برای دستیابی به وضوح بیشتر تصاویر نجومی به تلسکوپ‌هایی با آینه‌های بزرگ‌تر احتیاج است، اما ساخت تلسکوپ‌های بزرگ بسیار پرهزینه است. ترکیب تلسکوپ‌های چند سانتی‌متری یا چند متری، روشی که به آن «تداخل‌سنجی نوری» می‌گویند، می‌تواند دانش ما را نسبت به ساختارهایی که به وضوح بیشتر نیاز دارند حل کند. به عنوان مثال، مطالعه‌ی نواحی داخلی قرصهای پیش‌سیاره‌ای وتخمین دقیق قطر ستاره‌ها پیش از ورود تداخل‌سنج‌ها امکان‌پذیر نبود.
شکل ۱: خط مشکی بیس‌لاین مشخصی از دو تلسکوپ ترکیبی را نشان می دهد که بر زاویه‌ی محلی مشخصی از جرم مورد رصد در آسمان منطبق شده است.
یکی از مهمترین تداخل‌سنج‌های موجود در جهان تداخل‌سنج «تلسکوپ بسیار بزرگ» (VLTI) در پارانال شیلی است که از چهار تلسکوپ هشت متری تشکیل شده است. به فاصله هر دو تلسکوپ در آرایه‌ی تداخل‌سنجی بِیس‌لاین (Baseline) گفته می شود. با توجه به محل و جهت جرم مورد نظر در آسمان، تلسکوپ‌ها به همان سمت جهت داده می‌شوند و بیس‌لاین هم بالتبع به سمت جرم جهت داده می‌شود. هر بیس‌لاین بسته به جهتی که دارد می‌تواند درباره‌ی زاویه‌ی محلی جرم اطلاعات بدهد. به عنوان مثال اگر جرم مورد نظراز دید ناظر زمینی بیضوی باشد دو بیس لاین در جهت عمود بر یکدیگر می‌توانند اطلاعات در مورد قطر بزرگ و کوچک جرم به ناظر زمینی بدهند. شکل ۱ بیس‌لاین مشخصی را نشان می‌دهد که بر زاویه‌ی محلی مشخصی از جرم منطبق شده است.
شکل ۲: آزمایش یانگ
حاصل ترکیب نور هر دو تلسکوپ فریزهای تداخلی هستند. این فریزهای تداخلی اولین باردرآزمایش یانگ که برای اثبات موجی بودن نورانجام شد، دیده شد. مطابق شکل ۲، پرتوهای تابشی ورودی بعد از عبور از دو روزنه‌ی بسیار کوچک که در فاصله‌ی مشخصی از یکدیگر قرار گرفته‌اند، فریزهای تداخلی در محل آشکارساز ایجاد می‌کنند. اگر تداخل امواج سازنده باشد (به این معنا که فاز دو موج ورودی یکسان باشد) یکدیگر را تقویت می‌کنند و اگر تداخل ویرانگر باشد یکدیگر را خنثی می‌کنند. این آزمایش را اساس روش تداخل‌سنجی است که بعدها به صورت گسترده‌ای مورد توجه قرار گرفته است. یکی از نخستین تداخل‌سنج‌های نجومی ساخته شده، تداخل‌سنج مایکسون است که توسط آلبرت مایکلسون در رصدخانه‌ی مونت ویلسون ساخته شد تا بر روی تلسکوپ ۱۰۰ اینچی گذاشته شود. با این تداخل‌سنج برای نخستین بار در سال ۱۹۲۰ قطر ستاره‌ی ابط‌‌الجوزا اندازه‌گیری شد. در این تداخل‌سنج نور ورودی توسط یک جداکننده به دو بازوی مجزا تقسیم می‌شود. نور در این دو بازو بعد از انعکاس توسط دو آینه با یکدیگر ترکیب می‌شوند و فریزهای تداخلی بر روی آشکارساز تشکیل می‌دهند. شکل ۳ ساختار یک تداخل‌سنج مایکلسون را نشان می دهد.
شکل ۳: تداخل‌سنج مایکلسون بر تلسکوپ ۱۰۰ اینچی مونت ویلسون
شکل ۴: ساختار یک آرایه‌ی تداخل‌سنج
شکل ۴ ساختار یک تداخل‌سنج را نشان می‌دهد. پرتوهای تابشی از جرم آسمانی مورد نظر به دو تلسکوپ که در فاصله‌ی مشخصی از یکدیگر قرار گرفته‌اند می‌رسند. بسته به اینکه در چه بازه‌ای از طول موج قصد داریم جرم را رصد کنیم ابزاری که نور دو تلسکوپ را ترکیب می‌کند متفاوت است. به عنوان مثال، ابزار «وگا» (VEGA) که نور رسیده به تلسکوپ‌های موجود درکوه‌های مونت ویلسون (آرایه‌ی تداخل‌سنج چارا) را ترکیب می‌کند در بازه‌ی طول‌موجی مرئی (۶۰۰ تا ۸۰۰ نانومتر) کار می‌کند. آرایه‌ی چارا از ۶ تلسکوپ ۱ متری تشکیل شده است که فاصله‌ی بین آن‌ها به ۳۰۰ متر هم می‌رسد. از آنجا که با افزایش بیس‌لاین وضوح تداخل‌سنج افزایش پیدا می‌کند، ابزار وگا بالاترین وضوح (۰.۳ ثانیه قوسی) را در بین تداخل‌سنج‌های موجود در جهان دارد. ابزار وگا نور۲ تا ۴ تلسکوپ را می‌تواند همزمان ترکیب کند. با استفاده از این ابزار می‌توان قطر ستاره‌های جوان را تخمین زد و گاز موجود در فواصل کسر واحد نجومی از این ستاره‌ها را می‌توان به خوبی مورد مطالعه قرار داد. در بازه‌ی طولموجهای فروسرخ نزدیک در محدوده‌ی ۲ میکرون تا ۳ میکرون می توان از تداخل سنج «آمبر» (AMBER) نام برد که نور رسیده به تلسکوپ‌های موجود در پارانال شیلی به نام «وی ال تی آی» (VLTI، شکل ۷) را با یکدیگر ترکیب می‌کند. این ابزار نور ۳ تلسکوپ را با هم ترکیب می‌کند. وضوح زاویه‌ای این ابزار حدود ۳ ثانیه قوسی است و می‌تواند گاز اطراف ستاره‌های جوان را تا فواصل تقریبی ۵ واحد نجومی مورد مطالعه قرار دهد و توزیع آن‌ها را مشخص کند. در بازه‌ی طولموجهای فروسرخ میانه در محدوده ۸ میکرون تا ۱۳ میکرون می‌توان از ابزار «می‌دی» (MIDI) استفاده کرد که نور رسیده به تلسکوپ‌های VLT در پارانال شیلی را با یکدیگر ترکیب می‌کند. این ابزار نور ۲ تلسکوپ را ترکیب می‌کند که به علت ساخت تداخل‌سنج جدیدی به نام مَتیز (MATTISE) در سال جاری از آن استفاده نخواهد شد. متیز در سال ۲۰۱۷ آغاز به کار خواهد کرد و در بازه‌ی امواج فروسرخ کار خواهد کرد. با استفاده از ابزار می‌دی می توان غبار موجود در قرصهای پیش‌سیاره‌ای را که در طول‌موج فروسرخ تابش می‌کنند و منجر به تشکیل پیش‌سیارات می‌شوند، رصد کرد. در طولموجهای رادیویی در محدوده‌ی میلی‌متر و سانتی‌متر می‌توان از آرایه‌ی «آلما» (ALMA) و «آرایه‌ی بسیار بزرگ» (VLA) استفاده کرد. آلما (تصویر بالای صفحه، از Xinhua /Landov / Barcroft Media) از ۵۰ تلسکوپ رادیویی ۱۲ متری تشکیل شده است که با آن می‌توان به بیس‌لاین‌های ۱۲ کیلومتری دست یافت. با استفاده از این ابزار می‌توان ساختارهای گسترده را تصویرسازی کرد و اطلاعات جامعی راجع به اولین کهکشان‌ها و ستاره‌های تشکیل شده در عالم به‌دست آورد. با استفاده از این ابزارهمچنین می‌توان مستقیم از مراحل شکل‌گیری سیارات تصویربرداری کرد.
شکل ۵: نمودارهای کمیت دید
همان‌طور که پیش‌تر بیان شد حاصل ترکیب پرتوهای تابشی دو تلسکوپ فریزهای تداخلی هستند که با اندازه‌گیری دامنه‌ی این فریزها بر حسب بیس‌لاین‌های مختلف که فواصل بین هر دو تلسکوپ هستند، می توان کمیتی به نام «دید» (Visibility) را به دست آورد. این کمیت اندازه‌ی جرم مورد نظر در آسمان را تخمین می‌زند. کمیت دید، بخش حقیقی یک تابع پیچیده است که این تابع خود در حقیقت تابع انتقال فوریه شدت تابش جرم موجود در آسمان است. کمیت دید بر حسب بیس‌لاین یا طول موج رسم می‌شود و بسته به اندازه‌ی جرم از ۰ تا ۱ تغییر می‌کند. مطابق شکل ۵ (چپ)، اگردید برابر ۱ باشد نشان می‌دهد که ۱۰۰ درصد نور ورودی به تلسکوپ همگن بوده است که این به معنای وجود یک جرم نقطه‌ای است که نمی‌توان قطر آن را اندازه گرفت. مطابق شکل ۵ (راست)، اگر دید بین ۰ و ۱ باشد نشان می‌دهد که قسمتی از نور ورودی ناهمگن بوده است که ناشی از وجود اطلاعات در مورد یک جرم گسترده است و می توان اندازه جرم را تخمین زد.
شکل ۶: نمودارهای فاز فریزهای تداخلی
کمیت دیگری که در تداخل‌سنجی بسیار پر‌اهمیت است محاسبه‌ی فاز فریزهای تداخلی است. فاز فریزها در حقیقت بخش مجازی تابع پیچیده‌ای است که در بالا ذکر شد. ازاین کمیت می‌توان در بررسی اینکه جرم رصد شده و محیط اطرافش متقارن است یا نامتقارن استفاده کرد. متاسفانه از آنجا که طول موج‌های کوتاه بسیار تحت تاثیر اغتشاشات جوی هستند، فریزها حرکت زیادی دارند که این باعث می شود اندازه گیری فاز فریزها غیرممکن شود. روشهای متفاوتی انجام شده است تا بتوان بر این مشکل غلبه کرد. یکی از بهترین روش‌ها اندازه گیری مجموع فاز حداقل سه تلسکوپ ترکیبی است که در این روش فاز ناشی از تلاطمات جوی در این ترکیب حذف خواهد شد. به این فاز، فاز مجموع (Closure) می‌گویند. فاز مجموع بر حسب درجه است. با توجه به شکل ۶ (چپ)، فاز ۰ به این معناست که جرم مورد رصد و محیط اطرافش متقارن هستند و هر چه انحراف فاز از ۰ بیشتر شود (مطابق شکل ۶ راست) احتمال نامتقارن بودن شیء نیز بیشتر می شود.
تداخل‌سنج‌های موجود در جهان قادر هستند در طیف‌های مختلف با وضوح بالا مناطقی را که تا به حال معما بوده‌اند رصد کنند. روش تداخل‌سنجی یک روش بسیار جدید است که توجه بسیاری از منجمان را به خود جلب کرده است. این روش تا حدی وضوح تلسکوپ را افزایش می‌دهد که حتی می توان قطر یک ستاره در فاصله ۱۰۰ پارسکی را با آن اندازه گیری کرد (فراموش نکنید که ستاره‌ها حتی در بزرگترین تلسکوپ‌های جهان نیز همچنان نقطه‌ای دیده می‌شوند).
شکل ۷: آرایه‌ی تداخل‌سنج VLTI در شیلی
گردآوری: نرگس جامی
عالی استفاده کردم-مرسی
سلام، خیلی ممنون از این مقاله‌ی خوب و جامع. ممکنه کمی بیشتر درباره‌ی متقارن یا غیر متقارن بودن جرم رصد شده (که از طریق فاز فریزها باید اندازه‌گیری شود) توضیح دهید؟ منظور از متقارن بودن جرم چیست؟
ممنون.