مقياس التداخل الفلكي

📅 آخر تحديث: ٢٥ يوليو ٢٠٢٦
✍️ نُشر في: ٢٥ يوليو ٢٠٢٦
📷 يحتوي على 9 صور
الموسوعة الحرة

المصفوفة التلسكوبية أو مقياس التداخل الفلكي عبارة عن مجموعة من التلسكوبات المنفصلة ، ​​أو أجزاء المرايا، أو هوائيات التلسكوبات الراديوية ، التي تعمل معًا كوحدة تلسكوب واحدة لتوفير صور عالية الدقة للأجرام السماوية مثل النجوم والسدم والمجرات ، وذلك باستخدام تقنية التداخل . تكمن ميزة هذه التقنية في قدرتها النظرية على إنتاج صور بدقة زاوية تضاهي دقة تلسكوب ضخم بفتحة عدسة تساوي المسافة الفاصلة بين التلسكوبات المكونة له، والتي تُسمى خط الأساس . أما عيبها الرئيسي فهو أنها لا تجمع كمية الضوء التي تجمعها مرآة الجهاز بالكامل. لذا، فهي مفيدة بشكل أساسي للحصول على دقة عالية للأجرام السماوية الأكثر سطوعًا، مثل النجوم الثنائية المتقاربة . ومن عيوبها الأخرى أن الحد الأقصى للحجم الزاوي لمصدر انبعاث قابل للكشف محدود بالفجوة الدنيا بين الكواشف في مصفوفة التجميع. [ 1 ]

يُستخدم قياس التداخل على نطاق واسع في علم الفلك الراديوي ، حيث تُدمج الإشارات من تلسكوبات راديوية منفصلة. وتُستخدم تقنية معالجة الإشارات الرياضية، المعروفة باسم توليف الفتحة، لدمج هذه الإشارات المنفصلة وإنشاء صور عالية الدقة. في قياس التداخل ذي الخط الأساسي الطويل جدًا (VLBI)، تُدمج التلسكوبات الراديوية المتباعدة بآلاف الكيلومترات لتشكيل مقياس تداخل راديوي بدقة تُعادل دقة طبق واحد افتراضي بفتحة قطرها آلاف الكيلومترات. عند الأطوال الموجية الأقصر المستخدمة في علم الفلك بالأشعة تحت الحمراء وعلم الفلك البصري ، يكون دمج الضوء من التلسكوبات المنفصلة أكثر صعوبة، لأن الضوء يجب أن يبقى متماسكًا ضمن جزء من الطول الموجي على مسارات بصرية طويلة، مما يتطلب بصريات دقيقة للغاية. لم تُطوّر مقاييس التداخل الفلكية العملية بالأشعة تحت الحمراء والبصرية إلا مؤخرًا، وهي في طليعة البحث الفلكي. عند الأطوال الموجية البصرية، يسمح تركيب الفتحة بتجاوز حد دقة الرؤية الجوية ، مما يسمح للدقة الزاوية بالوصول إلى حد حيود البصريات.

التقط مقياس التداخل VLT التابع للمرصد الأوروبي الجنوبي أول صورة مفصلة لقرص يدور حول نجم شاب. [ 2 ]

تستطيع مقاييس التداخل الفلكية إنتاج صور فلكية ذات دقة أعلى من أي نوع آخر من التلسكوبات. عند أطوال الموجات الراديوية، تم الحصول على دقة صور تصل إلى بضعة ميكروثواني قوسية (عشرات البيكوراديان)، بينما تم تحقيق دقة صور تصل إلى مئات الميكروثواني القوسية (بضعة نانوراديان) عند أطوال الموجات المرئية والأشعة تحت الحمراء.

يُعدّ الترتيب المكافئ لقطع المرايا أحد أبسط تصميمات مقياس التداخل الفلكي، مما يُنتج تلسكوبًا عاكسًا جزئيًا بفتحة "مُخفّفة" أو "مُتباعدة". في الواقع، لا يُعدّ الترتيب المكافئ للمرايا مهمًا، طالما أن أطوال المسار البصري من الجسم الفلكي إلى مُجمّع الحزم (البؤرة) هي نفسها كما في حالة المرآة الكاملة. بدلًا من ذلك، تستخدم معظم المصفوفات الحالية هندسةً مستوية، بينما سيستخدم تلسكوب لابيري الفائق هندسةً كروية .

تاريخ

مقياس تداخل مايكلسون بطول 20 قدمًا مثبت على إطار تلسكوب هوكر الذي يبلغ قطره 100 بوصة ، 1920.

كان أحد أوائل استخدامات التداخل الضوئي هو تطبيق مقياس التداخل النجمي لمايكلسون على التلسكوب العاكس لمرصد جبل ويلسون لقياس أقطار النجوم. وكان نجم العملاق الأحمر منكب الجوزاء أول نجم يُحدد قطره بهذه الطريقة في 13 ديسمبر 1920. [ 3 ] في أربعينيات القرن العشرين، استُخدم التداخل الراديوي لإجراء أولى عمليات الرصد الفلكي الراديوي عالية الدقة . وعلى مدى العقود الثلاثة التالية، هيمنت الأبحاث في مجال التداخل الفلكي على نطاق الموجات الراديوية، مما أدى إلى تطوير أجهزة ضخمة مثل مصفوفة التلسكوبات الكبيرة جدًا (VLA) ومصفوفة أتاكاما المليمترية الكبيرة (ATMA) .

تم توسيع نطاق قياس التداخل البصري/الأشعة تحت الحمراء ليشمل القياسات باستخدام تلسكوبات منفصلة، ​​وذلك بواسطة جونسون وبيتز وتاونز (1974) في نطاق الأشعة تحت الحمراء، ولابيري ( 1975) في نطاق الضوء المرئي. [ 4 ] [ 5 ] في أواخر سبعينيات القرن الماضي، سمحت التحسينات في معالجة البيانات الحاسوبية بإنتاج أول مقياس تداخل "لتتبع الأهداب"، والذي يعمل بسرعة كافية لتتبع تأثيرات التشويش الناتجة عن الرؤية الفلكية ، مما أدى إلى ظهور سلسلة مقاييس التداخل Mk I وII وIII. وقد طُبقت تقنيات مماثلة الآن في مصفوفات تلسكوبات فلكية أخرى، بما في ذلك مقياس تداخل كيك ومقياس تداخل بالومار التجريبي .

صورة جوية لموقع بناء مرصد ألما التابع للمرصد الأوروبي الجنوبي /المرصد الفلكي الوطني الياباني/المرصد الفلكي الوطني لعلم الفلك الراديوي.

في ثمانينيات القرن العشرين، وسّعت مجموعة كافنديش للفيزياء الفلكية نطاق تقنية التصوير التداخلي باستخدام تركيب الفتحة لتشمل الضوء المرئي والأشعة تحت الحمراء ، مما أتاح الحصول على أولى الصور عالية الدقة للنجوم القريبة. [ 6 ] [ 7 ] [ 8 ] وفي عام 1995، تم تطبيق هذه التقنية لأول مرة على مجموعة من التلسكوبات البصرية المنفصلة ، ​​مما سمح بتحسين الدقة بشكل أكبر، وتصوير أسطح النجوم بدقة أعلى . تُستخدم برامج مثل BSMEM وMIRA لتحويل سعات الرؤية المقاسة وأطوار الإغلاق إلى صور فلكية. وقد طُبقت هذه التقنيات نفسها الآن على عدد من مصفوفات التلسكوبات الفلكية الأخرى، بما في ذلك مقياس التداخل البصري الدقيق التابع للبحرية الأمريكية ، ومقياس التداخل المكاني بالأشعة تحت الحمراء، ومصفوفة IOTA . أجرت العديد من أجهزة قياس التداخل الأخرى قياسات مرحلة الإغلاق ، ومن المتوقع أن تُنتج صورها الأولى قريبًا، بما في ذلك تلسكوب VLT I، ومصفوفة CHARA ، ونموذج تلسكوب هايبرتلسكوب الأولي الذي صممه لو كورولر وديجونغ . وإذا اكتمل، فسيُنتج جهاز قياس التداخل MRO، الذي يضم ما يصل إلى عشرة تلسكوبات متحركة، من بين أوائل الصور عالية الدقة من جهاز قياس تداخل ذي قاعدة طويلة. وقد خطت البحرية الأمريكية الخطوة الأولى في هذا الاتجاه عام 1996، حيث حققت توليفًا ثلاثيًا لصورة نجم ميزر ؛ [ 9 ] ثم أول توليف سداسي على الإطلاق لنجم إيتا فيرجينيس عام 2002؛ [ 10 ] ومؤخرًا " مرحلة الإغلاق " كخطوة نحو أولى الصور المُركّبة التي تُنتجها الأقمار الصناعية الثابتة بالنسبة للأرض . [ 11 ]

التداخل الفلكي الحديث

تُجرى قياسات التداخل الفلكي بشكل أساسي باستخدام مقاييس التداخل من نوع ميكلسون (وأحيانًا أنواع أخرى). [ 12 ] تشمل المراصد التشغيلية الرئيسية لقياس التداخل التي تستخدم هذا النوع من الأجهزة VLTI و NPOI و CHARA .

مقياس التداخل البصري الدقيق التابع للبحرية الأمريكية (NPOI)  ، وهو مقياس تداخل مايكلسون بستة حزم ضوئية/قريب من الأشعة تحت الحمراء بقطر أساسي 437 مللي أمبير، يقع على  ارتفاع 2163 مترًا في أندرسون ميسا بشمال ولاية أريزونا، الولايات المتحدة الأمريكية. ويجري تركيب أربعة تلسكوبات إضافية بقطر 1.8 متر بدءًا من عام 2013.
تم جمع الضوء بواسطة ثلاثة تلسكوبات مساعدة تابعة للمرصد الأوروبي الجنوبي (ESO VLT) ، وتم دمجها باستخدام تقنية التداخل.
تُظهر هذه الصورة أحد الأنظمة البصرية والميكانيكية المتطورة التي تُسمى فواصل النجوم، والمخصصة لمقياس التداخل التلسكوبي الكبير جدًا (VLTI). [ 13 ]

ستستخدم المشاريع الحالية أجهزة قياس التداخل للبحث عن الكواكب الخارجية ، إما عن طريق القياسات الفلكية للحركة المتبادلة للنجم (كما هو مستخدم في جهاز قياس التداخل في بالومار و VLT I)، أو من خلال استخدام التصفير (كما هو مستخدم في جهاز قياس التداخل في كيك وداروين ) أو من خلال التصوير المباشر (كما هو مقترح لتلسكوب لابيري الفائق ).

صمّم مهندسو المرصد الأوروبي الجنوبي التلسكوب الكبير جدًا (VLT) بحيث يمكن استخدامه أيضًا كمقياس تداخل. إلى جانب التلسكوبات الأربعة الرئيسية التي يبلغ قطرها 8.2 متر (320 بوصة) ، أُضيفت أربعة تلسكوبات مساعدة متنقلة (ATs) بقطر 1.8 متر إلى التصميم العام للتلسكوب الكبير جدًا لتشكيل مقياس التداخل الخاص به (VLTI). يمكن لهذه التلسكوبات المساعدة التنقل بين 30 محطة مختلفة، وفي الوقت الحالي، يمكن للتلسكوبات تشكيل مجموعات من اثنين أو ثلاثة لإجراء قياسات التداخل. 

عند استخدام تقنية التداخل الضوئي، يقوم نظام معقد من المرايا بنقل الضوء من التلسكوبات المختلفة إلى الأجهزة الفلكية حيث يتم دمجه ومعالجته. يُعدّ هذا الأمر بالغ الصعوبة من الناحية التقنية، إذ يجب الحفاظ على مسارات الضوء متساوية بدقة تصل إلى 1/1000  مليمتر (وهو نفس رتبة الطول الموجي للضوء) على مسافات تصل إلى بضع مئات من الأمتار. بالنسبة للتلسكوبات الأساسية، يُعطي هذا قطر مرآة مكافئًا يصل إلى 130 مترًا (430 قدمًا) ، وعند دمج التلسكوبات المساعدة، يمكن تحقيق أقطار مرآة مكافئة تصل إلى 200 متر (660 قدمًا) . وهذا يُحسّن الدقة بما يصل إلى 25 ضعفًا مقارنةً بدقة تلسكوب VLT الأساسي الواحد.  

يُتيح تلسكوب VLTI لعلماء الفلك دراسة الأجرام السماوية بتفاصيل غير مسبوقة. فهو قادر على رؤية تفاصيل أسطح النجوم، بل ودراسة البيئة المحيطة بالثقوب السوداء. وبفضل دقته المكانية التي تبلغ 4  ملي ثانية قوسية، مكّن VLTI علماء الفلك من الحصول على واحدة من أوضح الصور على الإطلاق لنجم. وهذا يُعادل القدرة على تمييز رأس لولب على بُعد 300 كيلومتر (190 ميلًا) .  

شملت أبرز نتائج التسعينيات قياسات مارك 3 لأقطار 100 نجم، وتحديد مواقع العديد من النجوم بدقة عالية، وإنتاج تلسكوبي COAST و NPOI للعديد من الصور عالية الدقة، وقياسات مقياس التداخل النجمي بالأشعة تحت الحمراء للنجوم في نطاق الأشعة تحت الحمراء المتوسطة لأول مرة. وتشمل النتائج الإضافية قياسات مباشرة لأحجام النجوم المتغيرة من نوع سيفيد والمسافات إليها، بالإضافة إلى قياسات الأجسام النجمية الفتية .

اثنان من هوائيات مصفوفة أتاكاما الكبيرة للمليمتر/دون المليمتر ( ALMA ) التي يبلغ قطرها 12 متراً تتجه نحو السماء في موقع عمليات المصفوفة (AOS) التابع للمرصد، والواقع على هضبة تشاجنانتور على ارتفاع 5000 متر في جبال الأنديز التشيلية.

على هضبة تشاجنانتور الشاسعة في جبال الأنديز التشيلية، يقوم المرصد الأوروبي الجنوبي (ESO)، بالتعاون مع شركائه الدوليين، ببناء مرصد ألما، الذي سيجمع الإشعاع من بعض أبرد الأجرام في الكون. سيكون ألما تلسكوبًا واحدًا بتصميم جديد، يتألف مبدئيًا من 66 هوائيًا عالي الدقة، ويعمل بأطوال موجية تتراوح بين 0.3 و9.6  ملم. ستضم مصفوفته الرئيسية، التي يبلغ قطرها 12 مترًا، خمسين هوائيًا، تعمل معًا كوحدة تلسكوب واحدة - مقياس تداخل. وستُكمّل هذه المصفوفة مصفوفة إضافية صغيرة الحجم، تتكون من أربعة هوائيات بقطر 12 مترًا واثني عشر هوائيًا بقطر 7 أمتار. يمكن نشر الهوائيات على امتداد الهضبة الصحراوية لمسافات تتراوح بين 150 مترًا و16 كيلومترًا، مما يمنح ألما قدرة تكبير/تصغير متغيرة وقوية. سيتمكن المرصد من استكشاف الكون بأطوال موجية مليمترية ودون المليمترية بحساسية ودقة غير مسبوقتين، بدقة تصل إلى عشرة أضعاف دقة تلسكوب هابل الفضائي، مكملاً بذلك الصور الملتقطة بواسطة مقياس التداخل VLT.

ينظر علماء الفلك في الغالب إلى مقاييس التداخل الضوئية على أنها أدوات متخصصة للغاية، قادرة على إجراء نطاق محدود جدًا من عمليات الرصد. وكثيرًا ما يُقال إن مقياس التداخل يحقق تأثير التلسكوب بحجم المسافة بين فتحتيه؛ وهذا صحيح فقط من حيث الدقة الزاوية المحدودة . تعتمد كمية الضوء المُجمّع - وبالتالي أضعف جسم يمكن رؤيته - على الحجم الحقيقي للفتحة، لذا فإن مقياس التداخل لن يُحسّن الصورة كثيرًا إذا كانت باهتة ( لعنة المصفوفة الرقيقة ). وبشكل عام، فإن التأثيرات المُجتمعة لمساحة الفتحة المحدودة والاضطراب الجوي تُقيّد استخدام مقاييس التداخل برصد النجوم الساطعة نسبيًا ونوى المجرات النشطة . ومع ذلك، فقد أثبتت فائدتها في إجراء قياسات عالية الدقة لمعلمات نجمية بسيطة مثل الحجم والموقع ( علم الفلك القياسي )، وفي تصوير أقرب النجوم العملاقة واستكشاف نوى المجرات النشطة القريبة .

للحصول على تفاصيل حول الأجهزة الفردية، انظر قائمة أجهزة قياس التداخل الفلكية في الأطوال الموجية المرئية والأشعة تحت الحمراء .

مقياس تداخل بصري بسيط ثنائي العناصر. يتم دمج الضوء من تلسكوبين صغيرين (موضحين كعدسات ) باستخدام مقسمات شعاع عند الكواشف 1 و2 و3 و4. تسمح العناصر التي تُحدث تأخيرًا بمقدار ربع موجة في الضوء بقياس طور وسعة وضوح التداخل ، مما يوفر معلومات حول شكل مصدر الضوء.تلسكوب كبير واحد مزود بقناع فتحة ( مُسمى "القناع ")، يسمح بمرور الضوء عبر فتحتين صغيرتين فقط. المسارات البصرية إلى الكواشف 1 و2 و3 و4 هي نفسها الموضحة في الشكل الأيسر، لذا سيعطي هذا الإعداد نتائج متطابقة. من خلال تحريك الفتحات في قناع الفتحة وإجراء قياسات متكررة، يمكن إنشاء صور باستخدام توليف الفتحة ، والتي ستكون بنفس جودة الصورة التي كان سيُنتجها التلسكوب الموجود على اليمين بدون قناع الفتحة. وبالمثل، يمكن تحقيق نفس جودة الصورة بتحريك التلسكوبات الصغيرة في الشكل الأيسر  - وهذا هو أساس توليف الفتحة، باستخدام تلسكوبات صغيرة متباعدة على نطاق واسع لمحاكاة تلسكوب عملاق.

في نطاق الموجات الراديوية، تعمل مقاييس التداخل مثل مصفوفة التلسكوبات الكبيرة جدًا (VLA) ومصفوفة ميرلين (MERLIN ) منذ سنوات عديدة. تتراوح المسافات بين التلسكوبات عادةً بين 10 و100 كيلومتر (6.2-62.1 ميل) ، مع العلم أن المصفوفات ذات الخطوط الأساسية الأطول بكثير تستخدم تقنيات قياس التداخل ذي الخط الأساسي الطويل جدًا . أما في نطاق الموجات المليمترية (وما دون المليمترية)، فتشمل المصفوفات الموجودة مصفوفة الموجات دون المليمترية ومنشأة إيرام بلاتو دي بور. وتعمل مصفوفة أتاكاما الكبيرة للموجات المليمترية بكامل طاقتها منذ مارس 2013.  

اقترح ماكس تيغمارك وماتياس زالدارياغا تلسكوب تحويل فورييه السريع الذي يعتمد على قوة حاسوبية هائلة بدلاً من العدسات والمرايا التقليدية. [ 14 ] إذا استمر قانون مور ، فقد تصبح هذه التصاميم عملية ورخيصة في غضون بضع سنوات.

قد يسمح التقدم في الحوسبة الكمومية في نهاية المطاف باستخدام أوسع نطاقًا للتداخل الضوئي، كما تشير المقترحات الأحدث. [ 15 ]

انظر أيضاً

قائمة

مراجع

  1. ↑ "أقصى حساسية لحجم الزاوية لمقياس التداخل" (ملف PDF) . مؤرشف من الأصل (ملف PDF) بتاريخ 14-10-2016 . تم الاطلاع عليه بتاريخ 05-02-2015 .
  2. ↑ "تلسكوب VLT التابع للمرصد الأوروبي الجنوبي يلتقط أول صورة مفصلة للقرص المحيط بالنجم الشاب" . إعلانات المرصد الأوروبي الجنوبي . تم الاطلاع عليه بتاريخ 17 نوفمبر 2011 .
  3. ↑ ميكلسون، ألبرت أبراهام؛ بيس، فرانسيس ج. (1921). "قياس قطر نجم ألفا أوريون باستخدام مقياس التداخل" . المجلة الفيزيائية الفلكية . 53 (5): 249-259 . Bibcode : 1921ApJ....53..249M . doi : 10.1086 /142603 . PMC 1084808. PMID 16586823. S2CID 21969744 .   
  4. ↑ جونسون، ما؛ بيتز، أ.ل؛ تاونز، س.هـ (30 ديسمبر 1974). "مقياس تداخل نجمي غير متجانس بطول موجي 10 ميكرون". رسائل المراجعة الفيزيائية . 33 (27): 1617-1620 . رمز Bibcode : 1974PhRvL..33.1617J . doi : 10.1103/PhysRevLett.33.1617 .
  5. ↑ لابيري، أ. (1 مارس 1975). "أهداب التداخل التي تم الحصول عليها على مرصد فيغا باستخدام تلسكوبين بصريين" . المجلة الفيزيائية الفلكية . 196 (2): L71– L75. Bibcode : 1975ApJ...196L..71L . doi : 10.1086/181747 .
  6. ↑ بالدوين، جون إي.؛ حنيف، كريستوفر أ. (مايو 2002). "تطبيق التداخل الضوئي على التصوير الفلكي البصري". المعاملات الفلسفية للجمعية الملكية في لندن. السلسلة أ: العلوم الرياضية والفيزيائية والهندسية . 360 (1794): 969-986 . Bibcode : 2002RSPTA.360..969B . doi : 10.1098 / rsta.2001.0977 . PMID 12804289. S2CID 21317560 .  
  7. ↑ بالدوين، جيه إي؛ بيكيت، إم جي؛ بويسن، آر سي؛ بيرنز، دي؛ بوشر، دي إف؛ وآخرون . (فبراير 1996). "أولى الصور من مصفوفة تركيب الفتحة البصرية: رسم خرائط كابيلا باستخدام COAST في حقبتين زمنيتين". علم الفلك والفيزياء الفلكية . 306 : L13. Bibcode : 1996A & A...306L..13B . 
  8. ↑ بالدوين، جون إي. (فبراير 2003). "التداخل الأرضي: العقد الماضي والعقد القادم". في تراوب، ويسلي أ. (محرر). التداخل لعلم الفلك البصري II . المجلد 4838. الصفحات 1-8 . Bibcode : 2003SPIE.4838....1B . doi : 10.1117/12.457192 . S2CID 122616698 .   
  9. ^ بنسون ، جا. هوتر، دي جي؛ إلياس، شمال البحر الأبيض المتوسط ​​الثاني؛ باورز، الجبهة الوطنية؛ جونستون، KJ. حاجيان، أر. ارمسترونج، جي تي؛ موزوركويتش، د.؛ بولس، تا؛ ريكارد، LJ. هامل، كاليفورنيا؛ الأبيض، نيو مكسيكو؛ بلاك، د.؛ دينيسون، CS (1997). "التصوير التوليفي للفتحة البصرية متعدد القنوات لـ zeta1 URSAE Majoris مع مقياس التداخل البصري النموذجي للبحرية" . المجلة الفلكية . 114 : 1221. بيب كود : 1997AJ....114.1221B . دوى : 10.1086/118554 .
  10. ↑ هامل، سي. أ.؛ بنسون، ج. أ.؛ هوتر، د. ج.؛ جونستون، ك. ج.؛ موزوركويتش، د.؛ أرمسترونغ، ج. ت.؛ هيندسلي، ر. ب.؛ جيلبريث، ج. س.؛ ريكارد، ل. ج.؛ وايت، ن. م. (2003). "أولى الملاحظات باستخدام مصفوفة بصرية طويلة الخط بست محطات متزامنة الطور: تطبيق على النجم الثلاثي إيتا فيرجينيس" . المجلة الفلكية . 125 (5): 2630. Bibcode : 2003AJ....125.2630H . doi : 10.1086/374572 .
  11. ↑ هيندسلي، روبرت ب.؛ أرمسترونغ، ج. توماس؛ شميت، هنريك ر.؛ أندروز، جوناثان ر.؛ ريستاينو، سيرجيو ر.؛ ويلكوكس، كريستوفر س.؛ فربا، فريدريك ج.؛ بنسون، جيمس أ.؛ ديفيتوريو، مايكل إ.؛ هوتر، دونالد ج.؛ شانكلاند، بول د.؛ غريغوري، ستيفن أ. (2011). "ملاحظات مقياس التداخل البصري النموذجي التابع للبحرية للأقمار الصناعية المتزامنة مع الأرض". البصريات التطبيقية . 50 (17): 2692-2698 . Bibcode : 2011ApOpt..50.2692H . doi : 10.1364/AO.50.002692 . PMID 21673773 . 
  12. ↑ هوتر، دونالد (2012). "التداخل البصري الأرضي" . موسوعة سكولاربيديا . 7 (6) 10586. رمز Bibcode : 2012SchpJ...710586H . doi : 10.4249/scholarpedia.10586 .
  13. ↑ "أجهزة جديدة لنقل تقنية قياس التداخل إلى مستوى جديد" . المرصد الأوروبي الجنوبي . تم الاطلاع عليه بتاريخ 3 أبريل 2013 .
  14. ↑ تشاون، ماركوس (24 سبتمبر 2008). ""تلسكوب 'يرى كل شيء' قد يعيدنا إلى الماضي" . مجلة نيو ساينتست . تاريخ الاطلاع: 31 يناير 2020 .
  15. ↑ أنانثاسوامي، أنيل (19 أبريل 2021). "علم الفلك الكمي قد يُتيح إنشاء تلسكوبات بعرض مئات الكيلومترات" . مجلة ساينتفك أمريكان . تاريخ الاسترجاع: 26 سبتمبر 2022 .

للمزيد من القراءة

  • كيفية دمج الضوء من عدة تلسكوبات لإجراء القياسات الفلكية
  • في NPOI... لماذا مقياس التداخل البصري؟
  • الاستشعار عن بعد: إمكانيات وحدود التداخل الفلكي
  • موقع مشروع التلسكوب العملاق لأنطوان لابيري