13 Mayıs 2018 Pazar

İnterferometre (Girişim Ölçer) Nedir?

İnterferometre (Girişim Ölçer) Nedir?
Girişimölçer ya da İnterferometre ışığın girişim özelliğinden faydalanılarak çok küçük mesafelerin ve maddelerinin kırılma indislerinin ölçümünde , saydam cisimlerin yüzeylerinin düzgünlüğünün kontrolünde,çok küçük hareketlerin ölçülmesinde ve yıldızların yarıçaplarının belirlenmesinde kullanılan bir ölçü aletidir.

Girişim nedir?

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. Bu olayın esas prensibi, su dalgalarında da görülebilir.

Girişim olayı şekildeki gibidir

Girişim ölçme yöntemini anlayabilmek için Thomas Young’ın çift   yarıkta girişim deneyini (1801) hatırlayalım. 
Yol farkının ölçümü; Burada Δs=d.sinθ yazabiliriz. Sinθ=x/D olur. Δs=d/D.x m=±1,±2,± 3,… olmak üzere; Δs=mλkoşuluna uygun noktalar aydınlık saçak, Δs=(2m+1). λ/2 koşuluna uygun noktalar ise karanlık saçakları oluşturur.
 (a) Young deneyinde yol farkının hesabı hakkında, (b) Perde de girişim saçakları


İnterferometrenin kısaca tarihi;


İlk interferometre 1878 yılında Albert Abraham Michelson tarafından avrupada yapılmıştır. İnterferometrenin icat edilmesindeki amaç; . Dünyanın hareketinin, ışık hızının ölçümündeki etkisini belirlemek ve ışık hızını bulmaktı.
Michelson, Profesör E. W. Morley' le birlikte interferometre'yi kullanarak ışığın bütün dahili sistemlerde aynı hızda ilerlediğini ve esir denen ortamın olmadığını göstermiştir.
interferometre ayrıca istenilen mesafeyi dalgaboyu cinsinden büyük bir duyarlılıkla ölçmek içinde kullanılıyordu.

***Michelson,1907’de nobel fizik ödülünü aldı.

MİCHELSON İNTERFEROMETRESİ 

Günümüzde kullanılan girişim ölçerlerin hepsi Michelson İnterferometresinin çalışma prensibi ile aynıdır. Bu interferometreyi inceleyelim. 

Alet, ön yüzeyleri gümüşlenmiş ve düzlemleri birbirine dik olacak durumda yerleştirilmiş A ve A’ düzlem aynaları ile aynı camdan eşit kalınlıkta özenle yapılmış C ve C’ cam levhalarından oluşmuştur. C ve C’ levhalarının düzlemleri A ve A’ aynalarının düzlemleri ile 45º açı yapacak konumdadırlar. K ışık kaynağından çıkan ve F fantı ile sınırlanan ince ve tek renk 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 A’ ve 2 ışını A aynasında yansıdıktan sonra O noktasında tekrar birleşerek D dürbününe girerler. C’ cam levhası, her iki ışının optik yollarını eşit kılmak için koyulmuştur. OA’ ve OA optik yolları eşit ise her iki ışın göze aynı fazda gelecek ve görüş alanı, aydınlık olacaktır. M mikrometresi yardımı ile A aynası λ /4 kadar sağa kaydırılırsa 2 ışını 1 den λ /2 kadar daha uzun yol katetmiş olacağından göze zıt fazda gelirler ve birbirlerini söndürürler.

Michelson interferometresinin yapısı 

Dürbünün görüş alanında girşiğim saçakları
A aynasının sağa veya sola doğru her λ/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; N. λ/2=x olur.
O halde x biliniyorsa tekrenk ışığın dalgaboyu, dalgaboyu biliniyorsa x uzunluğu bu bağıntıdan hesaplanabilir.

Bu saçakların sayıları ve aralarındaki uzaklıklar ile uzak mesafe ölçümleri büyük bir duyarlılıkla ölçülebiliyor ve birçok ölçümlerde yapılabiliyordu.
Michelson’ın icat ettiği diğer bir interferometre ise Michelson yıldız interferometresidir.michelson,bu cihaz ile ışık kaynaklarının büyüklüğünün ölçülebileceğini göstermiştir.

 Michelsonun bu yıldız interferometresiyle yıldızların çaplarını yaklaşık olarak ölçmüş ve jüpiterinuydularının çaplarını ölçmeyi başarmıştır.
  son olarak Pease ve Michelson 1931 yılında 20 feet(609.2 cm)’lik interferometre ile aşağıda gösterilen tabloda 7 farklı yıldızın açısal çaplarını ölçmüşlerdir.



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.
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.

Michelson interferometresinin iki ayrı yoldan gelen ışının arasındaki göreli zaman gecikmesinden dolayı saçak görülebilirliğindeki azalma 

Günümüz interferometreleri


Günümüz interferometreleri Michelson interferometrelerinden örnek alınarak yapılmış odizynda üretilmişlerdir.1900-1980 yılları arasında çift dürbünlü interferometreler mevcuttu.şimdi ise 5 teleskopun birleştirilmiş şekliyle çok yüksek ayırma gücüne sahip olan interferometreler yapılmıştır.Günümüzde bu cihazda genellikle lazer kullanılmaktadır.lazerin kullanım amacı ise daha duyarlı ölçümler elde edilebiliyor olmasıdır.Genellikle he-ne lazeri kullanılmaktadır.
(Ayırma gücü;cihazın gökyüzünde açı olarak ayırabileceği en küçük uzaklık olarak tanımlanır. Bu açı ne kadar küçükse ayırma gücü o kadar büyüktür. Bir başka değişle ayırma gücü, bir cihazın ayrıntıları görme yeteneğidir. Bu da optik olarak kusursuz bir teleskop için 1,22(λ/D) ile verilir. )
Günümüzde çok çeşit interferometreler vardır.bunlar;

-Fabry-Perot interferometresi
-yoğunluk interferometresi
-radyo interferometresi
-yıldız interferometresi gibidir.


Hepside %70 aynı yapıya sahip olmasına rağmen farklı özelliklere ve farklı ölçüm yapma özelliklerine sahiptirler.
Mesela, Fabry-Perot ve radyo interferometrelerini inceleyelim;

Fabry-Perot girişimölçerleri, ticari amaçla, girişim filtresi yapımında kullanılır. Bunlar, istenilendalgaboyundaki ışığın geçmesine izin verirler. Özellikle sinema makinaları objektifinin, ışık kaynağından çıkan ısıdan korunması için, bu tür filtreler takılarak kızılaltı ışınım engellenir ve yalnızca görünür ışığın mercekten geçmesine izin verilir
Radyo girişimölçeri ise; kıtaların birbirinden uzaklaşma miktarı ve radyo yayan gezegenlerin tayininde kullanılır



2008 yılında Uluslararası bir proje olan LIGO (Laser Interferometer Gravitational-Wave Observatory)'nun Crab Nebula'sının ortasındaki pulsar üzerine araştırma sonuçlarına göre ;kütle çekim dalgaları gözlenmeye çalışılmış fakat görülememiştir. Umuyoruzki LİGO’nun ilerdeki çalışmaları ile başarı sağlanır.



SONUÇ OLARAK İSE;

İnterferometreler; kendi potansiyelini genişletme için gereken teknoloji yeni yeni gelişmektedir. Bugünkü girişimölçerler, yer ve uzay tabanlı teleskoplardan daha yüksek ayırma gücü ile görüntü üretebilmektedir. 

Ne yazıkki atmosferik etkiler zayıf gök cisimlerinin görüntülenmesini güçleştirmektedir.
Optik interferometreler için en büyük bilimsel potansiyel, yerel
yıldız ve yıldız sistemler ile ilgili çalışmalar gibi gözükmektedir.
Yakın gelecekte,lazer ile ilgili çalışmalar da gelişerek, kırmızı veya kırmızı öte dalgaboyuna duyarlı interferometre kompleks görünürlülük yaklaşımıyla çalıştırılarak, büyük başarılar elde edilecektir.

Uğur Korkmaz

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
- http://akademikfizik.blogspot.com/ bilim araştırma servisi

Hiç yorum yok:

Yorum Gönder