هذا هو أنه حتى في أفضل موقع فلكي ، فإن التلسكوب المثالي بصريًا سينتج صورًا بتفاصيل 0.5 - 1 ثانية قوسية فقط. هذه ليست سوى نسبة قليلة من الدقة القصوى النظرية. لتوفير صور للأجسام الفلكية بتفاصيل كافية للإجابة على العديد من الأسئلة الفيزيائية الفلكية ، هناك حاجة إلى قرارات أفضل بمئة مرة من هذا.

الحل الواضح لمشكلة تدهور الغلاف الجوي للصورة هو وضع التلسكوب فوق الغلاف الجوي. لسوء الحظ ، بصرف النظر عن التكلفة الهائلة لبناء وإطلاق وتشغيل التلسكوبات الفضائية ، فإن الجوانب العملية لوضعها في المدار تعني أن أداة مثل تلسكوب هابل الفضائي (HST) لها مرآة فقط 1/4 قطر أكبر قاعدة أرضية الادوات. على الرغم من خلوه من تدهور الصورة في الغلاف الجوي ، إلا أن التلسكوب محدود بسبب الانعراج إلى دقة تبلغ حوالي 50 ملي ثانية قوسية (ماس).

الحل الأكثر شيوعًا لمشكلة دقة الصورة للتلسكوبات الأرضية هو استخدام البصريات التكيفية. في هذه التقنية ، يتم ضبط عنصر السلسلة البصرية في الوقت الفعلي لمواجهة تأثيرات الغلاف الجوي. المخطط المعتاد هو أن تقوم المحركات الموجودة على ظهر مرآة رفيعة بثنيها في شكل جديد لإلغاء تشوهات واجهة الموجة التي يسببها الغلاف الجوي. يتم حساب الشكل المطلوب من خلال مراقبة الصورة المتدهورة لمصدر نقطة قريب. لسوء الحظ ، هناك عدد من الصعوبات العملية التي تجعل أنظمة البصريات التكيفية غير عملية في معظم الظروف. إن الحجم الكبير لفتحات التلسكوب الحديثة مقارنة بالمقياس الذي يؤدي به الاضطراب الجوي إلى تشويه واجهة الموجة يعني أن هناك حاجة إلى عدد كبير من درجات الحرية. هذا يعني أنه يجب تسجيل العديد من الفوتونات لتحليل واجهة الموجة بشكل كافٍ ويجب إجراء هذا القياس بسرعة حتى لا يتغير الغلاف الجوي قبل تطبيق التصحيح. يجب أن يكون كائن معايرة المصدر النقطي ضمن مسافة زاوية صغيرة من الهدف بحيث يمر الضوء منه عبر طبقة مماثلة من الغلاف الجوي. هذا يعني أن الملاحظات تقتصر على تلك الأجسام القليلة المثيرة للاهتمام من الناحية الفلكية والتي تكون قريبة من مصادر النقاط الساطعة للغاية. حتى لو أمكن تحسين أنظمة البصريات التكيفية وإزالة تأثيرات الغلاف الجوي تمامًا ، فإن الجيل الحالي من الأدوات التي يبلغ طولها 8-10 أمتار ربما يكون أكبر التلسكوبات التي يمكن صنعها من مرآة واحدة. لا يزال حد الانعراج لهذه التلسكوبات يقلل الدقة إلى أقل بكثير من تلك المطلوبة للعديد من برامج الفيزياء الفلكية. بدلاً من ذلك ، يجب علينا استخدام تقنيات تصوير أقل مباشرة.

قياس التداخل

في علم الفلك البصري ، يمكن استخدام هذه الفكرة لبناء أداة حيث يمكن دمج الضوء من فتحتين منفصلتين بواسطة عدسة لإنتاج صورة للمصدر. سيتم عبور هذه الصورة بأطراف فاتحة ومظلمة حيث يتداخل الضوء من الفتحتين. يمكن قياس تماسك الضوء ببساطة من التباين أو الرؤية لهذه الأطراف. لمراجعات قياس التداخل في التصوير المرئي ، انظر Readhead (1988) و Roddier (1988). الشكل 0.1: مقياس تداخل ثنائي العناصر

تعني الأطوال الموجية الأطول بكثير لعلم الفلك الراديوي أنه من المستحيل بناء تلسكوب راديوي واحد كبير بما يكفي للحصول على دقة مماثلة للتلسكوب البصري. كانت أسهل طريقة لإنتاج دقة أعلى هي استخدام قياس التداخل. من خلال بناء صفائف من المقاريب الصغيرة المنفصلة على نطاق واسع ، يمكن تصنيع أداة لها نفس دقة فتحة واحدة بحجم أكبر فاصل. في البداية كانت فواصل التلسكوبات صغيرة بما يكفي بحيث كانت الاختلافات في الإرسال اللاسلكي للغلاف الجوي بين الهوائيات الفردية ضئيلة. ومع ذلك ، عندما تم تمديد مقاييس التداخل إلى مسافات عابرة للقارات ، أدخل الغلاف الجوي اختلافات كبيرة بين الإشارة المستقبلة في التلسكوبات المكونة. كان على علماء الفلك الراديوي الآن تصحيح تأثيرات الرؤية المماثلة لتلك الموجودة في المرئي. نظرًا لأن التلسكوبات الراديوية صغيرة مقارنة بحجم الاضطرابات الجوية ، فإن الطور عبر طبق واحد يكون بشكل عام غير تالف. قادت هذه الخاصية علماء الفلك الراديوي إلى إدراك أن خطأ الطور الناجم عن الغلاف الجوي فوق كل هوائي يمكن تخصيصه لمصطلح واحد من تلك الهوائيات فقط. إذا كان هناك العديد من الهوائيات التي تراقب المصدر في وقت واحد ، فإنه على الرغم من تلف طور كل هوائي ، فمن الممكن استعادة بعض الكميات الخالية من الأخطاء حول الطور النسبي بين الهوائيات. التطبيق المعتاد لهذا هو مرحلة الإغلاق حيث يتم تلخيص مرحلة الرؤية حول مثلث من ثلاثة تلسكوبات. للحصول على تفاصيل حول تطبيق مرحلة الإغلاق على التصوير البصري ، انظر Cornwell (1989) and Haniff (1988).

ينشأ تعقيد إضافي لأن الفتحة التي تم تصنيعها بواسطة مجموعة التلسكوبات لم يتم ملؤها بالكامل ، وبالتالي فإن تحويل فورييه لقياسات الرؤية لا ينتج أفضل صورة. بدلاً من ذلك ، طور علماء الفلك الراديوي مجموعة من التقنيات الإحصائية والتكرارية لإنتاج خريطة من هذه البيانات. على الرغم من أن قياسات الرؤية أقل تلفًا في الغلاف الجوي من المرحلة ، إلا أنها وحدها لا توفر معلومات كافية لإنتاج خريطة موثوقة. توفر مراحل الإغلاق قيدًا إضافيًا مفيدًا في إنتاج صورة واقعية. على الرغم من تطوير هذه التقنيات لعلم الفلك الراديوي ، إلا أنها قابلة للتطبيق مباشرة على نوع خاص من التلسكوب البصري. للحصول على تفاصيل حول تقنيات إعادة بناء الصورة ، انظر Perley (1989).

بالعودة إلى علم الفلك البصري ، فإن الدقة العالية التي يمكن تحقيقها عن طريق تركيب الفتحة وتصحيح تدهور الغلاف الجوي بمرحلة الإغلاق ، تجعل فكرة بناء نظير بصري لتلسكوب راديوي حلاً مثاليًا. تم بناء أداة تسمى تلسكوب كامبردج للفتحة الضوئية (COAST) بواسطة مرصد Mullard للفلك الراديوي في كامبريدج لإثبات أن هذا ممكن ، Baldwin (1988).

سيتم وصف التصميم التفصيلي وبناء COAST وتعديلاته للعمل في الأشعة تحت الحمراء في فصل لاحق. الشكل العام لـ COAST بسيط للغاية. تتكون الأداة من أربعة تلسكوبات فردية ، كل منها صغير بما يكفي بحيث لا يؤثر الغلاف الجوي عبر فتحة واحدة بشكل كبير على الصورة. يتم توجيه الضوء من كل تلسكوب إلى مختبر البصريات المركزي بواسطة المرايا. نظام من مرايا الترحيل على العربات المتحركة يصحح اختلاف طول المسار بين المسارات البصرية المختلفة عبر الجهاز. يتم التدخل في الحزم من كل تلسكوب لإنتاج نمط هامشي. ثم يتم قياس رؤية الأطراف بواسطة كاشف.

لماذا الأشعة تحت الحمراء؟

نظرًا لأن الغلاف الجوي له تأثير كبير على أداء التلسكوبات ، فقد تم إجراء العديد من الدراسات النظرية لتوصيف آثاره. يسمح النموذج الأكثر شيوعًا لوصف الغلاف الجوي من خلال معلمتين بسيطتين تحددان المسافة والمقياس الزمني اللذين يعمل فيهما الغلاف الجوي لتقويض الصورة.

هذه هي القيم التي تحدد تشغيل مقياس التداخل. لكي تكون واجهة الموجة عبر التلسكوب غير تالفة إلى حد كبير ، يجب أن تكون الفتحة حوالي r 0 في الحجم. وبالمثل ، يتم إجراء كل قياس للنمط الهامشي عادةً في وقت تعريض أقل من t 0 بحيث لا يتم تشويش الحواف بسبب الغلاف الجوي. نظرًا لأن هذه الفتحات وأوقات التعرض أقل بكثير من تلك المستخدمة بشكل شائع في علم الفلك ، فإن مقاييس التداخل تعمل في نظام يكون فيه جوعًا للضوء وبالتالي يقتصر عمومًا على أكثر الأشياء سطوعًا.

لحسن الحظ تتحسن هاتان المعلمتان مع زيادة الطول الموجي. وقت التماسك ، وبالتالي يزيد وقت التعرض بمقدار. يزداد حجم r 0 أيضًا مع زيادة مساحة التلسكوب القابلة للاستخدام مع زيادة مربع هذا. هذا يعني أنه بالنسبة لنفس المستوى من تدهور الغلاف الجوي ، يمكن استخدام كل من التلسكوبات الأكبر والتعرض الأطول. ينتقل الضوء من الجسم الفلكي على طول مسار مختلف عبر الغلاف الجوي إلى كل تلسكوب ، وهذا يؤدي إلى حدوث خطأ عشوائي في المسار بسبب التغيرات المحلية في معامل الانكسار. من أجل إنتاج هامش عالي الوضوح ، يجب أن يكون طول التماسك طويلاً بما يكفي للسماح بهذه الأخطاء ، وهذا يعني استخدام نطاق ترددي ضيق. نظرًا لأن طول التماسك يتناسب مع الطول الموجي ، يمكن استخدام عرض نطاق كسري أكبر في أطوال موجية أطول. بشكل عام ، تتحد هذه التأثيرات لإعطاء تحسين نظري في الإشارة المستقبلة ، لنفس خطأ المرحلة ، من. من الناحية العملية ، قد لا تتحقق هذه المكاسب نظرًا لأن أجهزة الكشف ذات الطول الموجي الأطول قد يكون لها ضوضاء أعلى ، وسيحد الحجم الصغير للتلسكوبات الحالية من الزيادة المحتملة في التدفق الفلكي المستقبل.

تفضل طبيعة الأجسام المثيرة للاهتمام من الناحية الفلكية المتوفرة لمقياس التداخل أيضًا الأشعة تحت الحمراء القريبة. نظرًا لأن مقاييس التداخل الضوئية ستظل دائمًا محرومة من الضوء ، فمن المنطقي ملاحظة الأشياء المثيرة للاهتمام في ذروة انبعاث طاقتها. بالنسبة للأشعة تحت الحمراء القريبة (= 1-2.5 م) ، يشير ذلك إلى كائنات بدرجة حرارة 1000-3000 كلفن ، على الرغم من أن حجج الإشارة إلى الضوضاء أعلاه تشير إلى أنه حتى الأشياء المرئية يمكن ملاحظتها بشكل أفضل في الأشعة تحت الحمراء.

الفلك

بالإضافة إلى وفرتها ، فإن معظم النجوم المتأخرة لها خصائص مثيرة للاهتمام. فئة معينة تسمى متغيرات Mira لها دورات نبض منتظمة لبضعة أشهر مع تغيير في السطوع بمقادير عديدة. هناك حاجة إلى قياسات مباشرة لأقطار النجوم من نوع ميرا لحل الأسئلة النظرية حول الآلية التي تحرك تذبذبها. تعتبر الملاحظات في الأشعة تحت الحمراء مهمة بشكل خاص لأن الغلاف الجوي الممتد الذي لوحظ في نطاقات الموجة المرئية يتكون من مزيج معقد من الأنواع الجزيئية التي تغير العمق البصري على التغييرات الصغيرة في مراقبة الطول الموجي. في الطول الموجي القريب من الأشعة تحت الحمراء ، يمكن ملاحظة النجوم في التسلسل ، ويمكن تقدير حجم أكثر فائدة بكثير ، Dyck (1987).

تحدث المراحل المبكرة من تكون النجوم داخل سحب الغبار والغاز التي تكون معتمة بالنسبة للضوء المرئي والقريب من الأشعة تحت الحمراء. من المحتمل أن يصبح النجم مرئيًا في الأشعة تحت الحمراء القريبة أولاً. لا يمكن حل الأقراص النجمية الفردية على هذه المسافة ولكن الأهم من ذلك هو اكتشاف أنظمة متعددة. على الرغم من حقيقة أن معظم النجوم موجودة كنظم متعددة ، إلا أن نماذج تشكل النجوم تركز على أجسام مفردة بسبب نقص البيانات حول المراحل المبكرة لتكثف النجوم. ستجيب ملاحظات مناطق تشكل النجوم بدقة عالية بينما لا تزال النجوم داخل سحابة الغبار على أسئلة حول تكوين أنظمة متعددة ، Simon (1992).


محتويات

تم تطبيق أحد الاستخدامات الأولى لقياس التداخل البصري بواسطة مقياس التداخل النجمي Michelson على تلسكوب عاكس لمرصد ماونت ويلسون لقياس أقطار النجوم. كان النجم العملاق الأحمر منكب الجوزاء أول من تم تحديد قطره بهذه الطريقة في 13 ديسمبر 1920. [3] في الأربعينيات من القرن الماضي ، تم استخدام قياس التداخل الراديوي لإجراء أول ملاحظات فلك راديوي عالية الدقة. على مدى العقود الثلاثة التالية ، سيطرت أبحاث قياس التداخل الفلكي على البحث في الأطوال الموجية الراديوية ، مما أدى إلى تطوير أدوات كبيرة مثل المصفوفة الكبيرة جدًا ومصفوفة أتاكاما الكبيرة المليمترية.

تم توسيع قياس التداخل البصري / بالأشعة تحت الحمراء إلى القياسات باستخدام التلسكوبات المنفصلة بواسطة Johnson و Betz and Townes (1974) في الأشعة تحت الحمراء وبواسطة Labeyrie (1975) في المرئي. [4] [5] في أواخر السبعينيات ، سمحت التحسينات في معالجة الكمبيوتر بأول مقياس تداخل "تتبع هامشي" ، والذي يعمل بسرعة كافية لمتابعة تأثيرات عدم وضوح الرؤية الفلكية ، مما أدى إلى سلسلة Mk I و II و III من مقاييس التداخل . تم الآن تطبيق تقنيات مماثلة في مصفوفات التلسكوبات الفلكية الأخرى ، بما في ذلك مقياس التداخل Keck ومقياس التداخل اختبار Palomar.

في الثمانينيات من القرن الماضي ، تم توسيع تقنية التصوير التداخلي للفتحة لتشمل الضوء المرئي وعلم الفلك بالأشعة تحت الحمراء من قبل مجموعة كافنديش للفيزياء الفلكية ، مما يوفر أول صور عالية الدقة للنجوم القريبة. [6] [7] [8] في عام 1995 ، تم عرض هذه التقنية لأول مرة على مجموعة من التلسكوبات البصرية المنفصلة ، مما أتاح مزيدًا من التحسين في الدقة ، والسماح بتصوير أعلى دقة للأسطح النجمية. تُستخدم حزم البرامج مثل BSMEM أو MIRA لتحويل اتساع الرؤية المقاسة ومراحل الإغلاق إلى صور فلكية. تم تطبيق نفس التقنيات الآن في عدد من مصفوفات التلسكوبات الفلكية الأخرى ، بما في ذلك مقياس التداخل البصري للنموذج الأولي للبحرية ، ومقياس التداخل المكاني بالأشعة تحت الحمراء ، ومجموعة IOTA. قام عدد من مقاييس التداخل الأخرى بإجراء قياسات لمرحلة الإغلاق ومن المتوقع أن تنتج صورها الأولى قريبًا ، بما في ذلك VLTI ومجموعة CHARA ونموذج Le Coroller و Dejonghe's Hypertelescope الأولي. في حالة اكتماله ، سينتج مقياس التداخل MRO مع ما يصل إلى عشرة تلسكوبات متحركة من بين الصور الأولى عالية الدقة من مقياس التداخل الأساسي الطويل. اتخذ مقياس التداخل البصري البحري الخطوة الأولى في هذا الاتجاه في عام 1996 ، حيث حقق توليفة ثلاثية الاتجاه لصورة الميزار [9] ثم أول توليفة سداسية الاتجاهات لـ Eta Virginis في عام 2002 [10] ومؤخراً "مرحلة الإغلاق "كخطوة نحو الصور المركبة الأولى التي تنتجها الأقمار الصناعية الثابتة بالنسبة إلى الأرض. [11]


إعداد قياس الفلك اليدوي للمبتدئين

لإعطاء بعض المعلومات الأساسية ، لم أمتلك مطلقًا تلسكوبًا فلكيًا وكل ما أعرفه حقًا عن التلسكوبات هو ما تعلمته في دورات الفيزياء منذ سنوات وما جمعته من البحث في الإنترنت خلال الأسبوع الماضي أو نحو ذلك. أنا مبتدئ تمامًا أحاول التعرف على المعدات المتوفرة حاليًا. معظم معرفتي بعلم الفلك تأتي بالكامل من الكتب ومن خلفيتي في الرياضيات. بدأت ألعب بالملاحة السماوية باستخدام آلة السدس منذ حوالي عام ، لكنني مؤخرًا أصبحت أكثر اهتمامًا بالقياس الفلكي وعملت في طريقي عبر الملحق التوضيحي للتقويم الفلكي الذي كنت أفكر فيه في الحصول على أفق فقاعي اصطناعي من أجل آلة السدس الخاصة بي للسماح لي بأخذ الملاحظات بمزيد من الدقة ولاحقًا في الليل عندما لم يعد الأفق محددًا جيدًا ، لكنني لاحظت حتى التلسكوبات متوسطة المدى أرخص من تلك التلسكوبات وأود حقًا أن أكون قادرًا على المراقبة والقياس أقمار الجليل ، والتي ربما لن تحدث مع السدس ، حتى مع تحسين النطاق. أظن أن الخيار الأكثر دقة لهذه الأنواع من القياسات هو حوامل "go-to" المحوسبة وأعلم أن أي عمل جاد في هذا المجال هذه الأيام يتم باستخدام علم الفلك الراديوي ، لكنني أفضل أن أبدأ بإعداد يدوي و التدرب على إجراء الحسابات يدويًا ، فأنا أبحث عن تجربة تعليمية أكثر من أي شيء آخر. قادني بحثي غير الرسمي على التلسكوبات خلال الأسبوع الماضي إلى التفكير في عاكسات دوبسونيان ، ولكن كلما فكرت في الأمر ، لا أعتقد أن هذا التثبيت سيكون الخيار الأفضل نظرًا لاهتماماتي الخاصة ، أعتقد أنني بحاجة إلى تركيب أكثر ملاءمة لأخذ قياسات دقيقة (لكن ربما أكون مخطئا). لذا لدي بعض الأسئلة ، إذا كان بإمكان أي شخص أن يتعامل بلطف مع الإجابة.

1. هل أنا محق في افتراض أنه باستخدام جبل استوائي ، يمكنك قياس الانحراف والارتفاع الأيمن مباشرةً (بعد محاذاته بالطبع) ، بدلاً من الاضطرار إلى قياس الارتفاع والسمت ثم التحويل بين أنظمة الإحداثيات؟ سيكون من الجيد أن يكون لديك نظام إحداثيات أقل للتعامل معه.

2. هل يمكن ضبط حوامل استوائية للتحرك على طول خط الزوال ، على سبيل المثال ، الذي يمر عبر الأقطاب السماوية والسمت لتسهيل تحديد الوقت الفلكي؟

3. هل أنا أتجه في الاتجاه الصحيح بالنظر إلى الجبال الاستوائية أم ينبغي أن أبحث في مكان آخر؟

3.ما هو مستوى الدقة المعقول الذي يمكن توقعه من الإعداد اليدوي باستخدام أدوات التثبيت والتلسكوبات الحديثة؟ أفترض أنني يجب أن أكون قادرًا على القيام بعمل أفضل من دقة الـ 6 ثوان (في يوم جيد) التي يمكنني الحصول عليها باستخدام آلة السدس. هل الساعة ربما تكون العامل المحدد للدقة ، مما يجعل دقة الحامل أقل أهمية؟ هل أنا أكثر من التفكير في هذا؟

4. ما هي أفضل حوامل لهذا التطبيق؟ عندما أذهب إلى مواقع الويب المختلفة وألقي نظرة على الحوامل ، فإنهم يقدمون الكثير من المعلومات حول طول الساق ، والأقطار ، ونطاق الحركة ، وما إلى ذلك ، ولكن القليل جدًا عن مستوى الدقة.

5. هل هناك أي شيء خاص يجب أن أبحث عنه في التلسكوب لهذا التطبيق؟ أفترض أن أي شيء مثل الشعيرات المتقاطعة للحصول على قياسات أكثر دقة سيكون مجرد جزء من قطعة العين ، وليس التلسكوب نفسه ، ولكن هل هناك أي شيء آخر يجب أن آخذه في الاعتبار؟ هل ما زلت أنظر إلى العاكسات ، أم أن شيئًا آخر سيعمل بشكل أفضل؟

6. هل هناك أي مقالات يمكن لأي شخص أن يوجهني إليها والتي قد تناقش هذه الأمور بمزيد من التفصيل ، خاصة فيما يتعلق بالمعدات التي يجب أن أنظر إليها وكيف تعمل هذه المعدات؟ معظم المقالات التي أجدها حول كيفية اختيار التلسكوب لا تذكر حتى أخذ القياسات وتحديد الإحداثيات ، لذلك حتى بعد قراءة مجموعة من المقالات (ومحاولة الاستفادة من وظيفة البحث في هذا المنتدى) ، ما زلت أشعر أنني لا أفعل لا أعرف حتى الأسئلة التي يجب أن أطرحها.

أرغب في البقاء أقل من 2000 دولار مقابل التلسكوب والتركيب والملحقات ، إن أمكن ، لكنني لا أعرف حقًا ما إذا كان هذا الرقم معقولًا حتى بالنظر إلى ما أريد القيام به ، يمكنني التفكير في تجاوز ذلك إذا كان هناك شيء جيد سبب للقيام بذلك (قفزة جوهرية في الجودة أو الدقة من أجل زيادة معقولة في السعر ، على سبيل المثال) ، لكن أكره إنفاق الكثير قبل أن أحدد ما إذا كانت هذه هواية أرغب في التمسك بها على المدى الطويل. ومن الواضح أنني أرغب في الحصول على أفضل البصريات التي يمكنني الحصول عليها مقابل المال ، وأتخيل أن الجميع سيفعلون ذلك وسيكون من الجيد على الأقل أن يكون لديكم خيار الدخول في مجالات أخرى من علم الفلك في المستقبل إذا كان ذلك يذهلني (مع إيماءة صغيرة نحو قابلية النقل ، لدي مستويات منخفضة نسبيًا من التلوث الضوئي ، ولكن هناك عوائق أكثر مما قد يكون مثاليًا في الفناء الخاص بي ، سيكون من الجيد أن أكون قادرًا على نقل الإعداد على الطريق في سيارتي إلى منطقة مشاهدة أفضل ، على الأقل من حين لآخر) ، ولكن دقة قياساتي لا تقل أهمية بالنسبة لي عن تجربة المشاهدة.

آسف إذا صادفت أنني جاهل بعض الشيء ، فأنا أحاول حقًا العثور على مكان للبدء بخلاف إسقاط زوجان فقط لأكتشف أنني اشتريت المجموعة الخاطئة ولا توجد أي متاجر هنا تحمل أي شيء أكثر من 100-200 دولار من التلسكوبات الرخيصة ، لذا لم تتح لي الفرصة للحصول على أي خبرة عملية ومعرفة كيف تعمل هذه التلسكوبات والتلسكوبات الحديثة بالفعل. أي مساعدة يمكن تقديمها ، حتى لو كانت توجهني فقط نحو مقال (أو فيديو) من شأنه أن يمنحني نقطة انطلاق قوية ، سيكون موضع تقدير كبير. ما وجدته لسوء الحظ يبدو أنه يدور حول الأنظمة المحوسبة ، والتي من الواضح أنها نهج أكثر عملية ، ولكن ليس ما أسعى إليه.

# 2 أجر

# 3 كوسابر

شكرًا لك على الرد ، أعتقد أنني قد صادفت هذا المقال بالفعل مع العديد من المقالات الأخرى في نفس السياق. لسوء الحظ ، لم يجيبوا حقًا على سؤالي الأساسي حول ما أحتاج إلى البحث عنه في تلسكوب مع حامل يدوي للتأكد من أنه يمكنني تحديد إحداثيات جسم سماوي بدقة وتبسيط عملية القيام بذلك. أفترض أن جميع الأدوات ليست متساوية الجودة في هذا الصدد ، وأنا أعلم أن دقة السداسية في التصنيع والحرفية والمواد تلعب جميعها دورًا في الحصول على قياسات متسقة ودقيقة ، لذلك افترضت أن هناك شيئًا مشابهًا مع حوامل التلسكوب؟

# 4 بعطر

يا فتى لديك مصلحة محددة وطلب. لست خبيرًا ، لكنني أردت إظهار اهتمامي بهذا الموضوع ومجرد متابعة المناقشة وما سيقوله الآخرون.

يخبرني شعوري الغريزي أن الدليل والدقة على خلاف. قد يمنحك نوع من منصة EQ مع التتبع الدقة التي تبحث عنها والإحداثيات. لا أستطيع حتى أن أتخيل ما إذا كانت منصة AZ اليدوية ستكون على مستوى المهمة. لكنني لست خبيرًا ، لذلك سأكون سعيدًا بالتصحيح وتعلم نفسي. أعتقد أن هناك بعض العدسات مع شبكاني وشعيرات متصالبة ووحدات قياس.

تحرير باعتار، 08 تشرين الأول 2020 - 09:50 مساءً.

# 5 أجر

شكرًا لك على الرد ، أعتقد أنني قد صادفت هذا المقال بالفعل مع العديد من المقالات الأخرى في نفس السياق. لسوء الحظ ، لم يجيبوا حقًا على سؤالي الأساسي حول ما أحتاج إلى البحث عنه في تلسكوب مع حامل يدوي للتأكد من أنني أستطيع تحديد إحداثيات جسم سماوي بدقة وتبسيط عملية القيام بذلك. أفترض أن جميع الأدوات ليست متساوية الجودة في هذا الصدد ، وأنا أعلم أن دقة السداسية في التصنيع والحرفية والمواد تلعب جميعها دورًا في الحصول على قياسات متسقة ودقيقة ، لذلك افترضت أن هناك شيئًا مشابهًا مع حوامل التلسكوب؟

لا مشكلة. ابحث في Cloudynights عن Angle Gauge. يجب أن تجد سلاسل رسائل متعددة على طريقة تنسيق AltAz للعثور على الأشياء. إنها طريقتي الأساسية مع جميع الحوامل اليدوية.

هذا عادة ما يضعني على بعد نصف درجة مما أحاول العثور عليه. يعمل بشكل رائع.

هذا سوف يفعل ما تسعى إليه.

حرره aeajr، 09 أكتوبر 2020-12: 07 ص.

# 6 HCF

هل تريد قياس RA / ديسمبر لأقمار المشتري؟

هناك طريقة مختلفة للقيام بذلك وهي التقاط صورة للمنطقة ، وحلها على الألواح للعثور على RA / Dec لمركز الصورة ، ثم تحويل موضع الأقمار بقيم البكسل إلى ra / dec باستخدام برنامج قياس الفلك.

يمكن لصورة ISO عالية ، 2-3 ثوانٍ باستخدام كاميرا وعدسة أن تفعل ذلك ، وربما يمكنك القيام بذلك من حامل Alt Az بدون تتبع. يجب أن يكون دقيقًا تمامًا.

ليست مثيرة مثل القياسات الميكانيكية الدقيقة ولكن ربما تكون أكثر دقة.

# 7 أجر

لقد عدت لإعادة قراءة منشورك وأدركت أنني فاتني عنوان الموضوع. أنت تقوم بقياس الفلك ، وليس علم الفلك.

اعتقدت أنك تبحث عن تلسكوب على حامل يدوي لعلم الفلك وتحتاج إلى طريقة للعثور على أهدافك. لكن يبدو أن هذا ليس ما تفعله.

آسف لسوء الفهم. أنا حقًا لا أفهم ما تفعله. هل تحاول تحديد مواقع النجوم؟

بعبارات بسيطة ، ما الذي تحاول تحقيقه؟ ما هو هدفك؟

# 8 فيل شيرمان

تقليديا ، تم إجراء قياس الفلك الموضعي باستخدام تلسكوب موجه إلى موقع ثابت في السمت ، خط الزوال. يتم تسجيل مواقع الكائنات أثناء عبورها خط الزوال حيث يتم حساب وقت العبور ويتم حساب موقع RA الخاص بهم باستخدام معادلة الوقت. تم إجراء الفصل الزاوي بين الأشياء ، والذي يجب أن يكون قريبًا نسبيًا من بعضه ، بشكل تقليدي باستخدام ميكرومتر فيليار ، وهو أداة تحل محل العدسة المرئية. كان منشئ هذه الأدوات هو Warner & amp Swasey الذي توقف عن بنائها قبل فترة طويلة من اختفاء الشركة من منشأة التصنيع في كليفلاند ، أوهايو.

اليوم ، يتم قياس مواضع الأشياء "التي تتحرك" باستخدام الصور التي تم الحصول عليها رقميًا. نظرًا لموقع النجوم المعروفة في الصورة ، يمكن حساب موقع الكائن المعني بسهولة بمجرد قياس المسافة وزاوية الموقع من نجم ومقياس الصورة. افعل ذلك لبضع نجوم في الصورة ويجب أن يزيد من دقة نتيجتك. يمكنك إرسال صورة إلى nova.astrometry.net لتحليلها. تحتوي إحدى الصور الناتجة على نجوم مسماة بينما يحتوي إخراج آخر على قائمة بالنجوم ، وأعتقد أن مواقعها.

من الممكن نظريًا قياس المسافة الزاويّة بين أحد أقمار المشتري والكوكب باستخدام جبل غوتو المركب استوائيًا. ستحتاج إلى عدسة شبكية ، وتوسيط القمر وتسجيل RA & amp DEC ثم توسيط الكوكب وتسجيل RA & amp DEC. يمكن بعد ذلك حساب المسافة من الكوكب باستخدام حساب المثلثات الكروية. تكمن مشكلة هذه التقنية في تمركز الكوكب ، وهو جسم كبير جدًا في العدسة. إذا كنت مهتمًا فقط بـ RA & amp DEC الفعلي لكائن ما ، فيمكن الحصول على أعلى دقة من خلال استهداف نجم قريب من الموقع بالكامل معروف وتحديث نموذج تأشير الحامل ليتم وضعه بدقة على هذا النجم. سيمنحك نقل الحامل إلى الكائن المستهدف الآن قراءة أدق لموضع الكائن باستخدام قراءات العرض الخاصة بموقع التثبيت. الجانب السلبي لهذه العملية هو أن موضعك سيكون له فقط دقة عرض الموضع ، وعادة ما يكون قياس الزاوي لثانية قوسية واحدة.

توصيتي لك إذا كنت ترغب في قياس الفلك الموضعي بالحصول على حامل وتلسكوب وكاميرا تدعم التقاط الصور بمدة تعريض تتراوح من 15 إلى 30 ثانية دون انحراف ملحوظ في الصورة. استخدم تقنيات حل الألواح لتحديد موقع النجوم المعروفة والتحولات الهندسية البسيطة للقياس من الصورة لتحديد موضع الكائن الذي تفحصه.

# 9 صدى

بالنسبة لي ، فإن فكرة التركيب الاستوائي الألماني اليدوي مغرية للغاية. وأعتقد أن هناك العديد من المزايا والمزايا لامتلاك واحد. وبغض النظر عن قدرته على التتبع الدقيق ، والمفيد بشكل خاص لأجسام النظام الشمسي سريعة الحركة ، فمن الأقل تكلفة بشكل عام شراء حامل مكافئ أقوى سيكون منصة أكثر صلابة واستقرارًا لنطاق متوسط ​​الحجم من العروض العامة التي تتراوح من 250 دولارًا إلى 400 دولار بديل / من الألف إلى الياء يتصاعد. وهناك الكثير مما يمكن قوله عن التتبع واستقرار الإفراط في تصاعد النطاق لاستخدام الطاقة العالية.

ومع ذلك. في الممارسة العملية ، يمكن أن يكون الجبل الاستوائي ثقيلًا وخرقاءًا. ويتطلب محاذاة وأثقال موازنة مضافة تقلل من قدرتها على النشر بسرعة وسهولة.

هذه أشياء ، بالنسبة لي ، أصبحت أسبابًا لعدم استخدام النطاق والتركيب بقدر ما أفعل باستخدام أداة alt / az mount أبسط وأخف وزنًا والتي يمكن إسقاطها وتوجيهها مع الحد الأدنى من الإعداد.

لذلك بمجرد أن تتجاوز القدرة الأسهل على تتبع كواكب GEM ، وتريد فقط إلقاء نظرة على مخطط ونقطة أو قفزة نجمية إلى بعض الأجسام المتحركة البطيئة الأخرى أو الإشارة حول ميزات مختلفة للقمر بقوة عالية ، ثم البديل يصبح / az mount أداة أكثر ملاءمة وفعالية.

ما زلت أرغب في الحصول على حامل يدوي لطيف على الرغم من ذلك. من أجل دقتها العالية واستقرارها بقوة 80 أو 90 مم منكسر. ولأنها طبيعة علمية خالصة. ويمكن استخدام بعض حوامل eq في تكوين alt / az مما يجعلها أداة متعددة الاستخدامات في كل مكان.

# 10 حديقة البحر 89

لدي حامل أطلس كامل. ومع ذلك ، فهو نموذج مبكر ، ولم يكن go-to متاحًا وقت شرائي. لذلك ، استخدمت دوائر الإعداد اليدوي (تلك الموجودة في Atlas بحجم جيد) لأول عامين. تمكنت من إيجاد و / أو تحديد مواضع الأشياء بسرعة إلى حد ما. وجهة نظري هنا هي IMHO ، فإن GEM مع دوائر الإعداد اليدوي ذات الحجم المناسب ستلبي احتياجاتك. يمكن أن يؤدي الشراء المستعمل إلى خفض التكاليف ، ولكن لا تبخل على جودة الحامل ودوائر الإعداد اليدوية الخاصة به.

# 11 باعتر

فيل شيرمان، شكرًا لك ، هذا هو نوع التحفيز الفكري الذي أحب سماعه.

كوستابر، آسف على الاختطاف ، أخبرتك أنني هنا لأتعلم نفسي.

إلى جانب ذلك ، يدفعني هذا إلى التساؤل عما إذا كان ما تبحث عنه ممكنًا حقًا من خلال الأدوات والتجهيزات البصرية. هل تحتاج حقًا إلى أن تكون قادرًا على قياس الحركات المستهدفة في الوقت الفعلي ومن منظور (السلاسل الزمنية) التاريخية ، مما يتطلب قوة حسابية وإعدادًا يتمتع به المصورون الفلكيون في الغالب؟

# 12 ستارمان 27

الانتقال إلى الفيزياء الفلكية الرصدية من أجل ملاءمة أفضل لهذا الموضوع.

# 13 كوسابر

كوستابر

لقد عدت لإعادة قراءة منشورك وأدركت أنني فاتني عنوان الموضوع. أنت تقوم بقياس الفلك وليس علم الفلك.

اعتقدت أنك تبحث عن تلسكوب على حامل يدوي لعلم الفلك وتحتاج إلى طريقة للعثور على أهدافك. لكن يبدو أن هذا ليس ما تفعله.

آسف لسوء الفهم. أنا حقًا لا أفهم ما تفعله. هل تحاول تحديد مواقع النجوم؟

بعبارات بسيطة ، ما الذي تحاول تحقيقه؟ ما هو هدفك؟

نعم ، أتطلع إلى القيام بعكس ذلك ، لتحديد كائن في السماء ثم حساب الصعود والانحدار الصحيحين في نقاط زمنية مختلفة ، والتي يمكن من خلالها حساب المدارات ومن تلك المعلومات أشياء مثل المخططات والجداول الملاحية يمكن بناؤها. أنا قادم إلى هذا من منظور الاهتمام بالملاحة السماوية وتاريخ الرياضيات. لقد تلاعبت قليلاً بالجانب الملاحي لبعض الوقت وكنت أستخدم الملحق التوضيحي للتقويم الفلكي لإجراء العمليات الحسابية للمدارات والكسوف ولمعرفة كيفية إنشاء الجداول في التقويم الفلكي ، التالي خطوة للحصول على فهم أفضل للموضوع هي البدء في إجراء الملاحظات ، وحساب المدارات من ملاحظاتي ، ومعرفة مدى قربي من الأرقام "الرسمية" الأكثر دقة التي تم وضعها بواسطة JPL و USNO.

كان هذا هو الاستخدام الرئيسي لعلم الفلك من أواخر العصور الوسطى حتى نهاية القرن التاسع عشر ، لذلك يجب أن أعترف ، أنا مندهش قليلاً من أن هذا كان موضوعًا غامضًا على الرغم من أنه ربما لم يكن من المفترض أن أكون كذلك. نظرًا لمدى صعوبة العثور على معلومات عنها عبر الإنترنت ، فإن معظم المصادر التي تناقش هذه الأمور هي إما وثائق تاريخية أو فنية صادرة عن مختبر الدفع النفاث JPL و USNO. أنا لا أحاول أن أكون صعبًا ، لقد اعتقدت بصدق أن هذا سيكون جزءًا أكبر من مجتمع علم الفلك مما يبدو عليه.

# 14 ميلون ليك

لا أعتقد أنه مع معظم حوامل EQ الألمانية ذات الحجم الكبير اليدوي ستكون دقيقة بما يكفي لأغراضك لعدة أسباب:

1) سيتم تحديد الدقة الكاملة من خلال مدى دقة المحاذاة القطبية.

2) يجب أن تكون المحاور صفرية عندما تكون محاذاة للقطب وهذا سيخلق بعض عدم اليقين فيما يتعلق بمكان "الصفر" مقابل العلامات المرجعية. من المحتمل أن يؤدي هذا إلى ظهور خطأ يصل إلى درجة واحدة.

3) يتم تحديد المقياس على محور RA كل 10 دقائق فقط (وهو قياس زاوية الساعة على هذا المحور). أشك في أنك تستطيع قراءة هذه المحاور بشكل أكثر دقة من 2.5 دقيقة (0.75 درجة)

4) تم إعداد محور ديسمبر بعلامات كل درجتين ، والتي ربما لا يمكن قراءتها بشكل أفضل من 0.5 درجة.

ستحتاج إلى حامل متطور متخصص بمقاييس Vernier عالية الدقة ومحركات تروس يدوية صغيرة. هذه موجودة ولكنها ليست حوامل EQ المنتجة بكميات كبيرة وهي في الغالب من بقايا الماضي التي استخدمها علماء الفلك قبل ظهور محركات المؤازرة والمحركات السائر وأنظمة المقياس الرقمي.

حرره MellonLake ، 09 أكتوبر 2020 - 10:45 صباحًا.

# 15 كوسابر

لا أعتقد أنه مع معظم حوامل EQ الألمانية ذات الحجم الكبير اليدوي ستكون دقيقة بما يكفي لأغراضك لعدة أسباب:

1) سيتم تحديد الدقة الكاملة من خلال مدى دقة المحاذاة القطبية.

2) يجب أن تكون المحاور صفرية عندما تكون محاذاة للقطب وهذا سيخلق بعض عدم اليقين فيما يتعلق بمكان "الصفر" مقابل العلامات المرجعية. من المحتمل أن يؤدي هذا إلى ظهور خطأ يصل إلى درجة واحدة.

3) يتم تحديد المقياس على محور RA كل 10 دقائق فقط (وهو قياس زاوية الساعة على هذا المحور). أشك في أنك تستطيع قراءة هذه المحاور بشكل أكثر دقة من 2.5 دقيقة (0.75 درجة)

4) تم إعداد محور ديسمبر بعلامات كل درجتين ، والتي ربما لا يمكن قراءتها بشكل أفضل من 0.5 درجة.

ستحتاج إلى حامل متطور متخصص بمقاييس Vernier عالية الدقة ومحركات تروس يدوية صغيرة. هذه موجودة ولكنها ليست حوامل EQ المنتجة بكميات كبيرة وهي في الغالب من بقايا الماضي التي استخدمها علماء الفلك قبل ظهور محركات المؤازرة والمحركات السائر وأنظمة المقياس الرقمي.

شكرًا لك ، هذا هو بالضبط نوع المعلومات التي أبحث عنها ، لقد وجدت تلك الحوامل على الإنترنت ولكن لم أتمكن من إلقاء نظرة فاحصة على الأجهزة الموجودة في الصور ولم تكن هناك معلومات حول دقتها. أعتقد أن هذه التركيبات لن تفعل ما أريد ، كنت آمل أن أحصل ، على الأقل ، دقة موثوقة لمدة ثانية واحدة ، يمكنني بالفعل الحصول على 6-12 ثانية من الدقة باستخدام آلة السدس ، لكن يبدو أن معظم الحوامل لن تفعل ذلك حتى تفعل ذلك. أعتقد أنه لا ينبغي أن أتفاجأ ، بعد كل شيء ، فإن آلة السدس الخاصة بي هي أغلى من حيث الحجم من العديد من هذه الحوامل ومع الأدوات العلمية ، وخاصةً التناظرية ، فإنك تحصل عمومًا على ما تدفع مقابله.

هل يمكنك ، ربما ، أن توجهني في اتجاه من قد يصنع هذه الحمالات الراقية؟ ما هي الشركات التي يجب أن أبحث فيها؟ أم أن هذا شيء يحتاج المرء أن ينظر إليه في دور المزادات ليجده؟ أشعر أن هذا المشروع سينتهي به الأمر إلى أن يكون أغلى بكثير مما كنت أتمنى ، لكنني على الأقل أود أن أرى ما هو موجود في السوق وأسعاره.

# 16 روبين_استرو

أنا لا أحاول أن أكون صعبًا ، لقد اعتقدت بصدق أن هذا سيكون جزءًا أكبر من مجتمع علم الفلك مما يبدو عليه.

يعد القياس الفلكي مهمًا ويتم إجراء البعض الآخر بواسطة الهواة ، على سبيل المثال تحديد السلائف المحتملة للمستعرات أو تتبع الكويكبات وما إلى ذلك ، ولكن ربما باستثناء الاهتمام التاريخي ، لا يتم إجراؤه يدويًا. بل يتم ذلك عن طريق إرسال الصور إلى البرامج التي تحدد النجوم في إحداثيات معروفة في الصورة ، وقياس الصورة وإعطاء إحداثيات جميع الكائنات في الصورة ، عادةً بدقة أفضل من 1 قوس ثانية. على سبيل المثال

بفضل القمر الصناعي Gaia ، تُعرف إحداثيات حوالي مليار كائن بدقة أعلى بكثير مما يمكن تحقيقه من الأرض

ويمكن الوصول إلى إحداثيات جميع كائنات النظام الشمسي المعروفة من آفاق مختبر الدفع النفاث

# 17 روبين_استرو

بل يتم ذلك عن طريق إرسال الصور إلى البرامج التي تحدد النجوم في إحداثيات معروفة في الصورة ، وقياس الصورة وإعطاء إحداثيات جميع الكائنات في الصورة ، عادةً بدقة أفضل من 1 قوس ثانية. على سبيل المثال

http://astrometry.net/

يمكن أن يكون هذا بسيطًا مثل توجيه الهاتف المحمول نحو السماء أو لأشياء خافتة باستخدام كاميرا استرو رخيصة الثمن على تلسكوب بسيط مع الحد الأدنى من قدرة التتبع. كل ما عليك القيام به هو أن تكون قادرًا على تحديد موقع المجال الذي يثير الاهتمام ، ويمكن لتلسكوب محوسب أن يفعل ذلك من أجلك جميعًا مقابل مبلغ جيد في حدود ميزانيتك البالغة 2000 دولار

# 18 كوسابر

فيل شيرمان، شكرًا لك ، هذا هو نوع التحفيز الفكري الذي أحب سماعه.

كوستابر، آسف على الاختطاف ، أخبرتك أنني هنا لأتعلم نفسي.

إلى جانب ذلك ، يدفعني هذا إلى التساؤل عما إذا كان ما تبحث عنه ممكنًا حقًا من خلال الأدوات والتجهيزات البصرية. هل تحتاج حقًا إلى أن تكون قادرًا على قياس الحركات المستهدفة في الوقت الفعلي ومن منظور (السلاسل الزمنية) التاريخية ، مما يتطلب قوة حسابية وإعدادًا يتمتع به المصورون الفلكيون في الغالب؟

.

لا داعي للاعتذار ، إنه يجعلني أشعر بتحسن لأن هناك شخصًا آخر على الأقل يجد هذه الأشياء مثيرة للاهتمام. لم أدرك مدى غموض طلبي عندما قمت بنشره.

لن تكون دقيقة مثل اللوحات الفوتوغرافية (أو ما يعادلها الرقمية الحديثة) ، والتي حلت إلى حد كبير محل هذه الأساليب في مطلع القرن العشرين.ولكن من خلال ما قرأته عن تاريخ هذا ، فإن المشكلة التي دفعت الناس إلى التحول إلى لوحات التصوير (وفي النهاية ، قياس التداخل طويل جدًا) كانت صعوبة قياس اختلاف اختلاف النجوم ، حيث كانت طرق المراقبة المباشرة سيئة للغاية. مناسب. لكن يبدو أنها تعمل بشكل جيد بما يكفي للكواكب وللموقع النسبي للنجوم ، من الواضح أنك لن تحصل على نفس المستوى من الدقة ، لكن أمثال كاسيني وكبلر أنتجوا بعض الجداول الفلكية الدقيقة باستخدام هذه هذه الأساليب والطرق دعمت حملات المسح الكبيرة في القرنين الثامن عشر والتاسع عشر ، والتي أعطتنا أول خرائط دقيقة للعالم. لم تكن هذه الخرائط مثالية وقد تم تحسين الخرائط طوال القرن العشرين ، ولكن خرائط العالم في القرن التاسع عشر فظيعة بالقرب من الخرائط التي لدينا اليوم.

تحتوي هذه المقالة على خريطتين ، خريطة قبل وبعد ، ويتم إنشاء الخريطة اللاحقة باستخدام تحديدات خط الطول التي تعتمد على رسم كاسيني لمدارات أقمار الجليل:

كما ترون ، القرن الثامن عشر ليس بعيدًا جدًا عن الخرائط الحديثة لأوروبا. في الواقع ، تم استخدام المراقبة المباشرة لأقمار الجليل (بشكل عام فقط للبحث عن الخسوف بدلاً من العملية الأكثر صعوبة لقياس الزاوية بين الأقمار) للملاحة البرية طوال القرن التاسع عشر ، على الرغم من أن الكرونومتر اكتسب الأسبقية في البحر في القرن الثامن عشر. قرن بسبب صعوبة أخذ هذه القراءات من سطح السفينة.

# 19 كوستابر

يمكن أن يكون هذا بسيطًا مثل توجيه الهاتف المحمول نحو السماء أو لأشياء خافتة باستخدام كاميرا استرو رخيصة الثمن على تلسكوب بسيط مع الحد الأدنى من قدرة التتبع. كل ما عليك القيام به هو أن تكون قادرًا على تحديد موقع المجال الذي يثير الاهتمام ، ويمكن لتلسكوب محوسب أن يفعل ذلك من أجلك جميعًا مقابل مبلغ جيد في حدود ميزانيتك البالغة 2000 دولار

نعم ، لقد صادفت العديد من الطرق المحوسبة ، لكن السماح للكمبيوتر بإجراء العمليات الحسابية يزيل كل المتعة من الهواية ، على الأقل في ذهني. لقد أمضيت الأشهر القليلة الماضية في تحسين هندسيتي الكروية والوقائية ، والتي لم أستخدمها حقًا منذ أن كنت في الجامعة ، على أمل أن أتمكن من تدوين الملاحظات وإجراء حساباتي الخاصة. لا يبدو من الصواب استخدام جهاز كمبيوتر لإجراء حساباتي قبل أن أكون واثقًا من قدرتي على إجراء الملاحظات وأكون مرتاحًا لإجراء العمليات الحسابية يدويًا. لكن بدا الأمر وكأنني سأكتفي فقط بالعمل مع ملاحظات الآخرين.

# 20 كوسابر

تقليديا ، تم إجراء قياس الفلك الموضعي باستخدام تلسكوب موجه إلى موقع ثابت في السمت ، خط الزوال. يتم تسجيل مواقع الكائنات أثناء عبورها خط الزوال حيث يتم حساب وقت العبور ويتم حساب موقع RA الخاص بهم باستخدام معادلة الوقت. تم إجراء الفصل الزاوي بين الأشياء ، والذي يجب أن يكون قريبًا نسبيًا من بعضها ، بشكل تقليدي باستخدام ميكرومتر فيليار ، وهو أداة تحل محل العدسة المرئية. كان منشئ هذه الأدوات هو Warner & amp Swasey الذي توقف عن بنائها قبل فترة طويلة من اختفاء الشركة من منشأة التصنيع في كليفلاند ، أوهايو.

اليوم ، يتم قياس مواضع الأشياء "التي تتحرك" باستخدام الصور التي تم الحصول عليها رقميًا. نظرًا لموقع النجوم المعروفة في الصورة ، يمكن حساب موقع الكائن المعني بسهولة بمجرد قياس المسافة وزاوية الموقع من نجم ومقياس الصورة. افعل ذلك لبضع نجوم في الصورة ويجب أن يزيد من دقة نتيجتك. يمكنك إرسال صورة إلى nova.astrometry.net لتحليلها. تحتوي إحدى الصور الناتجة على نجوم مسماة بينما تحتوي إحدى المخرجات الأخرى على قائمة بالنجوم ، وأعتقد أنها تحتوي على مواقعها.

من الممكن نظريًا قياس المسافة الزاويّة بين أحد أقمار المشتري والكوكب باستخدام جبل غوتو المركب استوائيًا. ستحتاج إلى عدسة شبكية ، وتوسيط القمر وتسجيل RA & amp DEC ثم توسيط الكوكب وتسجيل RA & amp DEC. يمكن بعد ذلك حساب المسافة من الكوكب باستخدام حساب المثلثات الكروية. تكمن مشكلة هذه التقنية في تمركز الكوكب ، وهو جسم كبير جدًا في العدسة. إذا كنت مهتمًا فقط بـ RA & amp DEC الفعلي لكائن ما ، فيمكن الحصول على أعلى دقة من خلال استهداف نجم قريب من الموقع بالكامل معروف وتحديث نموذج تأشير الحامل ليتم وضعه بدقة على هذا النجم. سيمنحك نقل أداة التثبيت إلى الكائن المستهدف الآن قراءة أدق لموضع الكائن باستخدام قراءة عرض موقع التثبيت. الجانب السلبي لهذه العملية هو أن موضعك سيكون له فقط دقة عرض الموضع ، وعادة ما يكون قياس الزاوي لثانية قوسية واحدة.

توصيتي لك إذا كنت ترغب في قياس الفلك الموضعي بالحصول على حامل وتلسكوب وكاميرا تدعم التقاط الصور بمدة تعريض تتراوح من 15 إلى 30 ثانية دون انحراف ملحوظ في الصورة. استخدم تقنيات حل الألواح لتحديد موقع النجوم المعروفة والتحولات الهندسية البسيطة للقياس من الصورة لتحديد موضع الكائن الذي تفحصه.

نعم ، لقد رأيت العديد من الإشارات إلى نطاقات العبور القياسية في القرن التاسع عشر المستخدمة لهذا الغرض ، ربما هذا هو الاتجاه الذي يجب أن أتوجه إليه بدلاً من التلسكوب الفلكي المناسب ، فهذه ليست صعبة للغاية ، يبدو أن هناك يكون الطلب على معدات المسح القديمة أقل من الطلب على معدات علم الفلك القديمة ، مما يجعلها أرخص. وقد رأيت بضعة ميكرومتر حشو هناك ، يبدو أنها لا تزال متاحة. أعتقد أن جزءًا من سؤالي كان أنني أردت فقط التعرف على الأساليب والتقنيات المتاحة ، لقد أمضيت بعض الوقت في الجانب الرياضي للأشياء ، لكنني فقط أغمس إصبع قدمي في الماء علم الفلك الرصدي لأول مرة ، أعرف ما هي البيانات التي أريدها وماذا أفعل بهذه البيانات ، لا أعرف جميع الخيارات المتاحة للحصول على تلك البيانات. ولكن يبدو أن القضية قد تكون موضع نقاش ما لم أجد تلسكوبًا من القرن التاسع عشر أو أوائل القرن العشرين مصممًا لهذا الغرض. على أي حال ، أعتقد أنني سأعود على الأرجح إلى الوثائق التاريخية وأواصل بحثي قبل التقدم أكثر في علم الفلك الرصدي ، يبدو أن حركتي كانت سابقة لأوانها.


البحث عن الكواكب الخارجية وقياس التداخل في الفضاء

سمحت لنا السنوات الأخيرة من القرن العشرين ، ولأول مرة ، بمناقشة جادة لأدوات قياس التداخل المنتشرة في الفضاء. مع الغرض الصريح المتمثل في تحقيق دقة مكانية غير مسبوقة ، ستؤدي هذه المهام إلى فيزياء فلكية جديدة. نتوقع بشكل خاص - وهو الأكثر تحديًا - أن نكون قادرين على إجراء الدراسات الأولى للكواكب الخارجية الأرضية. إن اكتشاف ودراسة هذا الأخير يبشر بعصر جديد في العلوم وسيؤثر على مجموعة واسعة من العلوم والتكنولوجيا. بالنسبة للمجموعة الأولى من مهام قياس التداخل - مهام السلائف مثل SMART و ST-3 و SIM الفلكية ، فإن الخط الزمني للتنفيذ قد يستغرق حوالي 5-10 سنوات حتى نتلقى النتائج الأولى منها. في هذه المراجعة ، نصف تأثير قياس التداخل من الفضاء على موضوع الكواكب الخارجية الأرضية. نراجع أيضًا بإيجاز أحدث ما توصلت إليه دراسة الكواكب الخارجية وكذلك نناقش التأثير المحتمل للعديد من التقنيات المختلفة لدراستها.


أفضل تلسكوب

بينما يلف الشفق جبل ويلسون ، وهو قمة يبلغ ارتفاعها 5700 قدمًا بالقرب من لوس أنجلوس ، يبدأ هارولد مكاليستر ليلته في النجوم من خلال تتبع خطى عالم الفلك الراحل إدوين هابل. ليلة بعد ليلة خلال عشرينيات القرن الماضي ، اتجه هابل إلى نفس المسار المحاط بالأشجار لمسح السماء من خلال تلسكوب هوكر 100 بوصة - الأقوى في العالم. ما رآه كان كونًا غريبًا يمتد إلى ما هو أبعد من مجرة ​​درب التبانة ، ويتألف من عدة مجرات تطير بعيدًا عن بعضها البعض بسرعة فائقة. أدى هذا الاكتشاف في النهاية إلى نظرية غير عادية حول أصل كل شيء ، تسمى الانفجار العظيم. الآن ، بعد حوالي 80 عامًا ، توقف مكاليستر مؤقتًا على طول ممر المشاة ليحدق بوقار في القبة البيضاء الضخمة التي تحمي التلسكوب القديم الشهير. & quot؛ هذه الأداة التي يبلغ قطرها 100 بوصة أكثر أهمية من التلسكوب الفضائي الذي أطلقوه على اسم هابل & quot؛ كما يقول. & quotIt & # x27s أهم تلسكوب في القرن العشرين. & quot ثم قام الأستاذ بجامعة ولاية جورجيا بخفض رأسه إلى أسفل ومضي قدمًا. النجوم نقية فوق الجبل الليلة - فرصة جيدة له للتحديق فيها بنوع جديد تمامًا من آلة لمسح الكون. مروراً خلف المرصد القديم ، دخل إلى مبنى طويل من الصلب المموج يحمل علامة Beam Combining Lab ووصل إلى المركز العصبي لمقياس التداخل البصري ، وهو جهاز ثوري منتشر عبر قمة الجبل ويتألف من ستة تلسكوبات تقليدية ، و 3100 قدم من أنابيب الضوء ، و 20 جهاز كمبيوتر. يعد بتحويل سمعة Mount Wilson & # x27s من سمعة حارس التلسكوب القديم الشهير إلى المركز الجديد لعلم الفلك المتطور. هذا هو الأكبر من بين ستة مقاييس تداخل قيد الإنشاء حول العالم. يطلق عليه مصفوفة CHARA (مركز علم الفلك عالي الدقة) ، وقدرته على الرؤية في الفضاء بتفاصيل لا تصدق - أدق 50 مرة من أي تلسكوب أحادي المرآة تم بناؤه على الإطلاق - يعد بجلب سماء الليل إلى تركيز حاد بشكل لا يصدق. على سبيل المثال ، يمكن لـ CHARA تكبير كائن مضيء على القمر بحجم صغير مثل الرجل. & quot إذا كان ذلك الرجل يقود سيارة ، & quot؛ يقول مكاليستر: & quot؛ يمكننا التمييز بين مصباح أمامي وآخر. & quot؛ والأهم من ذلك ، يمكن لـ CHARA أن تميز نجمة عن أخرى. قد يبدو هذا غريباً ، لكن معظم النجوم التي تُشاهد من خلال أكبر وأحدث التلسكوبات التقليدية تبدو إلى حد كبير كما تبدو بالعين المجردة - نقاط صغيرة من الضوء ، عديمة الأبعاد ومضللة. يكشف التحليل الطيفي أن معظم هذه النقاط الدقيقة من المحتمل أن تكون نجمتين - ثنائيات - أو حتى المزيد من النجوم: كاستور ، في كوكبة الجوزاء ، على سبيل المثال ، تبدو مثل نجمة واحدة ولكنها في الواقع ست كرات من النار تتراقص حول بعضها البعض. المؤدون الفرديون مثل شمسنا هم الاستثناء وليس القاعدة. وسرعان ما ستساعد مقاييس التداخل علماء الفلك في معرفة سبب ميل النجوم إلى التجمع معًا وكيف تتصرف مع تقدم العمر. في النهاية ، ستعود هذه الدروس إلى الوطن ، لتخبرنا كيف كانت شمسنا في الماضي وتكشف عن التهديدات التي يمكن أن نتوقعها منها - ربما التوهجات العملاقة ، أو فترات التعتيم التي يمكن أن تؤدي إلى عصر جليدي. ستفتح مقاييس التداخل السماوات من جديد: & quot ؛ سنقوم بإجراء آلاف القياسات النجمية التي لم يتم إجراؤها من قبل ، & quot ؛ يقول مكاليستر. من المحتمل أيضًا أن يكون قياس التداخل نعمة لصائدي الكواكب. إذا تمكنت CHARA من اكتشاف الكواكب الفردية حول النجوم الثنائية ، كما هو متوقع ، فإن تعداد الكواكب خارج الطاقة الشمسية سينمو بشكل كبير. كلما تم العثور على المزيد من الكواكب ، زادت احتمالية اكتشاف الكواكب التي يمكن أن تدعم الحياة. قد يكون البحث عن كواكب خارج كوكب الأرض هو الإنجاز النهائي لعمل Hubble & # x27s الذي بدأ هنا منذ أكثر من ثمانية عقود. سمح لنا التلسكوب الذي يبلغ قطره 100 بوصة بالاعتقاد بأن الكون واسع بما يكفي وقديم بما يكفي لوجود العديد من الحضارات الأخرى هناك ، كما يقول روبرت جاسترو ، مدير معهد ماونت ويلسون. & quotCHARA ستعيد مجد جبل ويلسون بفحص النجوم عن كثب بحثًا عن علامات على أنفسنا. & quot

تجمع مصفوفة CHARA (مركز علم الفلك عالي الدقة الزاوي) ضوء النجوم من ستة تلسكوبات منفصلة عبر نظام قناة متطور. يبرز أنبوبان خاليان بقطر ثماني بوصات من W2 ، أحدهما من زوج غربي من التلسكوبات. يحمل الأنبوب المركزي الضوء من W2 ، حيث يحمل اليسار الضوء من W2 & # x27s الأكثر بعدًا التوأم ، W1. ينتهي المطاف بأشعة الضوء من جميع التلسكوبات في مختبر تجميع الشعاع المركزي.

يدخل McAlister إلى غرفة نظيفة في Beam Combining Lab وينزلق على الجوارب فوق حذائه. في الداخل ، ثيو عشرة بروميلار ، المدير المساعد لـ CHARA ، يزعج طاولة من المرايا البصرية الدقيقة حيث يتم الجمع بين موجات الضوء من CHARA & # x27s ستة تلسكوبات منفصلة. متعب العينين وغير حليقين ، قضى عشرة من بروميلار شهورًا يكافح مع مشاكل المعايرة المعقدة في محاولة لجعل جميع حزم الضوء الستة تلتقي في نفس المكان في نفس الوقت - وهو المفتاح لعمل قياس التداخل. على النقيض من ذلك ، فإن مفتاح صنع تلسكوبات تقليدية أفضل هو بناء مرايا أوسع وأوسع. لكن كلاً من المقاريب التقليدية وتلسكوبات قياس التداخل تعمل وفقًا لمبدأ & # x27s ليس بديهيًا تمامًا. عندما يتعلق الأمر برؤية التفاصيل ، تزداد قدرتها مع زيادة قياس خط الأساس. خط الأساس هو القطر عبر التلسكوب من حافة إلى أخرى كلما زاد ، تزداد دقة التلسكوب & # x27s الزاوي. مساحة سطح المرآة ليست مهمة للحدة والتفاصيل. ستعمل مرآتان صغيرتان ، واحدة في كل طرف من خط الأساس ، تمامًا مثل المرآة الضخمة التي تمتد عبر الفتحة. لذلك بدأ العلماء في التفكير في وضع المرايا الفردية بعيدًا عن بعضها ، وجمع الضوء ، والجمع بين موجات الضوء المنفصلة من كل تلسكوب. تم نشر الفكرة في أواخر القرن التاسع عشر من قبل الحائز على جائزة نوبل وعالم الفلك ألبرت ميكلسون. أخذ ميكلسون قطعة قماش سوداء وقطع فيها شقين صغيرين ، لذلك عندما وضعه على عدسة تلسكوبه التي يبلغ قطرها 12 بوصة ، ظهر شقان فقط من الزجاج. وجه تلسكوبه المقنع إلى أقمار كوكب المشتري. كانت الأقمار باهتة مع تشغيل القناع لأنه تم جمع ضوء أقل. لكن ميكلسون اكتشف أن عينتين صغيرتين فقط من الضوء أعطتا نفس دقة الزوايا مثل عدسة كاملة بقياس 12 بوصة. وباستخدام أجهزته البدائية ، تمكن من قياس قطر الأقمار. & quot كل ما يهم بالنسبة إلى الدقة الزاوية هو طول خط الأساس ، & quot يقول ماكاليستر ، وهو يلقي نظرة خاطفة على رسم معماري لـ CHARA معلق على جدار غرفة التحكم. يُظهر منظر عين الطائر & # x27s ستة تلسكوبات صغيرة موضوعة في شكل Y فوق قمة الجبل ، كل منها يغذي ضوء النجوم المجمع في مختبر تجميع الشعاع عبر أنابيب مفرغة. يقول مكاليستر إن ما كان صحيحًا بالنسبة لمقياس التداخل ثنائي الثقوب Michelson & # x27s مع خط أساس 12 بوصة ، ينطبق أيضًا على CHARA - مقياس تداخل عملاق بستة ثقوب مع خط أساس يبلغ 1،080 قدمًا. ولكن كما أشار ثيو تن بروميلار سريعًا ، هناك مشكلة - اكتشاف كيفية مزامنة موجات الضوء من ستة تلسكوبات مختلفة. إنها تتطلب بصريات متطورة ، وأجهزة كمبيوتر فائقة السرعة ، وهندسة جديدة تم اختراعها من الصفر.

القبة التي تضم تلسكوب هوكر 100 بوصة ، والتي أعطت إدوين هابل قبل 80 عامًا أول منظر للمجرات خارج مجرة ​​درب التبانة ، لا تزال حاضرة على قمة جبل ويلسون. يحتوي التلسكوب الموقر الآن على نظام بصريات تكيفي يصحح التشوهات الناتجة عن التوزيع غير المتكافئ للحرارة في الغلاف الجوي. القبتان الصغيرتان ، من اليسار ، W1 و W2 - تلسكوبات غربية CHARA & # x27s - والمبنى ذو السقف المسطح هو Beam Combining Lab.

في التلسكوب التقليدي ، يضمن الشكل المنحني للمرآة أن المسافة التي يقطعها الضوء من نجم إلى التلسكوب & # x27s كاشف هي نفسها ، بغض النظر عن المكان الذي يصطدم فيه بالمرآة. في تجربة قناع Michelson & # x27s ، أرسلت العدسة المنحنية الضوء من كل ثقب إلى العدسة على طول مسارين متطابقين ، لذلك وصل الشعاعتان متزامنتان. مع CHARA ، يجب أن تنتقل أشعة الضوء من التلسكوبات الفردية الستة عبر شبكة بيزنطية من الأنابيب والمرايا التي تؤدي إلى كاشف محوسب في غرفة التحكم. يقول مكاليستر إن الأجزاء المنفصلة من كل موجة صغيرة يجب أن تلتقي عند الكاشف وتتعرف على بعضها البعض على أنها توأم ، كأجزاء من نفس الموجة. & quot إذا لم تصل & # x27t في نفس الوقت بالضبط ، فلن ترى شيئًا. & quot ؛ بالطبع ، أشعة الضوء من التلسكوبات التي تفصل بينها مئات الأقدام وعلى مسافات مختلفة من الكاشف ليست مهيأة للتقارب في نفس الوقت. والأسوأ من ذلك ، إذا شاهد McAlister نجمًا في السماء الغربية ، فسيكون لضوءه رحلة أقصر قليلاً إلى التلسكوب الغربي من التلسكوبات الستة مقارنةً بأقصى شرق. هناك أيضًا مشاكل أكثر دقة يجب حلها ، مثل الاهتزازات الصغيرة التي يمكن أن ترفع أحد النطاقات شظية غير محسوسة من البوصة أقرب إلى نجم من نطاق آخر. يتمثل التحدي العشرة Brummelaar & # x27s في توقع هذه التناقضات في طول مسار الضوء وإيقاف أي ضوء يصل مبكرًا. يتم تحقيق ذلك من خلال & quot؛ خطوط التأجيل & quot التي تحرك المرايا حتى 160 قدمًا على طول القضبان لزيادة أو تقليل كل مسار ضوء تلسكوب & # x27s. ينتقل الضوء من كل تلسكوب إلى المختبر المشترك عبر خطوط الأنابيب التي تم ضخها خالية من الهواء. في المختبر ، يصطدم كل شعاع ضوئي بمجموعة من المرايا ويصطدم بخط تأخير ، حيث يرتد ذهابًا وإيابًا بين مرآة في أحد طرفي سكة الحديد ومرآة على عربة. يضع الكمبيوتر العربة على مسافة نانومتر دقيقة على طول القضيب لإيقاف الشعاع بحيث يتم توجيهه إلى كاشف في نفس الوقت تمامًا مثل الحزم من التلسكوبات الأخرى. كلما ابتعدت العربة عن المرآة على الحائط ، زاد التأخير. & quotIt & # x27s أنه من العبث أن نضبط الضوء على نانومتر بعد أن يقطع كل تلك المسافة من النجم ، & quot؛ يقول مكاليستر & quot؛ لكننا نفعل. & quot

أعلى: معًا ، تؤلف ستة تلسكوبات CHARA & # x27s أداة لتجميع الضوء بفتحة قصوى ، أو خط أساسي ، يساوي الأبعد مسافة بين نطاقين: 1،080 قدمًا. يسمح التكوين Y لعلماء الفلك بتغيير الفتحة لملاحظات مختلفة. أسفل: لكي يعمل مقياس التداخل ، يجب أن يصطدم ضوء النجوم المتجمع بواسطة تلسكوبات منفصلة بالكاشف في نفس الوقت. للتعويض عن المسافة الإضافية التي يقطعها الضوء إلى التلسكوب 2 ، يتم تحويل الضوء الذي تم جمعه بواسطة التلسكوب 1 بدقة على نفس المسافة على خط تأخير. رسومات مات زانغ

عندما يكون عشرة بروميلار مقتنعًا بأن جميع المعدات البصرية في محاذاة مناسبة ، يقوم هو وماكاليستر بإطفاء الأنوار والدخول إلى غرفة في مبنى مجاور مليء بطاولات قابلة للطي وكراسي مكتب قديمة ورفوف من أجهزة الكمبيوتر. عند الجلوس بجوار McAlister أمام شاشتين كبيرتين للكمبيوتر ، ينقر عشرة Brummelaar على بعض الأوامر على لوحة المفاتيح. على بعد عدة مئات من الياردات ، في الخارج في الليل المظلم ، تفتح فتحات التلسكوب. في Beam Combining Lab ، يتم ضبط خطوط التأخير والمرايا المتحركة في الظلام لمزامنة ضوء النجوم من التلسكوبات المنفصلة. يستخدم علماء الفلك الليلة اثنين فقط من التلسكوبات ، ويوجهونها إلى النجوم القريبة الكبيرة التي تم بالفعل قياس أقطارها باستخدام مقاييس تداخل أصغر. يوضح مكاليستر أنه قبل أن يتمكنوا من تكبير النجوم غير المقاسة ، يجب عليهم معايرة CHARA باستخدام النجوم التي تُعرف أبعادها. يصوب عشرة بروميلار المقرابين ، ويظهر نجم أبيض كبير يرقص على الشاشة اليسرى.& quotIt & # x27s الرقص بسبب الجو ، كما ترى عينك تلمع ، & quot؛ يقول عشرة بروميلار. & quot ولكن الصورة ليست هي البيانات التي & # x27re بعد ذلك. & quot ؛ بدلاً من ذلك ، يسعى هو وماكاليستر إلى قياس معقد لـ & quotfringes & quot أو أنماط التداخل لموجات الضوء من مقرابين يلتقيان بشكل متزامن عند الكاشف. لقد قاموا ببرمجة النظام لتمثيل الهوامش كرسم بياني ينبثق على الشاشة بجانب النجم الراقص. بعد قدر كبير من الطحن الرقمي - الذي يجب إجراؤه لاحقًا ، خلال ساعات النهار - سيُظهر الرسم البياني مدى عرض هذا النجم. من المثير للدهشة أن علماء الفلك الذين يستخدمون التلسكوبات التقليدية لم يتمكنوا من تحديد الأبعاد الأساسية للغالبية العظمى من النجوم ، ناهيك عن دراسة شكل أسطحها. يأتي معظم ما نعرفه عن النجوم من تحليل عن قرب لواحدة فقط - شمسنا. ومع ذلك ، فنحن لا نعرف سوى القليل جدًا. يقول مكاليستر إن علم الفلك النجمي كان يشبه دراسة علم الاجتماع أثناء دراسة شخص واحد فقط ، والتوصل إلى استنتاجات واسعة وشاملة مع N من واحد. حقًا ، نحن لا نعرف: هل شمسنا شذوذ غريب من نوع Jack the Ripper ، أم أنها نجمة لطيفة وطبيعية وجدة؟ & quot ؛ المهمة الأولى هي قياس قطر النجوم من أجل قياس درجة حرارتها. & quotTemperature هو الحلقة المفقودة في علم الفلك ، & quot يقول ماكاليستر. & quotTemperature يخبرنا كيف يبدو النجم من الداخل ، وكيف يعمل. & quot بمجرد أن يحدد قطر النجم باستخدام CHARA ، يستطيع McAlister البحث عن إجمالي ناتج الطاقة (المتاح من التلسكوبات التقليدية) واستنباط درجة حرارته. لا يستغرق الأمر سوى بضع دقائق لعشرة بروميلار لتقطيع الحواف & quot على نجمة وقياس قطرها. وسرعان ما سيتمكن من المرور عبر الغلاف الجوي ، ليقيس - كل للمرة الأولى - مائة نجمة في الليلة. ستحدث ثورة في هذا المجال ، كما يقول تشارلز بيلين ، رئيس قسم علم الفلك في جامعة ييل. & quot هذه هي القياسات الأساسية التي يعتمد عليها كل شيء آخر. & quot والخطوة التالية في فهم النجوم هي النظر عن كثب - لإلقاء نظرة خاطفة على التفاصيل المخفية داخل قطرها. عندما يأخذ McAlister قياسات لنجم باستخدام عدة أزواج من التلسكوبات ، يمكنه استخدام البيانات لإنشاء صورة لسطح النجم ومعرفة ما إذا كانت النجوم الأخرى بها توهجات وبقع مثل شمسنا. & quot؛ لا يوجد تفسير نظري جيد لسبب تصرف الشمس على هذا النحو ، & quot؛ يقول مكاليستر. تساهم هذه العواصف المغناطيسية على الشمس في الاحتباس الحراري هنا على الأرض ، ويجب أن يوضح مسحه الشامل ما إذا كانت البقع والتوهجات شائعة وثابتة على النجوم الأخرى ، سواء كانت تأتي وتذهب في دورات مدتها ألف عام على سبيل المثال ، أو ما إذا كان لدينا الشمس غير طبيعية لوجودهم على الإطلاق. نحن نعلم بالفعل أن شمسنا غير عادية للعيش بمفردها. حددت المقاريب التقليدية المزودة بأجهزة قياس الطيف أن ما يصل إلى ثلثي النجوم هي ثنائيات. على الرغم من أن هذه التلسكوبات يمكنها & quot؛ رؤية & quot؛ وخزعة ضوئية واحدة فقط ، إلا أن توقيع النجمة المزدوجة يظهر كتحول دوبلر دوري في مخطط طيفي. خلال نصف النجوم & # x27 تدور حول بعضها البعض ، يتحرك نجم واحد من الزوج نحو الأرض في خط بصرنا ، ويتحول لونه إلى اللون الأزرق الفاتح في مخطط طيفي. النجم الآخر يتحرك بعيدًا ، ويتحول ضوءه إلى الأحمر. بعد مرور بعض الوقت ، عندما تدور النجوم حول بعضها البعض ، يبدأ النجم الأول في التحرك بعيدًا ، ويتحول إلى اللون الأحمر ، بينما يتحرك الآخر نحونا ، ويتحول إلى اللون الأزرق. & quot ؛ لطالما أطلق على النجوم الثنائية اسم الهوام السماوي ، & quot نكات مكاليستر. هذا & # x27s لأن اثنين من النجوم التي تبدو مثل واحدة عند النظر إليها من خلال تلسكوب تقليدي يمكن أن تتخلص من القياسات النجمية الأخرى. & quotBut CHARA، & quot يضيف McAlister بسرور شديد & quot؛ حساسة للغاية للحشرات & quot. ويخطط لإجراء إحصاء كبير للنجوم المزدوجة ، يقيس كتلتها وقطرها ودرجة حرارتها ، بالإضافة إلى مسافة الفصل والحركة المدارية لكل زوج. ستساعد البيانات المنظرين في معرفة سبب تشكل معظم النجوم في شكل مضاعفات ، وعلى النقيض من ذلك ، لماذا تشكلت شمسنا بمفردها. مع CHARA ، سيتحسن فهمنا للتطور النجمي بشكل كبير. وكذلك فهمنا للكواكب. تم اكتشاف 100 كوكب خارج شمسي تم اكتشافه في السنوات الأخيرة كلها مرتبطة بنجوم مفردة أو ثنائيات منفصلة على نطاق واسع. يستخدم اكتشاف الكواكب التقليدية نفس الأسلوب الطيفي المستخدم في الاكتشاف الثنائي التقليدي - وهو تحول دوبلر متكرر في موجات الضوء - ويمكنك & # x27t البحث عن الثنائيات والكواكب في نفس الوقت. يتم الخلط بين الإشارات. لن يحدث ذلك مع CHARA. ما يقترحه McAlister هو تمديد مسحه للثنائيات بحيث يعيد النظر في بعض النجوم المزدوجة كل بضعة أشهر ، ويقيس المسافة بينها في كل مرة. عندما لا توجد كواكب في النظام الثنائي ، سيرى ماكاليستر نجمين يدوران حول بعضهما البعض بسلاسة ، مثل زوج رشيق من فالس الفالس يدوران بشكل لا تشوبه شائبة بمرور الوقت. لكن وجود كوكب مظلم سيعقد هذه الحركة السلسة مثل قرد مؤذ حول أحد الراقصين أو كلاهما & # x27 رقبة. إذا رأى McAlister نجمًا ثنائيًا يتم سحبه بهذه الطريقة بشيء يمكنه & # x27t رؤيته ، & quot & # x27ll & # x27ll الدعوة إلى مؤتمر صحفي ، & quot ؛ يقول ، لأنهم اكتشفوا كوكبًا في نظام ثنائي قريب ، اكتشاف ثوري. يقول جريج لافلين ، عالم الفلك بجامعة كاليفورنيا في سانتا كروز الذي يدرس الديناميكيات المدارية ، إن الحسابات الحديثة تشير إلى وجود مساحة كبيرة في الأنظمة الثنائية ، حيث يمكنك نظريًا أن تتلاءم مع الكواكب السعيدة والمستقرة. # x27s قوانين الحركة ، وجد الباحثون أنه يمكن أن يكون لديك كوكب في نظام ثنائي يدور حول كلا النجمين ، طالما أن المسافة إلى النجوم أكبر بمقدار 31/2 مرة من المسافة بينهما. أو يمكن أن يكون لديك كوكب يدور حول نجم واحد فقط ، طالما أنه يدور على مسافة لا تزيد عن ثلث المسافة بين النجمين. يقول لافلين إن كل نظام نجمي يمكنك تخيله قادر على الحصول على مدارات كوكبية مستقرة. & quotS البعض قد يكون له مدارات كوكب صالحة للسكن. & quot ولكن هذه لا تزال احتمالات بالقلم الرصاص والورق يمكن للعلماء التحقيق فيها عندما تصبح CHARA ومقاييس التداخل الأخرى تعمل بشكل كامل & quot يمكنني & # x27t أن أخبرك كم من الوقت انتظرت لشيء كهذا ، & quot؛ يقول عالم الفلك في جامعة كاليفورنيا في بيركلي جيف مارسي ، الملك الحالي لاكتشاف الكواكب ، والذي لديه 70 اكتشافًا لكوكب خارج الطاقة الشمسية باسمه. تشارلز بيشمان ، بصفته كبير العلماء في NASA & # x27s Origins Program مكلف بإيجاد الحياة في الكون ، لديه توقعات عالية بنفس القدر لإيجاد الكوكب باستخدام مقاييس التداخل: & quot إذا وجدنا أن الثنائيات لها كواكب بشكل عام ، فإننا نضاعف عدد سكان الكون في الكون . بأوامر من دقة أفضل من حيث الحجم ، ندخل الآن العصر الذهبي لعلم الفلك. & quot

داخل معمل تجميع الشعاع:

(أ) مدير CHARA ، هارولد مكاليستر ، يسارًا ، ومدير الموقع روبرت كادمان يقفان وسط خطوط تأخير بصري ، حيث يتم استخدام عربات مدفوعة بالكمبيوتر على قضبان بطول 50 ياردة لموازنة المسافة التي ينتقل فيها الضوء من كل من التلسكوبات في المصفوفة إلى دقة أفضل من جزء من المليون من البوصة.

(ب) عندما يخرج شعاع قطره خمسة بوصات من خطوط التأخير ، يتم توجيهه من خلال نطاق يقلله إلى ثلاثة أرباع البوصة.

(ج) يجمع شعاع الضوء من تلسكوبات منفصلة. & quot هذا هو المكان الذي يحدث فيه السحر ، & quot يقول مكاليستر.

(د) يشاهد المدير الفني Steve Ridgway المدير المساعد لـ CHARA Theo ten Brummelaar على الكمبيوتر الذي يتحكم في تشغيل كل من التلسكوبات الستة بالإضافة إلى جميع معدات المختبر المدمجة.

مع انتهاء ليلة أخرى من ضبط CHARA ، يخرج McAlister من Beam Combining Lab في هواء الجبل البارد. تتلاشى النجوم المتلألئة فوق القبة البيضاء الشبحية لتلسكوب Hubble & # x27s الكبير البالغ 100 بوصة ، ويبدأ النجم الأقرب إلينا في تفتيح السماء الشرقية. بالنسبة إلى McAlister ، تثير شروق الشمس وغروبها فكرة غريبة: "هل هذا طبيعي؟" إذا كان للنجوم الثنائية كواكب ، وهناك ثنائيات أكثر من النجوم المنفردة ، فربما يكون شروق الشمس في اليوم أمرًا طبيعيًا. إن عمل McAlister & # x27s مليء بأفكار مثل هذه ، ولكن على جبل ويلسون ، يتكشف العصر الذهبي لعلم الفلك دون هذا النوع من الضجة والتصريحات الصادمة التي صدرت من هنا في عشرينيات القرن الماضي ، عندما حدق إدوين هابل في هوكر ورأى نجوم خارج مجرتنا لأول مرة. كان هابل رجلاً لعصره مليئًا بالعظمة والتصريحات الكبيرة. على النقيض من ذلك ، فإن مكاليستر رجل ذو أشياء صغيرة ودقة. لا يتعلق عصر قياس التداخل برؤية أبعد من ذلك حول الرؤية بشكل أكثر وضوحًا. يقضي مكاليستر لياليه في تأخير موجات الضوء بالمرايا التي يجب أن توضع على جزء من المليون من البوصة. العصر الذهبي لعلم الفلك يكمن في التفاصيل.

تقوم صناديق تحويل الفراغ في Beam Combining Lab بعرض حزم واردة من ضوء النجوم عبر الأنابيب من التلسكوبات الستة في CHARA Array على شكل Y إلى حزم متوازية تنعكس بعد ذلك على خطوط التأخير البصري.

صفيف CHARA هو واحد من عدة مقاييس تداخل بصرية قيد الإنشاء. اثنان آخران على الأقل ، أحدهما في أستراليا والنموذج الأولي لـ Navy & # x27s ، سيكون لهما أقطار عمل أكبر ، أو خطوط أساسية ، عندما يعملان بشكل كامل.

NASA & # x27s Keck Interferometer على Mauna Kea ، خط الأساس في هاواي: 410 قدم. تشتمل مجموعة التلسكوبات الستة على أدوات مزدوجة بطول 10 أمتار (33 قدمًا) - أكبر تلسكوبات أحادية المرآة في العالم - ستساعدها في فحص الأجسام الباهتة في السماء الشمالية مثل أقراص التراكم حول الثقوب السوداء وأقراص الكواكب الأولية حول النجوم الشابة .

البحرية الأمريكية & # x27s النموذج الأولي مقياس التداخل البصري في مرصد لويل ، أريزونا خط الأساس: 1430 قدمًا. سيستخدم علماء البحرية مجموعة من أربعة تلسكوبات كبيرة ثابتة وستة تلسكوبات متحركة لتحديد المواقع على الكرة الأرضية وفي الفضاء في نطاق أقل من نصف بوصة.

المرصد الأوروبي الجنوبي & # x27s مقياس تداخل تلسكوب كبير جدًا (VLTI) في سيرو بارانال ، تشيلي ، أمريكا الجنوبية خط الأساس: 200 قدم. مع أربعة تلسكوبات طولها 8.2 متر (27 قدمًا) ، سيستخدم VLTI مجال رؤية واسعًا للبحث عن الأجسام الباهتة في السماء الجنوبية.


1. بورن ، وإي وولف ، مبادئ البصريات ، الطبعة السابعة (الموسعة) (مطبعة جامعة كامبريدج ، 1999) ، الفصل. 10.

2. أ.ميشيلسون ، "قياس أقمار المشتري بالتداخل ،" الطبيعة 45(1155) ، 160–161 (1891). [CrossRef]

3. T. ten Brummelaar ، M. Creech-Eakman ، و J. Monnier ، "فحص النجوم باستخدام قياس التداخل البصري والقريب من الأشعة تحت الحمراء ،" فيز. اليوم 62(6) ، 28-33 (2009). [CrossRef]

4. J. I. Lunine ، B. Macintosh ، و S. Peale ، "اكتشاف وتوصيف الكواكب الخارجية ،" فيز. اليوم 62(5) ، 46-51 (2009). [CrossRef]

5. J. Breckinridge و C. Lindensmith ، "البحث الفلكي عن الأصول ،" Opt. أخبار الضوئيات 16(2) ، 24-29 (2005). [CrossRef]

6. سي في إم فريدلوند ، "مهمة داروين ،" المحامي. دقة الفضاء. 34(3) ، 613-617 (2004). [CrossRef]

7. تقرير مجتمع كوكب خارج المجموعة الشمسية ، P.R. Lawson، W.A Traub and S.C Unwin، eds.، JPL Publication 09–3 (2009). http://exep.jpl.nasa.gov/documents/ExoplanetCommunity report.pdf

8. R.N. Bracewell ، "الكشف عن الكواكب غير الشمسية عن طريق تدوير مقاييس التداخل بالأشعة تحت الحمراء ،" الطبيعة 274(5673) ، 780-781 (1978). [CrossRef]

9. PR Lawson و OP Lay و SR Martin و RD Peters و RO Gappinger و A. Ksendzov و DP Scharf و AJ Booth و CA Beichman و E. Serabyn و KJ Johnston و WC Danchi ، "مقياس التداخل الأرضي لكوكب الأرض 2007-2008 التقدم والخطط ، "Proc. سبي 7013، 70132N (2008). [CrossRef]

10. دبليو إيه تراوب ، كيه دبليو جوكس ، وسي نوكر ، "المؤشرات الحيوية على الكواكب الأرضية خارج المجموعة الشمسية: تقديرات القابلية للاكتشاف" ، الجمعية الفلكية الأمريكية ، اجتماع الجمعية الأمريكية رقم 197 ، نشرة العامري رقم 49.03. استرو. مجتمع 32, 1485 (2000).

11. S. Brustlein ، L. Del Rio ، A. Tonello ، L. Delage ، F. Reynaud ، H. Herrmann ، and W. Sohler ، "عرض مختبري لمقياس تداخل تحويل للأشعة تحت الحمراء إلى المرئي لتحليل التماسك المكاني ،" فيز. القس ليت. 100(15) ، 153903 (2008). [CrossRef] [PubMed]

12. P. Kern ، F. Malbet ، I. Schanen-Duport and P. Benech ، "جهاز دمج شعاع التداخل أحادي النمط المتكامل للبصريات لعلم الفلك القريب من الأشعة تحت الحمراء" ، في وقائع AstroFib '96 ، البصريات المتكاملة لقياس التداخل الفلكي ، ص 195-204 (1996).

13. J. P. Berger، K. Rousselet-Perraut، P. Kern، F. Malbet، I. Schanen-Duport، F. Reynaud، P. Haguenauer، and P. Benech، “البصريات المتكاملة لقياس التداخل الفلكي. II. أول مختبر لتداخل الضوء الأبيض ، "أسترون. الفلك. ملحق. سر. 139(1) ، 173-177 (1999). [CrossRef]

14. بي. هاغوينور ، جي بي بيرجر ، ك. روسيليت بيرو ، بي. كيرن ، إف مالبيت ، آي شانين دوبورت ، وبي بينيك ، "البصريات المتكاملة لقياس التداخل الفلكي. ثالثا. التحقق البصري لمجمع شعاع البصريات المستوية ثنائي التلسكوب "أب. يختار، يقرر. 39(13) ، 2130-2139 (2000). [CrossRef]

15. J. P. Berger، P. Haguenauer، P. Kern، K. Rousselet-Perraut، F. Malbet، I. Schanen، M. Severi، R. Millan-Gabet، and W. Traub، “البصريات المتكاملة لقياس التداخل الفلكي. رابعا. القياسات الأولى للنجوم "أسترون. الفلك. 376، L31 – L34 (2001). [CrossRef]

16. لوران ، ك. روسيليت-بيرو ، بي بينيك ، جيه بي بيرجر ، إس.جلوك ، بي.هاغوينور ، بي.كيرن ، إف مالبيت ، وإي.شانين-دوبورت ، "البصريات المتكاملة لقياس التداخل الفلكي. V. تمديد ل ك الفرقة ، "أسترون. الفلك. 390(3) ، 1171-1176 (2002). [CrossRef]

17. JB LeBouquin و P. Labeye و F. Malbet و L.Jocou و F. Zabihian و K. Rousselet-Perraut و JP Berger و A. Delboulbé و P. Kern و A. Glindemann و M. Schöeller " قياس التداخل. السادس. اقتران ضوء VLTI بـ ك الفرقة ، "أسترون. الفلك. 450(3) ، 1259-1264 (2006). [CrossRef]

18. B. Mennesson و JM Mariotti و V. Coudé du Foresto و G.Perrin و S. Ridgway و WA Traub و NP Carleton و MG Lacasse و G. Mazé ، "قياس التداخل النجمي الحراري بالأشعة تحت الحمراء باستخدام بصريات موجهة أحادية الوضع: النتائج الأولى باستخدام تجربة TISIS على IOTA ، Astron. الفلك. 346, 181–189 (1999).

19. G. Li ، T. Eckhause ، K. A. Winick ، ​​J. D. Monnier ، و J. P. Berger ، "أجهزة دمج الحزمة البصرية المتكاملة في الليثيوم نيوبات لمقياس التداخل النجمي ،" بروك. سبي 6268، 626834 (2006). [CrossRef]

20. R.A Becker و R.H Rediker و T.A Lind، "معدل شدة الموجة الكهروضوئية الموجهة ذات النطاق الترددي الواسع في λ = 3.39 ميكرومترم ، "تطبيق. فيز. بادئة رسالة. 46(9) ، 809-811 (1985). [CrossRef]

21. J. D. Monnier ، "مجموعة شعاع غير متماثل لقياس التداخل البصري ،" Publ. أسترون. شركة باك. 113(783) ، 639-645 (2001). [CrossRef]

22. روسيف ، "خلاطات التردد البصري في نيوبات الليثيوم المستقطب دوريًا: المواد والنمذجة والتوصيف" أطروحة دكتوراه ، جامعة ستانفورد (2006).

23. K. S. Chiang ، "إنشاء ملامح معامل الانكسار لأدلة الموجات العازلة المستوية من توزيع الفهارس الفعالة ،" J. Lightwave Technol. 3(2) ، 385-391 (1985). [CrossRef]

24. E. Strake ، و G. P. Bava ، و I.Montrosset ، "الأنماط الموجهة من Ti: LiNbO3 الدليل الموجي للقنوات: تقنية شبه تحليلية جديدة بالمقارنة مع طريقة العناصر المحدودة العددية ، "J. Lightwave Technol. 6(6) ، 1126-1135 (1988). [CrossRef]

25. K. K. Wong ، خصائص نيوبات الليثيوم، (INSPEC ، 2002) ، الفصل. 8.

26. دبليو جيه مينفورد ، إس كيه كوروتكي ، آر سي ألفيرنس ، "Low-loss Ti: LiNbO3 الدليل الموجي ينحني عند λ = 1.3 ميكرومتر ، "IEEE J. Quantum Electron. QE-18، 1802-1806 (1982). [CrossRef]

27. Y. Sakamaki ، T. Saida ، M. Tamura ، T. Hashimoto ، و H. Takahashi ، "تقاطعات منخفضة الخسارة للدليل الموجي المتداخل المصممة بطريقة مطابقة واجهة الموجة ،" IEEE Photon. تكنول. بادئة رسالة. 18(19) ، 2005-2007 (2006). [CrossRef]

28. R. C. Alferness ، R. V. Schmidt ، و E.H Turner ، "خصائص مقرنات الاتجاه البصري الليثيوم المنتشر Ti-niobate ،" Appl. يختار، يقرر. 18(23) ، 4012-4016 (1979). [CrossRef] [PubMed]

29. أوكاموتو ، أساسيات موجهات الموجات البصرية، (مطبعة أكاديمية ، سان دييغو ، 2000) ، الفصل. 4.

30. K. Kishioka ، "طريقة تصميم لتحقيق استجابات ذات أطوال موجية واسعة في مقسمات الطاقة الضوئية من نوع المقرن الاتجاهي ،" J. Lightwave Technol. 19(11) ، 1705-1715 (2001). [CrossRef]

31. آر أو جابينجر ، آر تي دياز ، أ. يختار، يقرر. 48(5) ، 868-880 (2009). [CrossRef] [PubMed]

32. J. Bland-Hawthorn and P. Kern ، “Astrophotonics: عصر جديد للأدوات الفلكية ،” Opt. التعبير 17(3) ، 1880-1884 (2009). [CrossRef] [PubMed]

33. N. Hô، M.C Phillips، H. Qiao، P. J. Allen، K. Krishnaswami، B. J. Riley، T.L Myers، and N.C Anheier Jr. بادئة رسالة. 31(12) ، 1860-1862 (2006). [CrossRef] [PubMed]

34. لابادي ، إل أبيل تيبيريني ، إي ليكوارر ، سي فيجروز-بيركوفيتشي ، بي أرزكي ، إم باريلو ، J.-E. Broquin ، A. Delboulbé ، P. Kern ، V. Kirschner ، P. Labeye ، A. Pradel ، C. Ruilier ، and P. Saguet ، "التقدم الأخير في البصريات المتكاملة للأشعة تحت الحمراء لإلغاء قياس التداخل ،" Proc. سبي 6268، 62682E (2006). [CrossRef]

مراجع

  • عرض بواسطة:
  • ترتيب المادة
  • |
  • سنة
  • |
  • مؤلف
  • |
  • النشر
  1. بورن ، وإي وولف ، مبادئ البصريات ، الطبعة السابعة (الموسعة) (مطبعة جامعة كامبريدج ، 1999) ، الفصل. 10.
  2. أ.ميشيلسون ، "قياس أقمار المشتري بالتداخل" ، الطبيعة 45 (1155) ، 160–161 (1891).
    [كروسريف]
  3. T. ten Brummelaar ، M. Creech-Eakman ، و J. Monnier ، "فحص النجوم باستخدام قياس التداخل البصري والقريب من الأشعة تحت الحمراء ،" فيز. اليوم 62 (6) ، 28-33 (2009).
    [كروسريف]
  4. J. I. Lunine ، B. Macintosh ، و S. Peale ، "اكتشاف وتوصيف الكواكب الخارجية ،" فيز. اليوم 62 (5) ، 46-51 (2009).
    [كروسريف]
  5. J. Breckinridge و C. Lindensmith ، "البحث الفلكي عن الأصول ،" Opt. أخبار الضوئيات 16 (2) ، 24-29 (2005).
    [كروسريف]
  6. سي في إم فريدلوند ، "مهمة داروين ،" المحامي. دقة الفضاء. 34 (3) ، 613-617 (2004).
    [كروسريف]
  7. تقرير مجتمع كوكب خارج المجموعة الشمسية ، P.R. Lawson، W.A Traub and S.C Unwin، eds.، JPL Publication 09–3 (2009). http://exep.jpl.nasa.gov/documents/ExoplanetCommunity report.pdf
  8. R.N. Bracewell ، "اكتشاف الكواكب غير الشمسية عن طريق دوران مقاييس التداخل بالأشعة تحت الحمراء ،" Nature 274 (5673) ، 780-781 (1978).
    [كروسريف]
  9. بي آر لوسون ، أو بي لاي ، إس آر مارتن ، آر دي بيترز ، آر أو جابينجر ، إيه كسيندزوف ، دي بي شارف ، إيه جيه بوث ، سي إيه بيشمان ، إي.Danchi ، "مقياس التداخل في مكتشف الكواكب الأرضية 2007-2008 ، التقدم والخطط ،" بروك. SPIE 7013 ، 70132N (2008).
    [كروسريف]
  10. دبليو إيه تراوب ، كيه دبليو جوكس ، وسي نوكر ، "المؤشرات الحيوية على الكواكب الأرضية خارج المجموعة الشمسية: تقديرات القابلية للاكتشاف" ، الجمعية الفلكية الأمريكية ، اجتماع الجمعية الأمريكية رقم 197 ، نشرة العامري رقم 49.03. استرو. المجتمع 32 ، 1485 (2000).
  11. S. Brustlein ، L. Del Rio ، A. Tonello ، L. Delage ، F. Reynaud ، H. Herrmann ، and W. Sohler ، "عرض مختبري لمقياس تداخل تحويل للأشعة تحت الحمراء إلى المرئي لتحليل التماسك المكاني ،" فيز. القس ليت. 100 (15) ، 153903 (2008).
    [كروسريف] [PubMed]
  12. P. Kern ، F. Malbet ، I. Schanen-Duport and P. Benech ، "جهاز دمج شعاع التداخل أحادي النمط المتكامل للبصريات لعلم الفلك القريب من الأشعة تحت الحمراء" ، في وقائع AstroFib '96 ، البصريات المتكاملة لقياس التداخل الفلكي ، ص 195-204 (1996).
  13. J. P. Berger، K. Rousselet-Perraut، P. Kern، F. Malbet، I. Schanen-Duport، F. Reynaud، P. Haguenauer، and P. Benech، “البصريات المتكاملة لقياس التداخل الفلكي. II. أول مختبر لتداخل الضوء الأبيض ، "أسترون. الفلك. ملحق. سر. 139 (1) ، 173-177 (1999).
    [كروسريف]
  14. بي. هاغوينور ، جي بي بيرجر ، ك. روسيليت بيرو ، بي. كيرن ، إف مالبيت ، آي شانين دوبورت ، وبي بينيك ، "البصريات المتكاملة لقياس التداخل الفلكي. ثالثا. التحقق البصري لمجمع شعاع البصريات المستوية ثنائي التلسكوب "أب. يختار، يقرر. 39 (13) ، 2130-2139 (2000).
    [كروسريف]
  15. J. P. Berger، P. Haguenauer، P. Kern، K. Rousselet-Perraut، F. Malbet، I. Schanen، M. Severi، R. Millan-Gabet، and W. Traub، “البصريات المتكاملة لقياس التداخل الفلكي. رابعا. القياسات الأولى للنجوم "أسترون. الفلك. 376 ، L31 – L34 (2001).
    [كروسريف]
  16. لوران ، ك. روسيليت-بيرو ، بي بينيك ، جيه بي بيرجر ، إس.جلوك ، بي.هاغوينور ، بي.كيرن ، إف مالبيت ، وإي.شانين-دوبورت ، "البصريات المتكاملة لقياس التداخل الفلكي. V. تمديد النطاق K ، "Astron. الفلك. 390 (3) ، 1171-1176 (2002).
    [كروسريف]
  17. JB LeBouquin و P. Labeye و F. Malbet و L.Jocou و F. Zabihian و K. Rousselet-Perraut و JP Berger و A. Delboulbé و P. Kern و A. Glindemann و M. Schöeller " قياس التداخل. السادس. اقتران ضوء VLTI في النطاق K “Astron. الفلك. 450 (3) ، 1259-1264 (2006).
    [كروسريف]
  18. B. Mennesson و JM Mariotti و V. Coudé du Foresto و G.Perrin و S. Ridgway و WA Traub و NP Carleton و MG Lacasse و G. Mazé ، "قياس التداخل النجمي الحراري بالأشعة تحت الحمراء باستخدام بصريات موجهة أحادية الوضع: النتائج الأولى باستخدام تجربة TISIS على IOTA ، Astron. الفلك. 346 ، 181-189 (1999).
  19. G. Li ، T. Eckhause ، K. A. Winick ، ​​J. D. Monnier ، و J. P. Berger ، "أجهزة دمج الحزمة البصرية المتكاملة في الليثيوم نيوبات لمقياس التداخل النجمي ،" بروك. SPIE 6268 ، 626834 (2006).
    [كروسريف]
  20. R. A. Becker ، R.H Rediker ، و T.A Lind ، "معدل شدة الموجة الكهروضوئية الموجهة ذات النطاق الترددي الواسع عند λ = 3.39 ميكرومتر ،" أب. فيز. بادئة رسالة. 46 (9) ، 809-811 (1985).
    [كروسريف]
  21. J. D. Monnier ، "مجموعة شعاع غير متماثل لقياس التداخل البصري ،" Publ. أسترون. شركة باك. 113 (783) ، 639-645 (2001).
    [كروسريف]
  22. روسيف ، "خلاطات التردد البصري في نيوبات الليثيوم المستقطب دوريًا: المواد والنمذجة والتوصيف" أطروحة دكتوراه ، جامعة ستانفورد (2006).
  23. K. S. Chiang ، "إنشاء ملامح معامل الانكسار لأدلة الموجات العازلة المستوية من توزيع الفهارس الفعالة ،" J. Lightwave Technol. 3 (2) ، 385-391 (1985).
    [كروسريف]
  24. E. Strake ، G. P. Bava ، و I. Montrosset ، "الأنماط الموجهة من Ti: LiNbO3 دليل الموجات: تقنية شبه تحليلية جديدة بالمقارنة مع طريقة العناصر المحدودة العددية ،" J. Lightwave Technol. 6 (6) ، 1126-1135 (1988).
    [كروسريف]
  25. K. K. Wong ، خصائص ليثيوم نيوبات (INSPEC ، 2002) ، الفصل. 8.
  26. دبليو جي مينفورد ، إس كيه كوروتكي ، و آر سي ألفيرنس ، "منخفض الخسارة Ti: LiNbO3 الدليل الموجي ينحني عند λ = 1.3 ميكرومتر ،" IEEE J. Quantum Electron. QE-18 ، 1802-1806 (1982).
    [كروسريف]
  27. Y. Sakamaki ، T. Saida ، M. Tamura ، T. Hashimoto ، و H. Takahashi ، "تقاطعات منخفضة الخسارة للدليل الموجي المتداخل المصممة بطريقة مطابقة واجهة الموجة ،" IEEE Photon. تكنول. بادئة رسالة. 18 (19) ، 2005-2007 (2006).
    [كروسريف]
  28. R. C. Alferness ، R. V. Schmidt ، و E.H Turner ، "خصائص مقرنات الاتجاه البصري الليثيوم المنتشر Ti-niobate ،" Appl. يختار، يقرر. 18 (23) ، 4012-4016 (1979).
    [كروسريف] [PubMed]
  29. K. Okamoto ، أساسيات موجهات الموجات البصرية (Academic Press ، سان دييغو ، 2000) ، تشاب. 4.
  30. K. Kishioka ، "طريقة تصميم لتحقيق استجابات ذات أطوال موجية واسعة في مقسمات الطاقة الضوئية من نوع المقرن الاتجاهي ،" J. Lightwave Technol. 19 (11) ، 1705-1715 (2001).
    [كروسريف]
  31. آر أو جابينجر ، آر تي دياز ، أ. يختار، يقرر. 48 (5) ، 868-880 (2009).
    [كروسريف] [PubMed]
  32. J. Bland-Hawthorn and P. Kern ، “Astrophotonics: عصر جديد للأدوات الفلكية ،” Opt. Express 17 (3) ، 1880-1884 (2009).
    [كروسريف] [PubMed]
  33. N. Hô ، M. C. Phillips ، H. Qiao ، P. J. Allen ، K. Krishnaswami ، B. J. Riley ، T.L Myers ، and N. بادئة رسالة. 31 (12) ، 1860-1862 (2006).
    [كروسريف] [PubMed]
  34. لابادي ، إل أبيل تيبيريني ، إي ليكوارر ، سي فيجروز-بيركوفيتشي ، بي أرزكي ، إم باريلو ، J.-E. Broquin ، A. Delboulbé ، P. Kern ، V. Kirschner ، P. Labeye ، A. Pradel ، C. Ruilier ، and P. Saguet ، "التقدم الأخير في البصريات المتكاملة للأشعة تحت الحمراء لإلغاء قياس التداخل ،" Proc. SPIE 6268 ، 62682E (2006).
    [كروسريف]

2009 (4)

T. ten Brummelaar ، M. Creech-Eakman ، و J. Monnier ، "فحص النجوم باستخدام قياس التداخل البصري والقريب من الأشعة تحت الحمراء ،" فيز. اليوم 62 (6) ، 28-33 (2009).
[كروسريف]

J. I. Lunine ، B. Macintosh ، و S. Peale ، "اكتشاف وتوصيف الكواكب الخارجية ،" فيز. اليوم 62 (5) ، 46-51 (2009).
[كروسريف]

2008 (2)

PR Lawson و OP Lay و SR Martin و RD Peters و RO Gappinger و A. Ksendzov و DP Scharf و AJ Booth و CA Beichman و E. Serabyn و KJ Johnston و WC Danchi ، "مقياس التداخل الأرضي لكوكب الأرض 2007-2008 التقدم والخطط ، "Proc. SPIE 7013 ، 70132N (2008).
[كروسريف]

S. Brustlein ، L. Del Rio ، A. Tonello ، L. Delage ، F. Reynaud ، H. Herrmann ، and W. Sohler ، "عرض مختبري لمقياس تداخل تحويل للأشعة تحت الحمراء إلى المرئي لتحليل التماسك المكاني ،" فيز. القس ليت. 100 (15) ، 153903 (2008).
[كروسريف] [PubMed]

2006 (5)

JB LeBouquin و P. Labeye و F. Malbet و L.Jocou و F. Zabihian و K. Rousselet-Perraut و JP Berger و A. Delboulbé و P. Kern و A. Glindemann و M. Schöeller " قياس التداخل. السادس. اقتران ضوء VLTI في النطاق K “Astron. الفلك. 450 (3) ، 1259-1264 (2006).
[كروسريف]

G. Li ، T. Eckhause ، K. A. Winick ، ​​J. D. Monnier ، و J. P. Berger ، "أجهزة دمج الحزمة البصرية المتكاملة في الليثيوم نيوبات لمقياس التداخل النجمي ،" بروك. SPIE 6268 ، 626834 (2006).
[كروسريف]

لابادي ، إل أبيل تيبيريني ، إي ليكوارر ، سي فيجروز-بيركوفيتشي ، بي أرزكي ، إم باريلو ، J.-E. Broquin ، A. Delboulbé ، P. Kern ، V. Kirschner ، P. Labeye ، A. Pradel ، C. Ruilier ، and P. Saguet ، "التقدم الأخير في البصريات المتكاملة للأشعة تحت الحمراء لإلغاء قياس التداخل ،" Proc. SPIE 6268 ، 62682E (2006).
[كروسريف]

Y. Sakamaki ، T. Saida ، M. Tamura ، T. Hashimoto ، و H. Takahashi ، "تقاطعات منخفضة الخسارة للدليل الموجي المتداخل المصممة بطريقة مطابقة واجهة الموجة ،" IEEE Photon. تكنول. بادئة رسالة. 18 (19) ، 2005-2007 (2006).
[كروسريف]

2005 (1)

J. Breckinridge و C. Lindensmith ، "البحث الفلكي عن الأصول ،" Opt. أخبار الضوئيات 16 (2) ، 24-29 (2005).
[كروسريف]

2004 (1)

سي في إم فريدلوند ، "مهمة داروين ،" المحامي. دقة الفضاء. 34 (3) ، 613-617 (2004).
[كروسريف]

2002 (1)

لوران ، ك. روسيليت-بيرو ، بي بينيك ، جيه بي بيرجر ، إس.جلوك ، بي.هاغوينور ، بي.كيرن ، إف مالبيت ، وإي.شانين-دوبورت ، "البصريات المتكاملة لقياس التداخل الفلكي. V. تمديد النطاق K ، "Astron. الفلك. 390 (3) ، 1171-1176 (2002).
[كروسريف]

2001 (3)

J. P. Berger، P. Haguenauer، P. Kern، K. Rousselet-Perraut، F. Malbet، I. Schanen، M. Severi، R. Millan-Gabet، and W. Traub، “البصريات المتكاملة لقياس التداخل الفلكي. رابعا. القياسات الأولى للنجوم "أسترون. الفلك. 376 ، L31 – L34 (2001).
[كروسريف]

J. D. Monnier ، "مجموعة شعاع غير متماثل لقياس التداخل البصري ،" Publ. أسترون. شركة باك. 113 (783) ، 639-645 (2001).
[كروسريف]

2000 (1)

1999 (2)

J. P. Berger، K. Rousselet-Perraut، P. Kern، F. Malbet، I. Schanen-Duport، F. Reynaud، P. Haguenauer، and P. Benech، “البصريات المتكاملة لقياس التداخل الفلكي. II. أول مختبر لتداخل الضوء الأبيض ، "أسترون. الفلك. ملحق. سر. 139 (1) ، 173-177 (1999).
[كروسريف]

B. Mennesson و JM Mariotti و V. Coudé du Foresto و G.Perrin و S. Ridgway و WA Traub و NP Carleton و MG Lacasse و G. Mazé ، "قياس التداخل النجمي الحراري بالأشعة تحت الحمراء باستخدام بصريات موجهة أحادية الوضع: النتائج الأولى باستخدام تجربة TISIS على IOTA ، Astron. الفلك. 346 ، 181-189 (1999).

1988 (1)

E. Strake ، G. P. Bava ، و I. Montrosset ، "الأنماط الموجهة من Ti: LiNbO3 دليل الموجات: تقنية شبه تحليلية جديدة بالمقارنة مع طريقة العناصر المحدودة العددية ،" J. Lightwave Technol. 6 (6) ، 1126-1135 (1988).
[كروسريف]

1985 (2)

K. S. Chiang ، "إنشاء ملامح معامل الانكسار لأدلة الموجات العازلة المستوية من توزيع الفهارس الفعالة ،" J. Lightwave Technol. 3 (2) ، 385-391 (1985).
[كروسريف]

R. A. Becker ، R.H Rediker ، و T.A Lind ، "معدل شدة الموجة الكهروضوئية الموجهة ذات النطاق الترددي الواسع عند λ = 3.39 ميكرومتر ،" أب. فيز. بادئة رسالة. 46 (9) ، 809-811 (1985).
[كروسريف]

1982 (1)

دبليو جي مينفورد ، إس كيه كوروتكي ، و آر سي ألفيرنس ، "منخفض الخسارة Ti: LiNbO3 الدليل الموجي ينحني عند λ = 1.3 ميكرومتر ،" IEEE J. Quantum Electron. QE-18 ، 1802-1806 (1982).
[كروسريف]

1979 (1)

1978 (1)

R.N. Bracewell ، "اكتشاف الكواكب غير الشمسية عن طريق دوران مقاييس التداخل بالأشعة تحت الحمراء ،" Nature 274 (5673) ، 780-781 (1978).
[كروسريف]

1891 (1)

أ.ميشيلسون ، "قياس أقمار المشتري بالتداخل" ، الطبيعة 45 (1155) ، 160–161 (1891).
[كروسريف]

أبيل تيبيريني ، ل.

لابادي ، إل أبيل تيبيريني ، إي ليكوارر ، سي فيجروز-بيركوفيتشي ، بي أرزكي ، إم باريلو ، J.-E. Broquin ، A. Delboulbé ، P. Kern ، V. Kirschner ، P. Labeye ، A. Pradel ، C. Ruilier ، and P. Saguet ، "التقدم الأخير في البصريات المتكاملة للأشعة تحت الحمراء لإلغاء قياس التداخل ،" Proc. SPIE 6268 ، 62682E (2006).
[كروسريف]

ألفيرنس ، ر.

دبليو جي مينفورد ، إس كيه كوروتكي ، و آر سي ألفيرنس ، "منخفض الخسارة Ti: LiNbO3 الدليل الموجي ينحني عند λ = 1.3 ميكرومتر ،" IEEE J. Quantum Electron. QE-18 ، 1802-1806 (1982).
[كروسريف]

ألين ، ب.

أنهير ، ن.

أرزقي ، ب.

لابادي ، إل أبيل تيبيريني ، إي ليكوارر ، سي فيجروز-بيركوفيتشي ، بي أرزكي ، إم باريلو ، J.-E. Broquin ، A. Delboulbé ، P. Kern ، V. Kirschner ، P. Labeye ، A. Pradel ، C. Ruilier ، and P. Saguet ، "التقدم الأخير في البصريات المتكاملة للأشعة تحت الحمراء لإلغاء قياس التداخل ،" Proc. SPIE 6268 ، 62682E (2006).
[كروسريف]

باريلو ، م.

لابادي ، إل أبيل تيبيريني ، إي ليكوارر ، سي فيجروز-بيركوفيتشي ، بي أرزكي ، إم باريلو ، J.-E. Broquin ، A. Delboulbé ، P. Kern ، V. Kirschner ، P. Labeye ، A. Pradel ، C. Ruilier ، and P. Saguet ، "التقدم الأخير في البصريات المتكاملة للأشعة تحت الحمراء لإلغاء قياس التداخل ،" Proc. SPIE 6268 ، 62682E (2006).
[كروسريف]

بافا ، ج.

E. Strake ، G. P. Bava ، و I. Montrosset ، "الأنماط الموجهة من Ti: LiNbO3 دليل الموجات: تقنية شبه تحليلية جديدة بالمقارنة مع طريقة العناصر المحدودة العددية ،" J. Lightwave Technol. 6 (6) ، 1126-1135 (1988).
[كروسريف]

بيكر ، ر.

R. A. Becker ، R.H Rediker ، و T.A Lind ، "معدل شدة الموجة الكهروضوئية الموجهة ذات النطاق الترددي الواسع عند λ = 3.39 ميكرومتر ،" أب. فيز. بادئة رسالة. 46 (9) ، 809-811 (1985).
[كروسريف]

بيتشمان ، سي أ.

PR Lawson و OP Lay و SR Martin و RD Peters و RO Gappinger و A. Ksendzov و DP Scharf و AJ Booth و CA Beichman و E. Serabyn و KJ Johnston و WC Danchi ، "مقياس التداخل الأرضي لكوكب الأرض 2007-2008 التقدم والخطط ، "Proc. SPIE 7013 ، 70132N (2008).
[كروسريف]

Benech ، P.

لوران ، ك. روسيليت-بيرو ، بي بينيك ، جيه بي بيرجر ، إس.جلوك ، بي.هاغوينور ، بي.كيرن ، إف مالبيت ، وإي.شانين-دوبورت ، "البصريات المتكاملة لقياس التداخل الفلكي. V. تمديد النطاق K ، "Astron. الفلك. 390 (3) ، 1171-1176 (2002).
[كروسريف]

J. P. Berger، K. Rousselet-Perraut، P. Kern، F. Malbet، I. Schanen-Duport، F. Reynaud، P. Haguenauer، and P. Benech، “البصريات المتكاملة لقياس التداخل الفلكي. II. أول مختبر لتداخل الضوء الأبيض ، "أسترون. الفلك. ملحق. سر. 139 (1) ، 173-177 (1999).
[كروسريف]

بيرجر ، ج.

JB LeBouquin و P. Labeye و F. Malbet و L.Jocou و F. Zabihian و K. Rousselet-Perraut و JP Berger و A. Delboulbé و P. Kern و A. Glindemann و M. Schöeller " قياس التداخل. السادس. اقتران ضوء VLTI في النطاق K “Astron. الفلك. 450 (3) ، 1259-1264 (2006).
[كروسريف]

G. Li ، T. Eckhause ، K. A. Winick ، ​​J. D. Monnier ، و J. P. Berger ، "أجهزة دمج الحزمة البصرية المتكاملة في الليثيوم نيوبات لمقياس التداخل النجمي ،" بروك. SPIE 6268 ، 626834 (2006).
[كروسريف]

لوران ، ك. روسيليت-بيرو ، بي بينيك ، جيه بي بيرجر ، إس.جلوك ، بي.هاغوينور ، بي.كيرن ، إف مالبيت ، وإي.شانين-دوبورت ، "البصريات المتكاملة لقياس التداخل الفلكي. V. تمديد النطاق K ، "Astron. الفلك. 390 (3) ، 1171-1176 (2002).
[كروسريف]

J. P. Berger، P. Haguenauer، P. Kern، K. Rousselet-Perraut، F. Malbet، I. Schanen، M. Severi، R. Millan-Gabet، and W. Traub، “البصريات المتكاملة لقياس التداخل الفلكي. رابعا. القياسات الأولى للنجوم "أسترون. الفلك. 376 ، L31 – L34 (2001).
[كروسريف]

J. P. Berger، K. Rousselet-Perraut، P. Kern، F. Malbet، I. Schanen-Duport، F. Reynaud، P. Haguenauer، and P. Benech، “البصريات المتكاملة لقياس التداخل الفلكي. II. أول مختبر لتداخل الضوء الأبيض ، "أسترون. الفلك. ملحق. سر. 139 (1) ، 173-177 (1999).
[كروسريف]

بلاند هوثورن ، ج.

بوث ، أ.

PR Lawson و OP Lay و SR Martin و RD Peters و RO Gappinger و A. Ksendzov و DP Scharf و AJ Booth و CA Beichman و E. Serabyn و KJ Johnston و WC Danchi ، "مقياس التداخل الأرضي لكوكب الأرض 2007-2008 التقدم والخطط ، "Proc. SPIE 7013 ، 70132N (2008).
[كروسريف]

بريسويل ، ر. ن.

R.N. Bracewell ، "اكتشاف الكواكب غير الشمسية عن طريق دوران مقاييس التداخل بالأشعة تحت الحمراء ،" Nature 274 (5673) ، 780-781 (1978).
[كروسريف]

بريكنريدج ، ج.

J. Breckinridge و C. Lindensmith ، "البحث الفلكي عن الأصول ،" Opt. أخبار الضوئيات 16 (2) ، 24-29 (2005).
[كروسريف]

بروكين ، ج.

لابادي ، إل أبيل تيبيريني ، إي ليكوارر ، سي فيجروز-بيركوفيتشي ، بي أرزكي ، إم باريلو ، J.-E. Broquin ، A. Delboulbé ، P. Kern ، V. Kirschner ، P. Labeye ، A. Pradel ، C. Ruilier ، and P. Saguet ، "التقدم الأخير في البصريات المتكاملة للأشعة تحت الحمراء لإلغاء قياس التداخل ،" Proc. SPIE 6268 ، 62682E (2006).
[كروسريف]

Brustlein ، S.

S. Brustlein ، L. Del Rio ، A. Tonello ، L. Delage ، F. Reynaud ، H. Herrmann ، and W. Sohler ، "عرض مختبري لمقياس تداخل تحويل للأشعة تحت الحمراء إلى المرئي لتحليل التماسك المكاني ،" فيز. القس ليت. 100 (15) ، 153903 (2008).
[كروسريف] [PubMed]

كارلتون ، ن.

B. Mennesson و JM Mariotti و V. Coudé du Foresto و G.Perrin و S. Ridgway و WA Traub و NP Carleton و MG Lacasse و G. Mazé ، "قياس التداخل النجمي الحراري بالأشعة تحت الحمراء باستخدام بصريات موجهة أحادية الوضع: النتائج الأولى باستخدام تجربة TISIS على IOTA ، Astron. الفلك. 346 ، 181-189 (1999).

شيانغ ، ك.

K. S. Chiang ، "إنشاء ملامح معامل الانكسار لأدلة الموجات العازلة المستوية من توزيع الفهارس الفعالة ،" J. Lightwave Technol. 3 (2) ، 385-391 (1985).
[كروسريف]

كودي دو فوريستو ، ف.

B. Mennesson و JM Mariotti و V. Coudé du Foresto و G.Perrin و S. Ridgway و WA Traub و NP Carleton و MG Lacasse و G. Mazé ، "قياس التداخل النجمي الحراري بالأشعة تحت الحمراء باستخدام بصريات موجهة أحادية الوضع: النتائج الأولى باستخدام تجربة TISIS على IOTA ، Astron. الفلك. 346 ، 181–189 (1999).

كريش إيكمان ، م.

T. ten Brummelaar ، M. Creech-Eakman ، و J. Monnier ، "فحص النجوم باستخدام قياس التداخل البصري والقريب من الأشعة تحت الحمراء ،" فيز. اليوم 62 (6) ، 28-33 (2009).
[كروسريف]

دانتشي ، و.

بي آر لوسون ، أو بي لاي ، إس آر مارتن ، آر دي.بيترز ، آر أو جابينجر ، أ. كسيندزوف ، دي بي شارف ، إيه جيه بوث ، سي إيه بيشمان ، إي. سرابين ، كيه جيه جونستون ، و دبليو سي دانشي ، "مقياس التداخل مقياس التداخل الأرضي للكواكب 2007-2008 ،" بروك. SPIE 7013 ، 70132N (2008).
[كروسريف]

ديل ريو ، ل.

S. Brustlein ، L. Del Rio ، A. Tonello ، L. Delage ، F. Reynaud ، H. Herrmann ، and W. Sohler ، "عرض مختبري لمقياس تداخل تحويل للأشعة تحت الحمراء إلى المرئي لتحليل التماسك المكاني ،" فيز. القس ليت. 100 (15) ، 153903 (2008).
[كروسريف] [PubMed]

ديلاج ، ل.

S. Brustlein ، L. Del Rio ، A. Tonello ، L. Delage ، F. Reynaud ، H. Herrmann ، and W. Sohler ، "عرض مختبري لمقياس تداخل تحويل للأشعة تحت الحمراء إلى المرئي لتحليل التماسك المكاني ،" فيز. القس ليت. 100 (15) ، 153903 (2008).
[كروسريف] [PubMed]

دلبولبي ، أ.

JB LeBouquin و P. Labeye و F. Malbet و L.Jocou و F. Zabihian و K. Rousselet-Perraut و JP Berger و A. Delboulbé و P. Kern و A. Glindemann و M. Schöeller " قياس التداخل. السادس. اقتران ضوء VLTI في النطاق K “Astron. الفلك. 450 (3) ، 1259-1264 (2006).
[كروسريف]

لابادي ، إل أبيل تيبيريني ، إي ليكوارر ، سي فيجروز-بيركوفيتشي ، بي أرزكي ، إم باريلو ، J.-E. Broquin ، A. Delboulbé ، P. Kern ، V. Kirschner ، P. Labeye ، A. Pradel ، C. Ruilier ، and P. Saguet ، "التقدم الأخير في البصريات المتكاملة للأشعة تحت الحمراء لإلغاء قياس التداخل ،" Proc. SPIE 6268 ، 62682E (2006).
[كروسريف]

دياز ، ر.

إيكهاوس ، ت.

G. Li ، T. Eckhause ، K. A. Winick ، ​​J. D. Monnier ، و J. P. Berger ، "أجهزة دمج الحزمة البصرية المتكاملة في الليثيوم نيوبات لمقياس التداخل النجمي ،" بروك. SPIE 6268 ، 626834 (2006).
[كروسريف]

فريدلوند ، سي في م.

سي في إم فريدلوند ، "مهمة داروين ،" المحامي. دقة الفضاء. 34 (3) ، 613-617 (2004).
[كروسريف]

جابينجر ، ر.

PR Lawson و OP Lay و SR Martin و RD Peters و RO Gappinger و A. Ksendzov و DP Scharf و AJ Booth و CA Beichman و E. Serabyn و KJ Johnston و WC Danchi ، "مقياس التداخل الأرضي لكوكب الأرض 2007-2008 التقدم والخطط ، "Proc. SPIE 7013 ، 70132N (2008).
[كروسريف]

جليندمان ، أ.

JB LeBouquin و P. Labeye و F. Malbet و L.Jocou و F. Zabihian و K. Rousselet-Perraut و JP Berger و A. Delboulbé و P. Kern و A. Glindemann و M. Schöeller " قياس التداخل. السادس. اقتران ضوء VLTI في النطاق K “Astron. الفلك. 450 (3) ، 1259-1264 (2006).
[كروسريف]

غلوك ، س.

لوران ، ك. روسيليت-بيرو ، بي بينيك ، جيه بي بيرجر ، إس.جلوك ، بي.هاغوينور ، بي.كيرن ، إف مالبيت ، وإي.شانين-دوبورت ، "البصريات المتكاملة لقياس التداخل الفلكي. V. تمديد النطاق K ، "Astron. الفلك. 390 (3) ، 1171-1176 (2002).
[كروسريف]

هاغنوير ، ب.

لوران ، ك. روسيليت-بيرو ، بي بينيك ، جيه بي بيرجر ، إس.جلوك ، بي.هاغوينور ، بي.كيرن ، إف مالبيت ، وإي.شانين-دوبورت ، "البصريات المتكاملة لقياس التداخل الفلكي. V. تمديد النطاق K ، "Astron. الفلك. 390 (3) ، 1171-1176 (2002).
[كروسريف]

J. P. Berger، P. Haguenauer، P. Kern، K. Rousselet-Perraut، F. Malbet، I. Schanen، M. Severi، R. Millan-Gabet، and W. Traub، “البصريات المتكاملة لقياس التداخل الفلكي. رابعا. القياسات الأولى للنجوم "أسترون. الفلك. 376 ، L31 – L34 (2001).
[كروسريف]

J. P. Berger، K. Rousselet-Perraut، P. Kern، F. Malbet، I. Schanen-Duport، F. Reynaud، P. Haguenauer، and P. Benech، “البصريات المتكاملة لقياس التداخل الفلكي. II. أول مختبر لتداخل الضوء الأبيض ، "أسترون. الفلك. ملحق. سر. 139 (1) ، 173-177 (1999).
[كروسريف]

هاشيموتو ، ت.

Y. Sakamaki ، T. Saida ، M. Tamura ، T. Hashimoto ، و H. Takahashi ، "تقاطعات منخفضة الخسارة للدليل الموجي المتداخل المصممة بطريقة مطابقة واجهة الموجة ،" IEEE Photon. تكنول. بادئة رسالة. 18 (19) ، 2005-2007 (2006).
[كروسريف]

هيرمان ، هـ.

S. Brustlein ، L. Del Rio ، A. Tonello ، L. Delage ، F. Reynaud ، H. Herrmann ، and W. Sohler ، "عرض مختبري لمقياس تداخل تحويل للأشعة تحت الحمراء إلى المرئي لتحليل التماسك المكاني ،" فيز. القس ليت. 100 (15) ، 153903 (2008).
[كروسريف] [PubMed]

جوكو ، ل.

JB LeBouquin و P. Labeye و F. Malbet و L.Jocou و F. Zabihian و K. Rousselet-Perraut و JP Berger و A. Delboulbé و P. Kern و A. Glindemann و M. Schöeller " قياس التداخل. السادس. اقتران ضوء VLTI في النطاق K “Astron. الفلك. 450 (3) ، 1259-1264 (2006).
[كروسريف]

جونستون ، ك.

PR Lawson و OP Lay و SR Martin و RD Peters و RO Gappinger و A. Ksendzov و DP Scharf و AJ Booth و CA Beichman و E. Serabyn و KJ Johnston و WC Danchi ، "مقياس التداخل الأرضي لكوكب الأرض 2007-2008 التقدم والخطط ، "Proc. SPIE 7013 ، 70132N (2008).
[كروسريف]

كيرن ، ب.

لابادي ، إل أبيل تيبيريني ، إي ليكوارر ، سي فيجروز-بيركوفيتشي ، بي أرزكي ، إم باريلو ، J.-E. Broquin ، A. Delboulbé ، P. Kern ، V. Kirschner ، P. Labeye ، A. Pradel ، C. Ruilier ، and P. Saguet ، "التقدم الأخير في البصريات المتكاملة للأشعة تحت الحمراء لإلغاء قياس التداخل ،" Proc. SPIE 6268 ، 62682E (2006).
[كروسريف]

JB LeBouquin و P. Labeye و F. Malbet و L.Jocou و F. Zabihian و K. Rousselet-Perraut و JP Berger و A. Delboulbé و P. Kern و A. Glindemann و M. Schöeller " قياس التداخل. السادس. اقتران ضوء VLTI في النطاق K “Astron. الفلك. 450 (3) ، 1259-1264 (2006).
[كروسريف]

لوران ، ك. روسيليت-بيرو ، بي بينيك ، جيه بي بيرجر ، إس.جلوك ، بي.هاغوينور ، بي.كيرن ، إف مالبيت ، وإي.شانين-دوبورت ، "البصريات المتكاملة لقياس التداخل الفلكي. V. تمديد النطاق K ، "Astron. الفلك. 390 (3) ، 1171-1176 (2002).
[كروسريف]

J. P. Berger، P. Haguenauer، P. Kern، K. Rousselet-Perraut، F. Malbet، I. Schanen، M. Severi، R. Millan-Gabet، and W. Traub، “البصريات المتكاملة لقياس التداخل الفلكي. رابعا. القياسات الأولى للنجوم "أسترون. الفلك. 376 ، L31 – L34 (2001).
[كروسريف]

J. P. Berger، K. Rousselet-Perraut، P. Kern، F. Malbet، I. Schanen-Duport، F. Reynaud، P. Haguenauer، and P. Benech، “البصريات المتكاملة لقياس التداخل الفلكي. II. أول مختبر لتداخل الضوء الأبيض ، "أسترون. الفلك. ملحق. سر. 139 (1) ، 173-177 (1999).
[كروسريف]

كيرشنر ، ف.

لابادي ، إل أبيل تيبيريني ، إي ليكوارر ، سي فيجروز-بيركوفيتشي ، بي أرزكي ، إم باريلو ، J.-E. Broquin ، A. Delboulbé ، P. Kern ، V. Kirschner ، P. Labeye ، A. Pradel ، C. Ruilier ، and P. Saguet ، "التقدم الأخير في البصريات المتكاملة للأشعة تحت الحمراء لإلغاء قياس التداخل ،" Proc. SPIE 6268 ، 62682E (2006).
[كروسريف]

كيشيوكا ، ك.

كوروتكي ، إس ك.

دبليو جي مينفورد ، إس كيه كوروتكي ، و آر سي ألفيرنس ، "منخفض الخسارة Ti: LiNbO3 الدليل الموجي ينحني عند λ = 1.3 ميكرومتر ،" IEEE J. Quantum Electron. QE-18 ، 1802-1806 (1982).
[كروسريف]

كريشناسوامي ، ك.

كسيندزوف ، أ.

PR Lawson و OP Lay و SR Martin و RD Peters و RO Gappinger و A. Ksendzov و DP Scharf و AJ Booth و CA Beichman و E. Serabyn و KJ Johnston و WC Danchi ، "مقياس التداخل الأرضي لكوكب الأرض 2007-2008 التقدم والخطط ، "Proc. SPIE 7013 ، 70132N (2008).
[كروسريف]

لابادي ، ل.

لابادي ، إل أبيل تيبيريني ، إي ليكوارر ، سي فيجروز-بيركوفيتشي ، بي أرزكي ، إم باريلو ، J.-E. Broquin ، A. Delboulbé ، P. Kern ، V. Kirschner ، P. Labeye ، A. Pradel ، C. Ruilier ، and P. Saguet ، "التقدم الأخير في البصريات المتكاملة للأشعة تحت الحمراء لإلغاء قياس التداخل ،" Proc. SPIE 6268 ، 62682E (2006).
[كروسريف]

لابيي ، ب.

لابادي ، إل أبيل تيبيريني ، إي ليكوارر ، سي فيجروز-بيركوفيتشي ، بي أرزكي ، إم باريلو ، J.-E. Broquin ، A. Delboulbé ، P. Kern ، V. Kirschner ، P. Labeye ، A. Pradel ، C. Ruilier ، and P. Saguet ، "التقدم الأخير في البصريات المتكاملة للأشعة تحت الحمراء لإلغاء قياس التداخل ،" Proc. SPIE 6268 ، 62682E (2006).
[كروسريف]

JB LeBouquin و P. Labeye و F. Malbet و L.Jocou و F. Zabihian و K. Rousselet-Perraut و JP Berger و A. Delboulbé و P. Kern و A. Glindemann و M. Schöeller " قياس التداخل. السادس. اقتران ضوء VLTI في النطاق K “Astron. الفلك. 450 (3) ، 1259-1264 (2006).
[كروسريف]

لاكاس ، إم ج.

B. Mennesson و JM Mariotti و V. Coudé du Foresto و G.Perrin و S. Ridgway و WA Traub و NP Carleton و MG Lacasse و G. Mazé ، "قياس التداخل النجمي الحراري بالأشعة تحت الحمراء باستخدام بصريات موجهة أحادية الوضع: النتائج الأولى باستخدام تجربة TISIS على IOTA ، Astron. الفلك. 346 ، 181–189 (1999).

لوران ، إ.

لوران ، ك. روسيليت-بيرو ، بي بينيك ، جيه بي بيرجر ، إس.جلوك ، بي.هاغوينور ، بي.كيرن ، إف مالبيت ، وإي.شانين-دوبورت ، "البصريات المتكاملة لقياس التداخل الفلكي. V. تمديد النطاق K ، "Astron. الفلك. 390 (3) ، 1171-1176 (2002).
[كروسريف]

لوسون ، ب.

PR Lawson و OP Lay و SR Martin و RD Peters و RO Gappinger و A. Ksendzov و DP Scharf و AJ Booth و CA Beichman و E. Serabyn و KJ Johnston و WC Danchi ، "مقياس التداخل الأرضي لكوكب الأرض 2007-2008 التقدم والخطط ، "Proc. SPIE 7013 ، 70132N (2008).
[كروسريف]

لاي ، O. P.

PR Lawson و OP Lay و SR Martin و RD Peters و RO Gappinger و A. Ksendzov و DP Scharf و AJ Booth و CA Beichman و E. Serabyn و KJ Johnston و WC Danchi ، "مقياس التداخل الأرضي لكوكب الأرض 2007-2008 التقدم والخطط ، "Proc. SPIE 7013 ، 70132N (2008).
[كروسريف]

ليبوكين ، ج.

JB LeBouquin و P. Labeye و F. Malbet و L.Jocou و F. Zabihian و K. Rousselet-Perraut و JP Berger و A. Delboulbé و P. Kern و A. Glindemann و M. Schöeller " قياس التداخل. السادس. اقتران ضوء VLTI في النطاق K “Astron. الفلك. 450 (3) ، 1259-1264 (2006).
[كروسريف]

ليكوارر ، إي.

لابادي ، إل أبيل تيبيريني ، إي ليكوارر ، سي فيجروز-بيركوفيتشي ، بي أرزكي ، إم باريلو ، J.-E. Broquin ، A. Delboulbé ، P. Kern ، V. Kirschner ، P. Labeye ، A. Pradel ، C. Ruilier ، and P. Saguet ، "التقدم الأخير في البصريات المتكاملة للأشعة تحت الحمراء لإلغاء قياس التداخل ،" Proc. SPIE 6268 ، 62682E (2006).
[كروسريف]

G. Li ، T. Eckhause ، K. A. Winick ، ​​J. D. Monnier ، و J. P. Berger ، "أجهزة دمج الحزمة البصرية المتكاملة في الليثيوم نيوبات لمقياس التداخل النجمي ،" بروك. SPIE 6268 ، 626834 (2006).
[كروسريف]

ليوير ، ك.

ليند ، ت.

R. A. Becker ، R.H Rediker ، و T.A Lind ، "معدل شدة الموجة الكهروضوئية الموجهة ذات النطاق الترددي الواسع عند λ = 3.39 ميكرومتر ،" أب. فيز. بادئة رسالة. 46 (9) ، 809-811 (1985).
[كروسريف]

ليندنسميث ، سي.

J. Breckinridge و C. Lindensmith ، "البحث الفلكي عن الأصول ،" Opt. أخبار الضوئيات 16 (2) ، 24-29 (2005).
[كروسريف]

لويا ، إف م.

لونين ، ج.

J. I. Lunine ، B. Macintosh ، و S. Peale ، "اكتشاف وتوصيف الكواكب الخارجية ،" فيز. اليوم 62 (5) ، 46-51 (2009).
[كروسريف]

ماكنتوش ، ب.

J. I. Lunine ، B. Macintosh ، و S. Peale ، "اكتشاف وتوصيف الكواكب الخارجية ،" فيز. اليوم 62 (5) ، 46-51 (2009).
[كروسريف]

مالبيت ، ف.

JB LeBouquin و P. Labeye و F. Malbet و L.Jocou و F. Zabihian و K. Rousselet-Perraut و JP Berger و A. Delboulbé و P. Kern و A. Glindemann و M. Schöeller " قياس التداخل. السادس. اقتران ضوء VLTI في النطاق K “Astron. الفلك. 450 (3) ، 1259-1264 (2006).
[كروسريف]

لوران ، ك. روسيليت-بيرو ، بي بينيك ، جيه بي بيرجر ، إس.جلوك ، بي.هاغوينور ، بي.كيرن ، إف مالبيت ، وإي.شانين-دوبورت ، "البصريات المتكاملة لقياس التداخل الفلكي. V. تمديد النطاق K ، "Astron. الفلك. 390 (3) ، 1171-1176 (2002).
[كروسريف]

J. P. Berger، P. Haguenauer، P. Kern، K. Rousselet-Perraut، F. Malbet، I. Schanen، M. Severi، R. Millan-Gabet، and W. Traub، “البصريات المتكاملة لقياس التداخل الفلكي. رابعا. القياسات الأولى للنجوم "أسترون. الفلك. 376 ، L31 – L34 (2001).
[كروسريف]

J. P. Berger، K. Rousselet-Perraut، P. Kern، F. Malbet، I. Schanen-Duport، F. Reynaud، P. Haguenauer، and P. Benech، “البصريات المتكاملة لقياس التداخل الفلكي. II. أول مختبر لتداخل الضوء الأبيض ، "أسترون. الفلك. ملحق. سر. 139 (1) ، 173-177 (1999).
[كروسريف]

ماريوتي ، ج.

B. Mennesson و JM Mariotti و V. Coudé du Foresto و G.Perrin و S. Ridgway و WA Traub و NP Carleton و MG Lacasse و G. Mazé ، "قياس التداخل النجمي الحراري بالأشعة تحت الحمراء باستخدام بصريات موجهة أحادية الوضع: النتائج الأولى باستخدام تجربة TISIS على IOTA ، Astron. الفلك. 346 ، 181–189 (1999).

مارتن ، س.

PR Lawson و OP Lay و SR Martin و RD Peters و RO Gappinger و A. Ksendzov و DP Scharf و AJ Booth و CA Beichman و E. Serabyn و KJ Johnston و WC Danchi ، "مقياس التداخل الأرضي لكوكب الأرض 2007-2008 التقدم والخطط ، "Proc. SPIE 7013 ، 70132N (2008).
[كروسريف]

مازي ، ج.

B. Mennesson و JM Mariotti و V. Coudé du Foresto و G.Perrin و S. Ridgway و WA Traub و NP Carleton و MG Lacasse و G. Mazé ، "قياس التداخل النجمي الحراري بالأشعة تحت الحمراء باستخدام بصريات موجهة أحادية الوضع: النتائج الأولى باستخدام تجربة TISIS على IOTA ، Astron. الفلك. 346 ، 181–189 (1999).

مينيسون ، ب.

B. Mennesson و JM Mariotti و V. Coudé du Foresto و G.Perrin و S. Ridgway و WA Traub و NP Carleton و MG Lacasse و G. Mazé ، "قياس التداخل النجمي الحراري بالأشعة تحت الحمراء باستخدام بصريات موجهة أحادية الوضع: النتائج الأولى باستخدام تجربة TISIS على IOTA ، Astron. الفلك. 346 ، 181–189 (1999).

ميشيلسون ، أ.

أ.ميشيلسون ، "قياس أقمار المشتري بالتداخل" ، الطبيعة 45 (1155) ، 160–161 (1891).
[كروسريف]

ميلان جابت ، ر.

J. P. Berger، P. Haguenauer، P. Kern، K. Rousselet-Perraut، F. Malbet، I. Schanen، M. Severi، R. Millan-Gabet، and W. Traub، “البصريات المتكاملة لقياس التداخل الفلكي. رابعا. القياسات الأولى للنجوم "أسترون. الفلك. 376 ، L31 – L34 (2001).
[كروسريف]

مينفورد ، و. ج.

دبليو جي مينفورد ، إس كيه كوروتكي ، و آر سي ألفيرنس ، "منخفض الخسارة Ti: LiNbO3 الدليل الموجي ينحني عند λ = 1.3 ميكرومتر ،" IEEE J. Quantum Electron. QE-18 ، 1802-1806 (1982).
[كروسريف]

مونير ، ج.

T. ten Brummelaar ، M. Creech-Eakman ، و J. Monnier ، "فحص النجوم باستخدام قياس التداخل البصري والقريب من الأشعة تحت الحمراء ،" فيز. اليوم 62 (6) ، 28-33 (2009).
[كروسريف]

مونير ، ج.

G. Li ، T. Eckhause ، K. A. Winick ، ​​J. D. Monnier ، و J. P. Berger ، "أجهزة دمج الحزمة البصرية المتكاملة في الليثيوم نيوبات لمقياس التداخل النجمي ،" بروك. SPIE 6268 ، 626834 (2006).
[كروسريف]

J. D. Monnier ، "مجموعة شعاع غير متماثل لقياس التداخل البصري ،" Publ. أسترون. شركة باك. 113 (783) ، 639-645 (2001).
[كروسريف]

مونتروسيت ، آي.

E. Strake ، G. P. Bava ، و I. Montrosset ، "الأنماط الموجهة من Ti: LiNbO3 دليل الموجات: تقنية شبه تحليلية جديدة بالمقارنة مع طريقة العناصر المحدودة العددية ،" J. Lightwave Technol. 6 (6) ، 1126-1135 (1988).
[كروسريف]

مايرز ، ت.

بيل ، س.

J. I. Lunine ، B. Macintosh ، و S. Peale ، "اكتشاف وتوصيف الكواكب الخارجية ،" فيز. اليوم 62 (5) ، 46-51 (2009).
[كروسريف]

بيرين ، ج.

B. Mennesson و JM Mariotti و V. Coudé du Foresto و G.Perrin و S. Ridgway و WA Traub و NP Carleton و MG Lacasse و G. Mazé ، "قياس التداخل النجمي الحراري بالأشعة تحت الحمراء باستخدام بصريات موجهة أحادية الوضع: النتائج الأولى باستخدام تجربة TISIS على IOTA ، Astron. الفلك. 346 ، 181–189 (1999).

بيترز ، ر.

PR Lawson و OP Lay و SR Martin و RD Peters و RO Gappinger و A. Ksendzov و DP Scharf و AJ Booth و CA Beichman و E. Serabyn و KJ Johnston و WC Danchi ، "مقياس التداخل الأرضي لكوكب الأرض 2007-2008 التقدم والخطط ، "Proc. SPIE 7013 ، 70132N (2008).
[كروسريف]

فيليبس ، م.

براديل ، أ.

لابادي ، إل أبيل تيبيريني ، إي ليكوارر ، سي فيجروز-بيركوفيتشي ، بي أرزكي ، إم باريلو ، J.-E. Broquin ، A. Delboulbé ، P. Kern ، V. Kirschner ، P. Labeye ، A. Pradel ، C. Ruilier ، and P. Saguet ، "التقدم الأخير في البصريات المتكاملة للأشعة تحت الحمراء لإلغاء قياس التداخل ،" Proc. SPIE 6268 ، 62682E (2006).
[كروسريف]

تشياو ، هـ.

ريديكر ، ر.

R. A. Becker ، R.H Rediker ، و T.A Lind ، "معدل شدة الموجة الكهروضوئية الموجهة ذات النطاق الترددي الواسع عند λ = 3.39 ميكرومتر ،" أب. فيز. بادئة رسالة. 46 (9) ، 809-811 (1985).
[كروسريف]

رينو ، ف.

S. Brustlein ، L. Del Rio ، A. Tonello ، L. Delage ، F. Reynaud ، H. Herrmann ، and W. Sohler ، "عرض مختبري لمقياس تداخل تحويل للأشعة تحت الحمراء إلى المرئي لتحليل التماسك المكاني ،" فيز. القس ليت. 100 (15) ، 153903 (2008).
[كروسريف] [PubMed]

ج.ب.بيرجر ، ك.روسليت-بيرو ، ب.كيرن ، إف مالبيت ، آي.شانين-دوبورت ، إف.رينود ، ب.هاغنوير ، وب.Benech ، "البصريات المتكاملة لقياس التداخل الفلكي. II. أول مختبر لتداخل الضوء الأبيض ، "أسترون. الفلك. ملحق. سر. 139 (1) ، 173-177 (1999).
[كروسريف]

ريدجواي ، س.

B. Mennesson و JM Mariotti و V. Coudé du Foresto و G.Perrin و S. Ridgway و WA Traub و NP Carleton و MG Lacasse و G. Mazé ، "قياس التداخل النجمي الحراري بالأشعة تحت الحمراء باستخدام بصريات موجهة أحادية الوضع: النتائج الأولى باستخدام تجربة TISIS على IOTA ، Astron. الفلك. 346 ، 181–189 (1999).

رايلي ، ب.

روسيليت بيرو ، ك.

JB LeBouquin و P. Labeye و F. Malbet و L.Jocou و F. Zabihian و K. Rousselet-Perraut و JP Berger و A. Delboulbé و P. Kern و A. Glindemann و M. Schöeller " قياس التداخل. السادس. اقتران ضوء VLTI في النطاق K “Astron. الفلك. 450 (3) ، 1259-1264 (2006).
[كروسريف]

لوران ، ك. روسيليت-بيرو ، بي بينيك ، جيه بي بيرجر ، إس.جلوك ، بي.هاغوينور ، بي.كيرن ، إف مالبيت ، وإي.شانين-دوبورت ، "البصريات المتكاملة لقياس التداخل الفلكي. V. تمديد النطاق K ، "Astron. الفلك. 390 (3) ، 1171-1176 (2002).
[كروسريف]

J. P. Berger، P. Haguenauer، P. Kern، K. Rousselet-Perraut، F. Malbet، I. Schanen، M. Severi، R. Millan-Gabet، and W. Traub، “البصريات المتكاملة لقياس التداخل الفلكي. رابعا. القياسات الأولى للنجوم "أسترون. الفلك. 376 ، L31 – L34 (2001).
[كروسريف]

J. P. Berger، K. Rousselet-Perraut، P. Kern، F. Malbet، I. Schanen-Duport، F. Reynaud، P. Haguenauer، and P. Benech، “البصريات المتكاملة لقياس التداخل الفلكي. II. أول مختبر لتداخل الضوء الأبيض ، "أسترون. الفلك. ملحق. سر. 139 (1) ، 173-177 (1999).
[كروسريف]

رويلير ، سي.

لابادي ، إل أبيل تيبيريني ، إي ليكوارر ، سي فيجروز-بيركوفيتشي ، بي أرزكي ، إم باريلو ، J.-E. Broquin ، A. Delboulbé ، P. Kern ، V. Kirschner ، P. Labeye ، A. Pradel ، C. Ruilier ، and P. Saguet ، "التقدم الأخير في البصريات المتكاملة للأشعة تحت الحمراء لإلغاء قياس التداخل ،" Proc. SPIE 6268 ، 62682E (2006).
[كروسريف]

ساغيت ، ب.

لابادي ، إل أبيل تيبيريني ، إي ليكوارر ، سي فيجروز-بيركوفيتشي ، بي أرزكي ، إم باريلو ، J.-E. Broquin ، A. Delboulbé ، P. Kern ، V. Kirschner ، P. Labeye ، A. Pradel ، C. Ruilier ، and P. Saguet ، "التقدم الأخير في البصريات المتكاملة للأشعة تحت الحمراء لإلغاء قياس التداخل ،" Proc. SPIE 6268 ، 62682E (2006).
[كروسريف]

صيدا ، ت.

Y. Sakamaki ، T. Saida ، M. Tamura ، T. Hashimoto ، و H. Takahashi ، "تقاطعات منخفضة الخسارة للدليل الموجي المتداخل المصممة بطريقة مطابقة واجهة الموجة ،" IEEE Photon. تكنول. بادئة رسالة. 18 (19) ، 2005-2007 (2006).
[كروسريف]

ساكاماكي ، واي.

Y. Sakamaki ، T. Saida ، M. Tamura ، T. Hashimoto ، و H. Takahashi ، "تقاطعات منخفضة الخسارة للدليل الموجي المتداخل المصممة بطريقة مطابقة واجهة الموجة ،" IEEE Photon. تكنول. بادئة رسالة. 18 (19) ، 2005-2007 (2006).
[كروسريف]

شانين ، آي.

J. P. Berger، P. Haguenauer، P. Kern، K. Rousselet-Perraut، F. Malbet، I. Schanen، M. Severi، R. Millan-Gabet، and W. Traub، “البصريات المتكاملة لقياس التداخل الفلكي. رابعا. القياسات الأولى للنجوم "أسترون. الفلك. 376 ، L31 – L34 (2001).
[كروسريف]

شانين دوبورت ، آي.

لوران ، ك. روسيليت-بيرو ، بي بينيك ، جيه بي بيرجر ، إس.جلوك ، بي.هاغوينور ، بي.كيرن ، إف مالبيت ، وإي.شانين-دوبورت ، "البصريات المتكاملة لقياس التداخل الفلكي. V. تمديد النطاق K ، "Astron. الفلك. 390 (3) ، 1171-1176 (2002).
[كروسريف]

J. P. Berger، K. Rousselet-Perraut، P. Kern، F. Malbet، I. Schanen-Duport، F. Reynaud، P. Haguenauer، and P. Benech، “البصريات المتكاملة لقياس التداخل الفلكي. II. أول مختبر لتداخل الضوء الأبيض ، "أسترون. الفلك. ملحق. سر. 139 (1) ، 173-177 (1999).
[كروسريف]

شارف ، د.

PR Lawson و OP Lay و SR Martin و RD Peters و RO Gappinger و A. Ksendzov و DP Scharf و AJ Booth و CA Beichman و E. Serabyn و KJ Johnston و WC Danchi ، "مقياس التداخل الأرضي لكوكب الأرض 2007-2008 التقدم والخطط ، "Proc. SPIE 7013 ، 70132N (2008).
[كروسريف]

شميدت ، ر.

شولر ، م.

JB LeBouquin و P. Labeye و F. Malbet و L.Jocou و F. Zabihian و K. Rousselet-Perraut و JP Berger و A. Delboulbé و P. Kern و A. Glindemann و M. Schöeller " قياس التداخل. السادس. اقتران ضوء VLTI في النطاق K “Astron. الفلك. 450 (3) ، 1259-1264 (2006).
[كروسريف]

سرابين ، إي.

PR Lawson و OP Lay و SR Martin و RD Peters و RO Gappinger و A. Ksendzov و DP Scharf و AJ Booth و CA Beichman و E. Serabyn و KJ Johnston و WC Danchi ، "مقياس التداخل الأرضي لكوكب الأرض 2007-2008 التقدم والخطط ، "Proc. SPIE 7013 ، 70132N (2008).
[كروسريف]

سيفيري ، م.

J. P. Berger، P. Haguenauer، P. Kern، K. Rousselet-Perraut، F. Malbet، I. Schanen، M. Severi، R. Millan-Gabet، and W. Traub، “البصريات المتكاملة لقياس التداخل الفلكي. رابعا. القياسات الأولى للنجوم "أسترون. الفلك. 376 ، L31 – L34 (2001).
[كروسريف]

سوهلر ، و.

S. Brustlein ، L. Del Rio ، A. Tonello ، L. Delage ، F. Reynaud ، H. Herrmann ، and W. Sohler ، "عرض مختبري لمقياس تداخل تحويل للأشعة تحت الحمراء إلى المرئي لتحليل التماسك المكاني ،" فيز. القس ليت. 100 (15) ، 153903 (2008).
[كروسريف] [PubMed]

ستريك ، إ.

E. Strake ، G. P. Bava ، و I. Montrosset ، "الأنماط الموجهة من Ti: LiNbO3 دليل الموجات: تقنية شبه تحليلية جديدة بالمقارنة مع طريقة العناصر المحدودة العددية ،" J. Lightwave Technol. 6 (6) ، 1126-1135 (1988).
[كروسريف]

تاكاهاشي ، هـ.

Y. Sakamaki ، T. Saida ، M. Tamura ، T. Hashimoto ، و H. Takahashi ، "تقاطعات منخفضة الخسارة للدليل الموجي المتداخل المصممة بطريقة مطابقة واجهة الموجة ،" IEEE Photon. تكنول. بادئة رسالة. 18 (19) ، 2005-2007 (2006).
[كروسريف]

تامورا ، م.

Y. Sakamaki ، T. Saida ، M. Tamura ، T. Hashimoto ، و H. Takahashi ، "تقاطعات منخفضة الخسارة للدليل الموجي المتداخل المصممة بطريقة مطابقة واجهة الموجة ،" IEEE Photon. تكنول. بادئة رسالة. 18 (19) ، 2005-2007 (2006).
[كروسريف]

عشرة بروميلار ، ت.

T. ten Brummelaar ، M. Creech-Eakman ، و J. Monnier ، "فحص النجوم باستخدام قياس التداخل البصري والقريب من الأشعة تحت الحمراء ،" فيز. اليوم 62 (6) ، 28-33 (2009).
[كروسريف]

تونيلو ، أ.

S. Brustlein ، L. Del Rio ، A. Tonello ، L. Delage ، F. Reynaud ، H. Herrmann ، and W. Sohler ، "عرض مختبري لمقياس تداخل تحويل للأشعة تحت الحمراء إلى المرئي لتحليل التماسك المكاني ،" فيز. القس ليت. 100 (15) ، 153903 (2008).
[كروسريف] [PubMed]

تروب ، و.

J. P. Berger، P. Haguenauer، P. Kern، K. Rousselet-Perraut، F. Malbet، I. Schanen، M. Severi، R. Millan-Gabet، and W. Traub، “البصريات المتكاملة لقياس التداخل الفلكي. رابعا. القياسات الأولى للنجوم "أسترون. الفلك. 376 ، L31 – L34 (2001).
[كروسريف]

تروب ، و.

B. Mennesson و JM Mariotti و V. Coudé du Foresto و G.Perrin و S. Ridgway و WA Traub و NP Carleton و MG Lacasse و G. Mazé ، "قياس التداخل النجمي الحراري بالأشعة تحت الحمراء باستخدام بصريات موجهة أحادية الوضع: النتائج الأولى باستخدام تجربة TISIS على IOTA ، Astron. الفلك. 346 ، 181–189 (1999).

تيرنر ، إي هـ.

Vigreuz-Bercovici ، C.

لابادي ، إل أبيل تيبيريني ، إي ليكوارر ، سي فيجروز-بيركوفيتشي ، بي أرزكي ، إم باريلو ، J.-E. Broquin ، A. Delboulbé ، P. Kern ، V. Kirschner ، P. Labeye ، A. Pradel ، C. Ruilier ، and P. Saguet ، "التقدم الأخير في البصريات المتكاملة للأشعة تحت الحمراء لإلغاء قياس التداخل ،" Proc. SPIE 6268 ، 62682E (2006).
[كروسريف]

والاس ، ج.

وينيك ، ك.

G. Li ، T. Eckhause ، K. A. Winick ، ​​J. D. Monnier ، و J. P. Berger ، "أجهزة دمج الحزمة البصرية المتكاملة في الليثيوم نيوبات لمقياس التداخل النجمي ،" بروك. SPIE 6268 ، 626834 (2006).
[كروسريف]

زابيهيان ، ف.

JB LeBouquin و P. Labeye و F. Malbet و L.Jocou و F. Zabihian و K. Rousselet-Perraut و JP Berger و A. Delboulbé و P. Kern و A. Glindemann و M. Schöeller " قياس التداخل. السادس. اقتران ضوء VLTI في النطاق K “Astron. الفلك. 450 (3) ، 1259-1264 (2006).
[كروسريف]

حال. دقة الفضاء. (1)

سي في إم فريدلوند ، "مهمة داروين ،" المحامي. دقة الفضاء. 34 (3) ، 613-617 (2004).
[كروسريف]

تطبيق يختار، يقرر. (3)

تطبيق فيز. بادئة رسالة. (1)

R. A. Becker ، R.H Rediker ، و T.A Lind ، "معدل شدة الموجة الكهروضوئية الموجهة ذات النطاق الترددي الواسع عند λ = 3.39 ميكرومتر ،" أب. فيز. بادئة رسالة. 46 (9) ، 809-811 (1985).
[كروسريف]

أسترون. الفلك. (4)

J. P. Berger، P. Haguenauer، P. Kern، K. Rousselet-Perraut، F. Malbet، I. Schanen، M. Severi، R. Millan-Gabet، and W. Traub، “البصريات المتكاملة لقياس التداخل الفلكي. رابعا. القياسات الأولى للنجوم "أسترون. الفلك. 376 ، L31 – L34 (2001).
[كروسريف]

لوران ، ك. روسيليت-بيرو ، بي بينيك ، جيه بي بيرجر ، إس.جلوك ، بي.هاغوينور ، بي.كيرن ، إف مالبيت ، وإي.شانين-دوبورت ، "البصريات المتكاملة لقياس التداخل الفلكي. V. تمديد النطاق K ، "Astron. الفلك. 390 (3) ، 1171-1176 (2002).
[كروسريف]

JB LeBouquin و P. Labeye و F. Malbet و L.Jocou و F. Zabihian و K. Rousselet-Perraut و JP Berger و A. Delboulbé و P. Kern و A. Glindemann و M. Schöeller " قياس التداخل. السادس. اقتران ضوء VLTI في النطاق K “Astron. الفلك. 450 (3) ، 1259-1264 (2006).
[كروسريف]

B. Mennesson و JM Mariotti و V. Coudé du Foresto و G.Perrin و S. Ridgway و WA Traub و NP Carleton و MG Lacasse و G. Mazé ، "قياس التداخل النجمي الحراري بالأشعة تحت الحمراء باستخدام بصريات موجهة أحادية الوضع: النتائج الأولى باستخدام تجربة TISIS على IOTA ، Astron. الفلك. 346 ، 181–189 (1999).

أسترون. الفلك. ملحق. سر. (1)

J. P. Berger، K. Rousselet-Perraut، P. Kern، F. Malbet، I. Schanen-Duport، F. Reynaud، P. Haguenauer، and P. Benech، “البصريات المتكاملة لقياس التداخل الفلكي. II. أول مختبر لتداخل الضوء الأبيض ، "أسترون. الفلك. ملحق. سر. 139 (1) ، 173-177 (1999).
[كروسريف]

IEEE J. الكم إلكترون. (1)

دبليو جي مينفورد ، إس كيه كوروتكي ، و آر سي ألفيرنس ، "منخفض الخسارة Ti: LiNbO3 الدليل الموجي ينحني عند λ = 1.3 ميكرومتر ،" IEEE J. Quantum Electron. QE-18 ، 1802-1806 (1982).
[كروسريف]

IEEE فوتون. تكنول. بادئة رسالة. (1)

Y. Sakamaki ، T. Saida ، M. Tamura ، T. Hashimoto ، و H. Takahashi ، "تقاطعات منخفضة الخسارة للدليل الموجي المتداخل المصممة بطريقة مطابقة واجهة الموجة ،" IEEE Photon. تكنول. بادئة رسالة. 18 (19) ، 2005-2007 (2006).
[كروسريف]

J. Lightwave Technol. (3)

K. S. Chiang ، "إنشاء ملامح معامل الانكسار لأدلة الموجات العازلة المستوية من توزيع الفهارس الفعالة ،" J. Lightwave Technol. 3 (2) ، 385-391 (1985).
[كروسريف]

E. Strake ، G. P. Bava ، و I. Montrosset ، "الأنماط الموجهة من Ti: LiNbO3 دليل الموجات: تقنية شبه تحليلية جديدة بالمقارنة مع طريقة العناصر المحدودة العددية ،" J. Lightwave Technol. 6 (6) ، 1126-1135 (1988).
[كروسريف]

الطبيعة (2)

R.N. Bracewell ، "اكتشاف الكواكب غير الشمسية عن طريق دوران مقاييس التداخل بالأشعة تحت الحمراء ،" Nature 274 (5673) ، 780-781 (1978).
[كروسريف]

أ.ميشيلسون ، "قياس أقمار المشتري بالتداخل" ، الطبيعة 45 (1155) ، 160–161 (1891).
[كروسريف]


شاهد الفيديو: Relativity Theory 14 النظرية النسبية - تجربة مايكلسون ج (شهر اكتوبر 2021).