T.C. ANKARA ÜNİVERSİTESİ

FEN FAKÜLTESİ ASTRONOMİ VE UZAY BİLİMLERİ BÖLÜMÜ

ÖZEL KONU

OPTİK İNTERFEROMETRİ VE

İNTERFEROMETRELER

Hakan Volkan ŞENAVCI (96055011)

DANIŞMAN

Dr. Birol GÜROL

Ankara – 2001

İÇİNDEKİLER

Sayfa No

ÖNSÖZ İÇİNDEKİLER ......................................................................................................

1. GİRİŞ ...............................................................................................................

2. GİRİŞİM .........................................................................................................

2.1 Astronomi’de Girişim ..............................................................................

2.2 Young’ın Çift Yarıkta Girişim Deneyi ....................................................

3. MICHELSON INTERFEROMETRESİ ......................................................

3.1 Temel Michelson İnterferometresi ..........................................................

3.2 Michelson’un Yıldız İnterferometresi .....................................................

3.3 Çok Parçalı Michelson Yıldız Girişim Ölçeri (İnterferometresi) ............

3.4 Michelson İnterferometresinin Dezavantajları ........................................

4. YOĞUNLUK İNTERFEROMETRESİ .......................................................

4.1 Yoğunluk İnterferometresinin Michelson

İnterferometresine G 4.2 Yoğunluk İnterferometresinin Dezavantajı .............................................

5. MODERN OPTİK İNTERFEROMETRİ ....................................................

5.1 Temel Optik İnterferometrik Teleskop Çeşitleri .....................................

5.1.1 Cambridge Optik Açıklık Sentez Teleskobu Coast .....................

5.1.2 Navy Prototip Optik İnterferimetre (NPOI) ................................

5.2 İnşaat Halindeki İnterferometreler ...........................................................

5.2.1 Keck İnterferometresi ..................................................................

5.2.2 Chara Dizisi .................................................................................

5.2.3 Space Technology 3 Projesi ........................................................

6. SONUÇ KAYNAKLAR ................................................................................................

ÖNSÖZ

Bu özel konu çalışması esnasında, her türlü yardımını benden esirgemeyen,

danışmanım Dr. Birol GÜROL’a ve katkılarından dolayı Dr. Selim O. SELAM’a teşekkür

ederim

1. GİRİŞ

Yıldızlar bize çok çok uzak gök cisimleridir. Öyle ki Güneşten sonra bize en yakın

yıldız olan α Centaurinin uzaklığı 4.26 ışık yılıdır. Bu uzaklığın yay saniyesi cinsinden

karşılığı dir. Ak yıldız, yani Sirius yıldızının uzaklığı ise mertebesindedir. Bu

uzaklıktaki yıldızları bir disk şeklinde göremeyiz, bu yıldızlar bize nokta kaynakmış gibi

görünürler. Çeşitli büyüklüklerde teleskoplar kullanılarak belirli uzaklıklardaki yıldızları

bir disk şeklinde görebiliriz. Ancak belirli bir yerden sonra teleskopların ayırma güçleri de

yetersiz kalmaktadır.teleskoplarla dahi bakıldığında bir çok yıldızı nokta kaynakmış gibi

görebilmekteyiz. Bunun dışında çok büyük uzaklıklarda gözlediğimiz yıldızların tek mi

yoksa çift yıldız mı olduğunu bulmak ve bu iki bileşen arasındaki uzaklığı saptamak

oldukça güçtür.

76.0 ′′ 38.0 ′′

İşte girişim ölçme yönteminin, yani interferometrenin önemi burada ortaya

çıkmaktadır. Kuvvetli bir teleskopla bile ölçemediğimiz yıldızların çaplarını ve çift

yıldızların bileşenleri arasındaki uzaklıkları girişim ölçme yöntemi sayesinde

ölçebiliyoruz. Bu ölçümü 1 yay saniyesinin 1/10000’i duyarlılıkta yapabiliyoruz.

2. GİRİŞİM

Girişim iki dalganın aynı anda, aynı yerde kavuşması yani iki dalganın birbiri

üstüne binmesi olayıdır. Genliğe ve faza bağlı olarak dalgalar ya birbirinin üzerine eklenir,

ya da birbirini yok ederler. Birbirini yok etme (-1) ile (+1)’i toplamak gibidir.

2.1 Astronomi’de Girişim

Astronomide girişim olayı iki ışık dalgasının girişim olayıdır. Eğer tüm dalgalar

aynı fazda iseler, yani dalga tepeleri çakışıyorsa, bu iki dalga tek bir dalga getirmek üzere

eklenebilir. Bu birleşmiş dalga daha yüksek dalga tepesine ve daha derin dalga çukuruna,

yani daha yüksek genliğe sahip olacaktır. Işık dalgalarında iki karanlık ışın demeti birbiri

üstüne eklenerek daha parlak bir ışın demeti meydana getirir. Bu olaya “yapıcı girişim”

denir. öbür taraftan aynı frekanslı fakat farklı fazda olan iki dalga, yani birinin tepesi,

diğerinin çukuru ile çakıştığı zaman “yıkıcı girişim” meydana gelir. Bu olayda iki dalga üst

üste eklenmesine rağmen birbirlerini yok ederler. Yani meydana gelen girişimin miktarı

dalgaların genliğine ve her dalganın çukurunun ve tepesinin faz derecesine bağlıdır.

Şekil-2.1.1

2.2 Young’ın Çift Yarıkta Girişim Deneyi

Girişim ölçme yöntemini anlayabilmek için Thomas Young’ın çift yarıkta girişim

deneyini (1801) hatırlayalım.

Şekil-2.2.1: Young deneyinde girişim saçaklarının meydana gelişi

Opak bir levha üzerine aralıklarındaki uzaklık 1 mm ve genişlikleri milimetrenin

kesirleri kadar olan paralel iki yarık (veya fant) açılır. Bu çift yarık sistemi, paralel bir ışık

demeti ile aydınlatılan diğer bir yarığın önüne şekildeki gibi yerleştirilir. Çift yarıklı

levhanın sağına bir P perdesi koyulursa (Şekil-3-a) perde üzerinde, O noktasından geçen

kuvvetli bir aydınlık şeridin her iki yanında ard arda karanlık aydınlık girişim saçakları

görülür. (Şekil-3-b) Bu saçaklar K1 ve K2 yarıklarına paraleldir. Perde üzerinde herhangi

bir A noktasının girişim durumu K1A-K2A = As yol farkına bağlıdır. Bu yol farkı şekilden

yararlanılarak aşağıdaki gibi hesaplanabilir:

(a) (b)

Şekil-2.2.2: (a) Young deneyinde yol farkının hesabı hakkında, (b) Perde de girişim

saçakları

X = OA, d = K1K2 , çift yarıklı sistemin perdeye uzaklığı D ve d<<D olsun. A merkezli

AK2 yarıçaplı çember yayı AK1 üzerinde yol farkını belirler. ∆ kenarlı küçük dik

üçgenden

s∆ s

θ=∆ sinds yazabiliriz.

Şekilde işaretlenen açıları birbirine eşit ve bu nedenler θDxsin =θ olduğu dikkate

alınarak,

xDds

Dx

ds

∆⇒=∆ elde edilir.

. . . 3 ,2 ,1m ±±±= gibi pozitif veya negatif tamsayı olmak üzere yol farkı,

λ=∆ ms

koşuluna uygun noktalar aydınlık girişim saçaklarını,

2)1m2(s λ

+=∆

koşuluna uygun noktalar karanlık girişim saçaklarını oluşturur. Deneyde tek renk ışık

yerine beyaz ışık kullanılırsa girişim saçakları renkli olacaktır. m’ye girişim derecesi veya

aşaması denir. m’inci girişim saçağının merkezsel girişim saçağına uzaklığı ölçülerek

hesaplanabilir.

λ

3. MICHELSON INTERFEROMETRESİ

Günümüzde kullanılan girişim ölçerlerin hepsi Michelson İnterferometresinin

çalışma prensibi ile aynıdır. Bu interferometreyi inceleyelim.

3.1 Temel Michelson İnterferometresi

Alet, ön yüzeyleri gümüşlenmiş ve düzlemleri birbirine dik olacak durumda

yerleştirilmiş A ve düzlem aynaları ile aynı camdan eşit kalınlıkta özenle yapılmış C ve

cam levhalarından oluşmuştur. C ve C levhalarının düzlemleri A ve A aynalarının

düzlemleri ile 45º açı yapacak konumdadırlar. C levhasının kalın çizilen yüzeyi kalın

gümüşlenmiştir.

A′

C′ ′ ′

K ışık kaynağından çıkan ve F fantı ile sınırlanan ince ve tekrenk ışık demetinin bir

ışınını izleyelim. Bu ışın, C levhasının yarı gümüşlü yüzeyine vardığında % 50 si geçer (1

nolu ışın) ve % 50 si yansır (2 nolu ışın) 1 ışını ve 2 ışını A aynasında yansıdıktan

sonra O noktasında tekrar birleşerek D dürbününe girerler. cam levhası, her iki ışının

optik yollarını eşit kılmak için koyulmuştur. O ve OA optik yolları eşit ise her iki ışın

göze aynı fazda gelecek ve görüş alanı, aydınlık olacaktır. M mikrometresi yardımı ile A

aynası /4 kadar sağa kaydırılırsa 2 ışını 1 den /2 kadar daha uzun yol katetmiş

olacağından göze zıt fazda gelirler ve birbirlerini söndürürler.

A′

λ

C′

A′

λ

Şekil-3.1.1: Michelson interferometresinin yapısı

Şekil-3.1.2: Dürbünün görüş alanında girişim saçakları

Gerçekte A, aynaları arasındaki açının 90º den biraz farklı olması ve ışık

demetinin tek ışından ibaret olmaması dolayısıyla görüş alanında Şekil-3.1.2 deki gibi

paralel ve eşit aralıklı aydınlık, karanlık girişim saçakları görülür. Dürbünün görüş

alanında bir işaret çizgisi bulunsun. Başlangıçta işaret çizgisinin aydınlık bir girişim çizgisi

ile çakışık bulunduğunu kabul edelim. A aynasının sağa veya sola doğru her /2 kadar

kayması, işaret çizgisi önünden bir aydınlık girişim çizgisinin geçmesine sebep olacaktır.

Aynanın x kadar kayması sonucu işaret çizgisi önünden N tane aydınlık çizgi geçmiş ise;

A′

λ

x2

.N =λ

O halde x biliniyorsa tekrenk ışığın dalgaboyu, dalgaboyu biliniyorsa x uzunluğu bu

bağıntıdan hesaplanabilir. Michelson bu düzenekle normal metrenin boyunu kadmiyum

tayfındaki kırmızı çizginin dalgaboyu ile ölçmüş ve 1 metre = 1553163.5.λ = 1 bulmuştur.

3.2 Michelson’un Yıldız İnterferometresi

Michelson (1850) şekilde gösterilen deneysel cihaz ile optik interferometri (girişim

ölçme yöntemi) ışık kaynaklarının büyüklüğünün ölçülebileceğini göstermiştir.

Şekil-3.2.1: Michelson’un Yıldız İnterferometresi

Bunun için yapay yıldızlar gibi davranan ışık kaynaklarının önüne değişik maskeler

yerleştirilmiştir. Uzak yapay yıldızlardan gelen ışık O ve O yarıklarından geçerler. Daha

sonra bu ışınlar ekranda bir görüntü oluşturmak için odak uzaklığı “y” olan bir mercek

kullanılarak odağa düşürülürler. Matematiksel analiz için optik eksen üzerindeki kaynağı

tekrenk nokta kaynak olarak göz önünde tutmak daha kolay olur.kaynaktan ışın halinde

yayılan dairesel dalgalar aynı anda O ve yarıklarına ulaşırlar. O yarığından geçen ışık

yarığından geçen ışıkla girişerek ekran üzerindeki P noktasının her iki tarafında

yoğunluk saçakları oluştururlar. Q dan ekran üzerindeki P noktasına kadar olan optik yol

′

O′

O′

uzunluğu her iki yarığa doğru giden ışınlar için aynıdır. Bu Q dan ekran üzerindeki keyfi

bir noktaya giden ışık ışınları için genel bir durum değildir. Optik yol uzunluğu içinde yol

alan ışık ışınlarından O yarığından geçenler ile O yarığından geçenler arasındaki fark; ′

v ekran üzerindeki dik koordinat sistemi olmak üzere ilk yaklaşımla y

xv dir. İki

yarıktan gelen ışınlar birleşip girişime neden olurlar ve yeğinlik üretirler. Bu,

y

xvcos2

ile orantılıdır. Burada, k, dalga sayısı yani λπ2 dır.

Işık kaynağından gelen ışınlar Q dan yayılırlar. Işık şiddeti

y

xvkxcos2 ile

orantılıdır. Ekran üzerinde ölçülen şiddet, kaynaktan her noktada üretilen şiddetin toplamı

olacaktır.

Michelson, ekran üzerindeki girişim saçaklarının görünürlüğünün nicel ölçümlerini

yapamadı ancak minimum saçak görünürlüğünü veren yarık ayrımı x in ölçümlerini

yapabildi. Bu ölçüm sayesinden şekli ve uzaklığı bilinen yapay yıldızın büyüklüğü

hesaplanabilmektedir. Modern fotodiyot dedektörler sayesinde bu saçak şiddetlerinin

doğru şiddet ölçümlerini yapmak ve saçak görünürlüğünü hesaplamak mümkün hale

gelmiştir.

Michelson’un duyarlı elektronik dedektörleri olmadığından o, ölçümlerini gözün

görme gücüne göre düzenlemiştir. Michelson 12 inch (30.72 cm)’ lik teleskobun önüne

ayarlanabilir iki yarıklı açıklık perdesi koyarak Jüpiter’in uydularının çaplarını

hesaplamayı başarmıştır. Michelson en az görünür olan saçakların yarık ayrımlarını ölçtü

ve uyduların çaplarını onların dairesel disk şeklinde ve birbirine yakın parlaklıkta

olduklarını varsayarak hesap etmiştir. Michelson’un bulduğu sonuçlar, büyük optik

teleskoplarla yapılan gözlemlerle uyuşmakta idi.

Birkaç dedektörlü bir düzenek kullanmak yerine ışınlardan bir tanesinin optik yol

uzunluğunu değiştirerek sadece bir dedektörle kompleks görünürlüğü hesaplamak

mümkündür. Optik yol uzunluğu değiştikçe girişim saçakları dedektörün önünden geçerek

taranırlar. Dedektördeki şiddet değişimlerini genliği ve fazı, lineer olarak kompleks

görünürlüğün genliği ve fazı ile ilgilidir. Çoğu modern interferometrelerde (girişim ölçer)

zamanla değişen şiddet değişimleri, kompleks görünürlük için genlik ve fazı vermeleri

açısından Fourier dönüşümüne tabi tutulurlar.

3.3 Çok Parçalı Michelson Yıldız Girişim Ölçeri (İnterferometresi)

1891 yılında Michelson interferometrik ölçümlerden, bir kaynak içindeki parlaklık

dağılımı hakkında bilgi elde edilip edilemeyeceği hakkında tartışmıştır. Bir çok farklı yarık

ayrımında saçak görünürlüğünün doğru ölçümler gerektirdiğini ve bunun kolay olmadığını

belirtmiştir. 60 yılı aşın bir süredir optik interferometri yıldız çaplarının bulunması ve çift

yıldızların bileşenlerinin ayırt edilmesi üzerine yoğunlaşmıştır. 1920 yılında A.A

Michelson ve F.G Pease (Şekil-3.3) de gösterilen “Çok parçalı Michelson yıldız girişim

ölçeri” ni inşa etmişlerdir.

Şekil-3.3.1: “Çok parçalı Michelson yıldız girişim ölçeri

Siderostat türü aynaların ayırması Michelsonun eski interferometrelerindeki yarık

ayrımı ile iş değerdir. 20 feet = 609.2 cm’nin üzerinde bir ayırma gücü elde etmek

mümkündür. Bu sayede bir çok büyük boyutlu yıldızın çapları bulunabilir. 50 feet = 1523

cm’lik siderostat ayırmaya sahip olan bir girişim ölçer 1930 yılında yapılmıştır. 40 feet =

1218.4 cm’lik optik teleskopun önüne 9 tonluk çeliğe bağlı aynalar yerleştirilmiştir. Bu

aleti çalıştırmak çok zor olduğundan bu aletle çok az astronomik ölçüm yapılabilmiştir.

Pease (1931) tarafından 20 feet’lik interferometreyle en son yapılan ölçümlerin tam listesi

Tablo-1 de verilmiştir. Açısal çaplar, saçakların yok olduğu ayna ayrıklığının sınır bir

değerinde hesaplanır. Bu ayna ayrıklığı Tablo-1 de gösterilmiştir ve beş yıldız için

doğrudan ölçülmüştür. Kalan iki yıldız Boo ve Tav daha kısa zeminlerde, bilinen

saçak görünebilirliğinin (görme gücünün) yaklaşık ölçümlerinden hesaplamıştır.

α α

Tablo-1 Wilson Dağı’nda 20 feet’lik interferometre ile elde edilen sonuçlar

Yıldız Adı Tayf Türü Ayna Ayrıklığı (cm) Açısal Çap

αBoo K1 III 24 020.0 ′′

αTav K5III 24 0.020

αOri M2I 10 0.048

14 0.034 β Peg M2I 22 0.021

αHer M5II 16 0.030

o Cet M6eIII 10 0.047

αSco M1 Ib 12 0.040

Ana belirsizlik, atmosferdeki kırpışmaların etkileriyle ortaya çıkmıştır. Saçak

görülebilirliğinin görüş kalitesiyle (seeing) çokça değiştiği gözlenmiştir. Görüş kalitesi az

olan yıldızlarda deneysel düzeltmelerin ortalaması çok fazladır. Ayırt edilemeyen

yıldızların bile saçak görüş kalitesi zeminin büyümesiyle azalır. İnterferometreyi

ayarlamanın zorluğu ve hem görüş kalitesinde, hem de saçak görülebilirliğini ölçme

sırasında yapılan hesaplamalardaki kişisel hatalardan dolayı interferometre, tam saçak

görülebilirliğinin değerini verme açısından güvenli ölçümler yapamamıştır. Diğer taraftan

herhangi bir gecede yapılan gözlemde birbirleriyle oldukça ilişkili ölçümler elde etmek ve

saçakların görülebilirliği sıfıra indiğinde aralığı hesaplamak da mümkün olmuştur. Ancak

buna rağmen, en son belirtilen ölçümler, görüş kalitesinin değişken ve bazen geniş

olmasından dolayı, saçak görülebilirliğinde azalmanın olduğu en uzun zeminlerde yapılsa

bile güvenilir olmamıştır. Michelson ve Pease (1921) tarafından Ori ’nin çapında ’lik

hata görülmüştür. Buna rağmen Tablo-1’deki 7 yıldız yıllarca incelenmiş ve buradaki

açısal çaplar incelendiğinde, önemli değişimlerin olduğu ortaya çıkmıştır. Bu değişimler de

standart (ort) hatanın ’den daha fazla olduğunu göstermektedir. Standart hatanın

α 1±

1.0±

değerinin zemin uzunluğunun arttırılmasıyla büyüdüğü düşünülmektedir. Sonuç olarak 20

feet (=609.2 cm) lik interferometre ile alına bu sonuçlar, tek yıldızların görünen çaplarının

ilk ölçümlerini temsil ederler ve dev yıldızların muazzam ölçümlerinin deneysel

belgesidirler. Ayrıca, geç tayf türündeki yıldızların saçaklık ölçekleri için gözlemsel

dayanak olarak kullanılmışlardır.

50 feet (=1523 cm)’lik interferometre ayarlanması çok zor bir alettir. Saçakların

yok olduğu anda aynaların ayrıklığının ayarlanması şöyle dursun, herhangi bir yıldız

üzerinde saçakların gözlemini yapmak bile çok büyük bir ustalık gerektirmektedir. Buna

ilaveten zemin uzunluğunun artmasıyla saçak görünebilirliğindeki çok keskin azalma ve

zayıf şartlar altında 20 feet’lik aletle görüş (seeing) ortalaması kayıt edilirse, 50 feet’lik

aletle görüşün etkileri hakkında ciddi şüpheler uyanmaya başlar. Yapısı (inşası)

bakımından ve ardışık başarısız sonuçlardan sonra dahi 50 feet’lik interferometre öğretici

olmuştur ve yıldız interferometrelerinin daha büyük ayırma gücü elde etmesinin

geliştirilmesinde önemli bir adımı temsil etmektedir.

3.4 Michelson İnterferometresinin Dezavantajları

Michelson interferometrelerinde karşımıza çıkan zorlukları özetleyecek olursak;

Kesin olarak en büyük zorluk, saçakların oluştuğu yerde yıldızdan noktaya iki

ışının aldığı yolun eşitliğinin korunmasıdır. İki yol arasında göreli zaman gecikmesi

olduğunda saçak görünebilirliği azalır.

Bu azalma otokorelasyon (otobağlantı) fonksiyonu, güç tayfının Fourier dönüşümü

olarak saptanan bir sabit rasgele değişen için, Wener-Kintchine teoreminden doğrudan

hesaplanır. Eğer uygun doğrulukta saçak görünebilirliği ölçmek istiyorsak iki ışın yolu

arasındaki farkın, ışığın bir dalgaboyuna eşit olarak sürdürülmesi gerekmektedir. Bu

durumda büyük bir aletin, yönlendirilmesi ve diğer aletsel özelliklerinin rahat

kullanılmamasından dolayı zorluklar meydana gelir. Dolayısıyla zemin genişletmek, alınan

ölçümler bakımından tatminkar olmayacaktır.

Saça

k gö

rüle

bilir

liği

T.10 sn-15

Şekil-3.4.1: Michelson interferometresinin iki ayrı yoldan gelen ışının arasındaki göreli

zaman gecikmesinden dolayı saçak görülebilirliğindeki azalma

Atmosfere ait kırpışmaların varlığından dolayı net ölçümler yapmak ikinci büyük

problemdir. Kırpışmalar görüşün ve rüzgarın hızla değişiminden büyük oranda etkilenirler.

Bu kırpışmalar genlikte, fazda ve ışığın aralıklı aynaya gelme süresi arasında rasgele

değişiklikler meydana getirir. Ayrıca aletin kendi kırpışmaları da görüş kalitesini olumsuz

yönde etkilemektedir.

Bu engeller karşısında daha geniş ve daha duyarlı interferometrelerin geliştirildiği

bilinse de, modern tekniklerle henüz ne kadar bu engellerin üstesinden gelinebileceği açık

değildir. Wilson Dağı’nda yapılan çalışmalardan beri, büyük bir alete doğru iki ayrı

yoldaki ışığı eşit olarak korumayla ilgili karşılaşılan problemi sadeleştiren “Servocontrol”

tekniğinde ilerlemeler olmuştur (Servocontrol: hareket üreten mekanizmayı kontrol). Çok

hızlı değişen saçak şekillerini gözleyebilmek için fotoelektrik fotometre tekniği

kullanılabilmektedir. Buna ilaveten atmosferik kırpışımlar üzerinde sürdürülen çalışmalar

da işin iyi bir yanıdır.

P Hanbury Brown, atmosferik dalgalanmaların Michelson ve Pease’nin yıldız çapı

hesaplamalarında % 10≈20’lik bir hataya sebep olduğunu tahmin etmiştir. Brown

Navarro’da daha farklı bir girişim ölçer, yoğunluk interferometresi kullanarak daha doğru

ölçümler elde etmiştir. Şimdi yoğunluk interferometresini inceleyelim;

4. YOĞUNLUK İNTERFEROMETRESİ

Yoğunluk interferometresi, Michelson interferometresinden tabandan ayrılır.

Aralarında mesafe olan iki aynanın aldığı ışık beraber getirilemez. Bu, optik girişim

üretmek içindir. Fakat aslında girişim elektriksel olarak gerçekleştirilmektedir. Şekil-4.1,

bir yoğunluk interferometresinin oldukça basitleştirilmiş bir halini göstermektedir. İki

fotoelektrik dedektörü tarafından (P1 ve P2) yıldızdan gelen ışık alınır. Dedektörden dışarı

çıkan akım kısmen dalgalanır. Bu, anlık yıldız ışığının yoğunluğundaki dalgalanmalardan

ve akımların kendilerinde bulunan rasgele istatistiksel dalgalanmalardan dolayıdır. İki

özdeş geniş çizgi filtreleri (f1 ve f2) bu dalgalanmalardan bir frekans çizgisi seçer ve

onların çıktıları bir korelatöre alınır. Korelatör, iki ayrı dalgalanmaya sahip voltajı

birbiriyle çarpar ve uygun zaman aralıklarında ortalaması alınan çarpımları ölçer.

Şekil-3.4.1: Yoğunluk interferometresinin birleştirilmiş şekli

Bu çarpım ya da korelasyon, iki dedektör arasındaki ayrıklığın bir fonksiyonu

olarak daha sonra ölçülür. Bu ölçümlerden yıldızın açısal çapını bulmak mümkündür.

Bu tekniğin arkasındaki temel düşünce, eğer iki ayrılmış noktada olan ışığın

arasındaki bağlılık (soherence) varsa, aynı zamanda bu noktalarda oluşan yoğunluğun

dalgalanmaları arasında da bir korelasyon vardır. Yoğunluk dalgaları arasındaki normalize

edilmiş korelasyon basitçe, bağlılığın derecesinin karesiyle ve buradan saçak

görülebilirliğinin karesiyle orantılıdır. Eğer zemin uzunluğunun bir fonksiyonu olarak

normalize edilmiş korelasyonu ölçüyorsak sonuç, kaynaktan gelen yoğunluk dağılımının

Fourier dönüşümü modülünün karesi olacaktır.

4.1 Yoğunluk İnterferometresinin Michelson İnterferometresine Göre Avantajları

Michelson interferometresi ile bir yoğunluk interferometresi karşılaştırıldığında,

yoğunluk interferometresinin başlıca avantajı çok fazla mekanik duyarlılık ihtiyacı

gerektirmeksizin çok uzun zemin kullanımı mümkündür. Ayrıca atmosferik kırpışmadan

çok fazla etkilenmiyor. Bu yoğunluk interferometresinde iki ışın yolu alırken karşılaşılan

gerek zaman gecikmesi, aynı korelasyon kaybına sahip Michelson interferometresine göre

kabaca birmilyon kere daha büyük olabilmektedir. Ayrıca yoğunluk interferometresinin

şaşırtan özelliği, kurulmasının kolay ve çok uzun zeminli çalıştırılmasının mümkün

olmasıdır.

Yoğunluk interferometresinin ikinci büyük avantajı, atmosferik kırpışmaların

etkisinden bağımsız olmasıdır. Bu, Hanbury Brown ve Twiss (1958) tarafından

tartışılmıştır. Onların tartıştığı konu, aletteki geniş yansıtıcılar sayesinde açısal

kırpışmaların etkilerinin ihmal edilebilir derecede küçük olması idi. Rasgele faz

gecikmelerinin etkisi, iki dedektörde oluşan sinyallerin arasındaki zaman gecikmesinde

rasgele bir değişken tarafından temsil edilir. Bu dalgalanmaların yaklaşık 3x10-3 sn yi

aştığı da tartışılmıştır. Elektriksel çizgi genişliğinin karşılığı ile (10-8 sn) kıyaslandığında

çok küçük oldukları için tahminen ölçülen korelasyonu azaltmayacaklardır. Bu teorik

sonuç Narrabi deki interferometre ile yapılan pratik deneyle desteklenmiştir.

4.2 Yoğunluk İnterferometresinin Dezavantajı

Yoğunluk interferometresinin başlıca iki dezavantajı vardır. İlki, alet oldukça

duyarsızdır ve çok geniş ışın toplayıcılarına gereksinim duymaktadır. İkinci olarak soğuk

yıldızlarda çalışması tatminkar değildir. +3 kadirden daha parlak tüm yıldızlar ölçülmek

isteniyorsa çap olarak 10 m’den daha büyük yansıtıcılara ihtiyaç duyulmaktadır. Narrabi

interferometresi çapı 6.5 m olan aynalara sahiptir ve bu alet parlaklığı +2.0 kadirden daha

parlak yıldızlar için sınırlıdır.

Şekil-4.2.1: Narrabi Gözlemevi’ndeki interferometrenin genel bir şekli.

5. MODERN OPTİK İNTERFEROMETRİ

İlk çift teleskoplu optik interferometre 1974 yılında A. Labeyne tarafından Nice

rasathanesinde küçük teleskoplardan alınan ışın demetleri kullanılarak inşa edilmiştir.

Bunu “Mark I” prototip interferometresinin inşası takip etmiştir ki bu interferometre, yer

atmosferindeki dalgaların meydana getirdiği faz değişimlerini ölçen optik dedektörler ve

mekanik kontrol sistemleri içermektedir.bu dalgalanmalar, atmosferdeki türbülans ve yerel

yoğunluk değişimlerince meydana gelir. Uzak kaynaktan gelen ışın, açısıyla kırılarak

kadar yer değiştirir (Şekil-5.1). deneysel ölçümler göstermiştir ki hem δθ daki hem

optik yol uzunluğundaki inişli çıkışlı dalgalanmalar 5 ms kadar olabilmektedir. δ daki

dalgalanma genelde interferometrenin taban alanından çok daha düşüktür ve aletin

performansını etkilemez. İnterferometrik amaçlar için atmosfer başarıyla bir faz

ekranıymış gibi modellendirilebilir (Şekil-5.2). ve deki değişimler bilgisayarca

kontrol edilen eğik aynalarla, ışık kaynağı araştırılarak elimine edilebilir. I

δθ

aδ

a

Aδθ Bδθ

A ve IB optik yol

uzunluklarında ki değişimler bilgisayar kontrolündeki gecikme çizgileri ile azaltılabilir

ama tamamen elimine edilemez. 1984 de Cambridge’ den bir gurup araştırmacı Mavna

Keq’daki 88 inc (=225,3 cm) lik teleskop üzerine açıklık maskesi yerleştirerek ilk kez

Jennison’un kapanma fazını optik dalgaboylarında ölçmeyi başarmışlardır ve saçak

yapısını elektronik olarak kaydetmişlerdir.

Şekil-5.1: Işığın atmosferde kırınımı

Şekil-5.2: İnterferometrik amaçlar için atmosfer başarıyla bir faz ekranıymış gibi

modellendirilebilir.

5.1 Temel Optik İnterferometrik Teleskop Çeşitleri

5.1.1 Cambridge Optik Açıklık Sentez Teleskobu Coast

1988’de Cambridge’de bulunan Optik Açıklık Sentez Teleskobu (COAST)’nun

inşası başlamıştır. Bu aletin şeması Şekil-5.1.1.1’de gösterilmektedir.

Şekil-5.1.1.1: Cambridge’de bulunan Optik Açıklık Sentez Teleskobu

Dört adet 400 mm’lik teleskop aynasından gelen ışın demetleri birleştirilir ve saçak

görünürlüğü, görünür ve kırmızı öte bölgede ölçülür. Bugünlerde beşinci teleskop, alete

eklenmektedir. Bu teleskoptan gelen ışın, teleskop 1’deki ışının yerini değiştirebilir (Şekil-

5.1.1.1). her teleskoba gelen ışık ana binaya H noktasından girer. Teleskop 1.4’ten gelen

ışın demetleri A.D adı verilen bilgisayar kontrollü modül aynalardan sırasıyla yansıtılır. Bu

aynalar kaynaktan olan optik yol uzunluğundaki farkları telafi ederler. Demetler daha sonra

ya E noktasına yerleştirilmiş olan dichroic yansıtıcıdan kırmızı öte demet birleştirici

cihaza, ya da F noktasına yerleştirilmiş olan dichroic’lerden görünür (kırmızı ışık) demet

toplayıcı cihaza yansıtılır. Dichroic’ler mavi ışığın her teleskop içindeki eğik aynaları

kontrol eden otoklavuz sistemine geçişine izin verir. (* Bu dichrarch’ler kırmızı ve kırmızı

öte ışığı yansıtır ama mavi ışığı geçirgendir)

Şekil-5.1.1.2 ve Şekil-5.1.1.3: 13 ve 28 Eylül 1995’te alınan ölçümlerden Capellanın

görüntüsü. Görüntü, bu çift yıldızın periyodunun 15 gün olduğunu açıkça göstermektedir.

J.A Anderson Güneş sistemi dışındaki bir objenin ilk interferometrik ölçümü 1920 yılında

Michelson interferometresini kullanarak yapmıştır. Anderson, Capella çift yıldızın yörünge

hareketini tayin etmiştir. 1995’te Capella, ayrık element interferometre ile görüntülenen ilk

obje olmuştur.

5.1.2 Navy Prototip Optik İnterferometre (NPOI)

Wilson Dağındaki Navy Prototip Optik İnterferometre (NPOI) astrometrik dizisi,

son günlerde birkaç sayıda görüntü üretmiştir. Yakın gelecekte bu dizi tamamen kullanılır

hale gelecektir. Bu dizi, çok yüksek doğrulukta güvenilirlilik genliği ve görünür

spektrumdaki 32 dalgaboyu bandında ölçüm yapabilmektedir. Gözlemler genellikle

dördüncü kadirden daha parlak kaynaklarla, ekseriyetle demet sıkıştırıcı sistem

yokluğundan ve kullanılan dar spektral kanallardan dolayı sınırlı kalmaktadır.

NPOI dizisinin yüksek spektral ayırma gücü, geniş taban alanlı ve yüksek doğruluktaki

ölçümleri, parlak yıldızların yüzeysel yapıları ve yıldıza ait çapın ölçülmesi ve de çift

sistemlerin tam yörünge tespitini mümkün kılmaktadır. NPOI’da önerilen demet sıkıştırma

sistemi geniş açıklıkların kullanılmasına izin vermektedir. Bu, çok uzun dalgaboylarında

ölçüm yapan aletin duyarlığını büyük ölçüde arttırır. NPOI dizisinin geometrisi

değiştirilebilir taban uzunluğu için idealdir ve kompleks kaynakların yüksek çözünürlükte

görüntülenmesini sağlar.

5.2 İnşaat Halindeki İnterferometreler

İnşaat halindeki çoğu görüntüleme interferometre dizileri için COAST ve NPOI’ya

göre daha yüksek duyarlıkta, 1~10 mas ayırma gücü amaçlanmaktadır. Keck ve VLTI

interferometreleri bunlara iki örnektir. Her ikisi de çok geniş alelade optik teleskop

grupları etrafına kurulmuştur. Bu iki interferometre yoğun, kaynakların gözlemleri için

uygundur ancak kompleks kaynakların doğru haritasını oluşturmak için yeterli değildir.

5.2.1 Keck İnterferometresi

KECK interferometresini biraz daha yakından izleyecek olursak;

Başlangıçta ikiz KECK teleskopları 85 m ayırma ile iki-elemanlı interferometre

oluşturacaklardır. İki adet 10 m’lik teleskobun ışın toplama özelliği ile oluşturulan

interferometre, 85 metrelik bir teleskobun açısal ayırma gücünü verir. Bu da tek bir Keck

teleskobun 8.5 katı demek oluyor. Aletin görüntü kapasitesini geliştirmek için Nasa, iki

KECK teleskobu etrafına 4 adet 1.8 metrelik teleskop eklemeyi önermektedir. Bu

teleskoplar KECK’lerin yalnız başına oluşturduğu seyrek açıklıklardaki boşlukları

kapayacaktır. Karmaşık bir optik sistem, 6 teleskop tarafından eş zamanlı olarak alınan

ışığı tam olarak birleştirecektir. Bu optik sistem her milisaniyede birkaç kez değişen ve

0.01 mikron (2.56 cm’nin 0.4 milyonda biri) hassaslığında kusursuz bir bilgisayar kontrolü

tarafından hareket ettirilen aynalar içermektedir. Çok büyük bir teleskopla yapılabileceği

gibi de birkaç teleskoptan gelen ışığı birleştirerek sentezlenen görüntü açık sentezi

görüntülenmesi olarak bilinir.

Şekil-5.2.1: KECK İnterferometresi

KECK interferometresi projesi California İnstitute of Technology, Jet Propulsion

Laboratuarı ve California Association for Reserch in Astronomy işbirliğinin ürünüdür ve

2002’de tamamlanması beklenmektedir.

5.2.2 Chara Dizisi

Yer tabanlı yüksek ayırma güçlü görüntüleme dizilerinden en umut verici olan

CHARA dizisi halen inşaat halindedir. Bu alet 600 m’ye kadar ayırma yapabilen ve 2.0

mas çözünürlükle basit kaynakların görüntülenmesine olanak sağlayan 7 adet sabit

teleskop içermektedir. Diğer bir önerilen alternatif, 500 m’ye kadar taban alanlı 15

hareketli teleskoptan oluşan İngiliz yapımı dizidir. Daha büyük sayıdaki teleskoplar daha

fazla kompleks kaynağın görüntülenmesine olanak sağlar. Bu aletin ilk amacı, ekstra

galaktik karadeliklerin içinde olan madde spirallenmesinin yakın kırmızı öte

görüntülenmesini elde etmek olacaktır.

5.2.3 Space Technology 3 Projesi

Bir başka büyük proje ise Space Technology 3 (ST3) projesidir. ST3 öyle bir

teknolojidir ki, 2 km öteden bir insanın tek bir tel saçına odaklandığında, 1 sn içinde saçın

ne kadar büyüdüğü gözlenebilir. Bunu nasıl yapacağına deyinecek olursak; İki ST3 uzay

aracı

Güneş’in

yörüngesinde

, bir bakıma

Dünya’nın

arkasından,

Dünya’yı

takip ederek

dolanacaktırl

ar. Her uzay

aracı bir

teleskop

aynası

taşıyacaktır.

Her teleskop

aynası

gözlenmek

istenen

yıldıza

döndürülecek

ve iki

aynadan

gelen yıldız

ışığı

mükemmel

bir görüntü

yaratmak için

birleştirilerek

Dünya’ya

gönderilecekt

ir. Lazer

ışınları iki

uzay aracını

tam olarak

hizaya

getirerek tek

bir yapıymış

gibi

davranmaları

nı

sağlayacaktır

. Eğer yıldızı

tek bir

teleskopla bu

teknoloji

kullanılmaksı

zın

görüntüleme

k isteseydik,

o zaman

teleskobumu

zun aynası bu

iki uzay aracı

arasındaki

mesafe kadar

olması

gerekirdi ki

bu iki uzay

aracı

arasındaki

mesafe 1

km’den biraz

fazla

olacaktır. Bu

teknolojiden

elde edilecek

görüntü çok

keskin

olacaktı öyle

ki yıldızın

ufacık bir

hareketi bile

algılanabilec

ektir.

Şekil-5.2.3.1: ST3 İnterferometre Teknolojisi

Peki yıldızların sallanma hareketi neden bizim için önemlidir?

Bir yıldızın küçük bir sallantısı, bu yıldızın yörüngesinde dönen bir gezegenin

varolduğu anlamına gelmektedir.

Bu inanılmaz teknolojinin gelecekte çok önemli uzay projelerinde, özellikle

gezegenimize benzer gezegenler bulmada kullanılacağı tahmin edilmektedir.

6. SONUÇ

Optik interferometri (girişim ölçme yöntemi), bir yüzyıldan daha önce astronomik

ölçüm tekniği olarak önerilmiştir ancak kendi potansiyelini genişletme için gereken

teknoloji yeni yeni gelişmektedir. Bugünkü deneysel diziler, alelade yer ve uzay tabanlı

teleskoplardan daha yüksek ayırma gücü ile görüntü üretebilmektedir. Ne yazık ki

atmosferik etkiler, bugünkü diziler ve 10’uncu kadirden daha zayıf gök cisimlerinin

görüntülenmesini güçleştirerek, kullanışlı aralık ölçüsünü ve integrasyon zamanını

sınırlandırmaktadır. Optik interferometri için en büyük bilimsel potansiyel, yerel yıldız ve

yıldız sistemler ile ilgili çalışmalar gibi gözükmektedir. Uzun taban alanlı optik

interferometri yıldıza ait yüzeylerin görüntülenmesi için mümkün olan en uygun tekniği

ifade etmektedir ve gaz devlerinin gözlemlerinin planlanması ile uzun periyotlu değişen

yıldızlar ve yıldız astrofiziğini anlamamızı geliştirmeye uygundur.

Prototip olarak tasarlanan her optik dizi açıklık sentezi görüntülenmesine olanak

sağlar fakat kompleks kaynakların haritalanmasında pek kullanışlı değildir. Eğer

astronomik optik interferometrinin tüm potansiyeli anlaşılırsa, gelecekteki diziler, bir alan

üzerine, iyi atmosferik koşullar altında, daha da çok teleskobun birleştirilmesiyle

oluşturulacaktır. Bugünkü optik dizilerden elde edilen tecrübe ileri sürmektedir ki yakın

gelecekte, kırmızı veya kırmızı öte dalgaboyuna duyarlı interferometre kompleks

görünürlülük yaklaşımıyla çalıştırılarak büyük başarılar elde edecektir.

KAYNAKLAR

- Walker G., 1987, “Astronomical Observations”, Cambridge Univ.

Press, Cambridge.

- Brown H.R., 1968, Ann Rew A & Ap, 6, 13

- Ertaş İ., 1977, Denel Fizik Dersleri, Cilt II, Ege Ünv. Matbaası, Bornova-İZMİR.

- http://spaceplace.jpl.nasa.gov/ds3fact1.htm

- http://huey.jpl.nasa.gov/keck/publicwww/overview/index/htm