مقياس التداخل الفلكي هو عبارة عن مجموعة من التليسكوبات المنفصلة أو شرائح مرايا أو هوائيات التلسكوب الراديوية تعمل معا كمقراب واحد لتوفير صور عالية الدقة للأجسام الفلكية مثل النجوم والسدم والمجرات بأستخدام تقنية قياس التداخل. ميزة هذه التقنية هي أنه يمكن أن تنتج نظريا صور لها استبانة زاوية لتلسكوب ضخم مع فتحة هوائي تساوي المسافة الفاصلة بين التلسكوبات المكونة. العيب الرئيسي لهذة التقنية هو عدم تمكنها من جمع ضوء كما تفعل مرآة مصقولة كاملة. وبالتالي فإنها مفيدة أساسا لتحسين استبانة الأجسام الفلكية الأكثر سطوعا، مثل النجوم الثنائية المتقاربة. وثمة عيب آخر هو أن حد الحجم الزاوي الأقصى لمصدر الانبعاث القابل للكشف يقتصر على الفجوة الدنيا بين أجهزة الكشف في مصفوفة التداخل[2][3]. ويستخدم مقياس التداخل على نطاق واسع في علم الفلك الراديوي.ويمكن أن ينتج مقاييس التداخل الفلكي صورا فلكية عالية الاستبانة من أي نوع آخر من التلسكوبات.
أبسط تصميم لمقياس التداخل الفلكي ترتيب الهوائيات بترتيب مكافئ لقطع المرآة، ماينتج مقراب عاكس كامل مجزاء بفتحة متفرقة. وفي الواقع أن الترتيب المكافئ للمرايا ليس مهما، طالما أن أطوال المسار البصري من الجرم الفلكي إلى المركب الشعاعي (البؤرة) هي نفسها التي يمكن الحصول عليها في حالة المرآة الكاملة.بدلا من ذلك، فإن معظم المصفوفات الحالية تستخدم هندسة مستوية، وتستخدم الهندسة الكروية في مصفوفة أنطوان لابيري (هيترتيليسكوب). حيث أقترح أنطوان لابيري وضع التليسكوبات الفردية في ترتيب كروي. وهذه الهندسة تقلل من مقدار تعويض طول المسار المطلوب عند إعادة توجيه مصفوفة التداخل.[4]
مقالات ذات صلة
مراجع
- "ESO's VLT Takes First Detailed Image of Disc around Young Star". ESO Announcements. مؤرشف من الأصل في 14 يناير 2018.
- Monnier, John D (2003). "Optical interferometry in astronomy" ( كتاب إلكتروني PDF ). Reports on Progress in Physics. 66 (5): 789–857. arXiv:. Bibcode:2003RPPh...66..789M. doi:10.1088/0034-4885/66/5/203. مؤرشف من الأصل ( كتاب إلكتروني PDF ) في 1 مايو 2012.
- "Archived copy" ( كتاب إلكتروني PDF ). مؤرشف من الأصل ( كتاب إلكتروني PDF ) في 14 أكتوبر 2016.
- Laboratoire pour l’Interférométrie Stellaire et Exoplanétaire: Hypertelescope - تصفح: نسخة محفوظة October 6, 2016, على موقع واي باك مشين.