ઇન્ટરફેરૉમેટ્રી : વ્યતિકરણની ઘટના ઉપર આધારિત સૂક્ષ્મ માપન માટેની પદ્ધતિઓ. જુદા-જુદા સ્રોતમાંથી ઉદભવતા તરંગો તેમના પ્રસારના ક્ષેત્રમાં સંગઠિત અસર ઉપજાવે છે. આવી અસરને તરંગોનું વ્યતિકરણ (interference) કહે છે. વ્યતિકરણને કારણે અમુક સ્થાન આગળ, જ્યાં વ્યતિકરણ ઉત્પન્ન કરતા બે તરંગો વચ્ચે કલા(phase)નો તફાવત 0, 2π, 4π,,…… જેટલો હોય ત્યાં કંપમાત્રા (એટલે કે તરંગની શક્તિ) મહત્તમ થાય છે અને જ્યાં કલાનો તફાવત π,, 3π,, 5π,,…… જેટલો હોય ત્યાં લઘુતમ થાય છે. આને લઈને વ્યતિકરણ શલાકાઓ રચાય છે. પ્રકાશ પણ વિદ્યુતચુંબકીય તરંગોના સ્વરૂપનો હોઈ, તે પણ વ્યતિકરણની ઘટના સર્જે છે. વળી પ્રકાશતરંગો સૂક્ષ્મ તરંગલંબાઈના હોવાને કારણે (તરંગલંબાઈ ~0.5 μ) વ્યતિકરણની ઘટના પર આધારિત, સૂક્ષ્મ માપનની અનેક પદ્ધતિઓ શક્ય બને છે.

સામાન્ય રીતે, કોઈ સ્રોતમાંથી ઉદભવતા પ્રકાશની સુસંગતતા (coherence) ઘણી જ સીમિત હોય છે. આ કારણે સામાન્યત: પ્રકાશતરંગોનું વ્યતિકરણ સર્જવા માટે કોઈ એક તરંગલંબાઈના એક જ પ્રકાશસ્રોતમાંથી, દરેક પ્રકારે સરખા હોય તેવા, બે આભાસી સ્રોત પેદા કરીને વ્યતિકરણ ઉત્પન્ન કરવામાં આવે છે.

ઇન્ટરફેરૉમેટ્રી પદ્ધતિની ઉપર આધારિત અનેક રચનાઓ છે, જેના વડે અત્યંત ઉચ્ચ વિભેદનક્ષમતાવાળા વર્ણપટમાપકો (high resolution spectrometers), સપાટીનું અત્યંત ચોકસાઈથી નિરીક્ષણ કરનારાં સાધનો (testing surface accuracies), વક્રીભવનાંકનું ચોક્કસ (accurate) માપ લેનારાં સાધનો (refractometers), અત્યંત દૂર આવેલા તારાનું કોણીય કદ (આર્ક સેકન્ડના પણ સોમા ભાગ જેટલું) વગેરેનું ચોકસાઈથી માપ લઈ શકાય છે. આમ, અનેક પ્રકારની પદ્ધતિઓનો, પ્રકાશવિજ્ઞાનના ક્ષેત્રમાં બહોળો ઉપયોગ થયેલો છે. ઉપરાંત છેલ્લા બે દાયકા દરમિયાન રેડિયો-તરંગોના ક્ષેત્રમાં પણ ઇન્ટરફેરૉમેટ્રી પદ્ધતિ દ્વારા, રેડિયોતરંગોમાં શક્તિનું ઉત્સર્જન કરતા અને બ્રહ્માંડમાં આવેલા અવકાશી પદાર્થો વિશે વિસ્તૃત માહિતી પ્રાપ્ત થઈ શકી છે. આ પદ્ધતિનાં વિવિધ માપનસાધનો ઇન્ટરફેરૉમીટર્સ (interferometers) નીચે મુજબ છે :

1. માઇકલસન ઇન્ટરફેરૉમીટર : આકૃતિ-1માં દર્શાવ્યા પ્રમાણે આ સાધનમાં એક જ પ્રકાશસ્રોતમાંથી મળતા તરંગોનું કિરણવિભાજક (beam-splitter) દ્વારા વિભાજન કરીને, બંને વિભાજિત કિરણોને જુદા-જુદા માર્ગે મોકલવામાં આવે છે. ત્યારબાદ અરીસાની યોગ્ય ગોઠવણી દ્વારા તેમને ફરીથી એકત્રિત કરીને, તેમનું વ્યતિકરણ કરવામાં આવે છે. આ વ્યતિકરણ વડે વર્તુળાકાર શલાકાઓ મળે છે, જેને માઇકલસન શલાકાઓ કહે છે.

આકૃતિ 1 : માઇકલસન ઇન્ટરફેરૉમીટર

2. ટ્વાઇમૅન ગ્રીન (Twyman Green) ઇન્ટરફેરૉમીટર : આ સાધન, માઇકલસન ઇન્ટરફેરૉમીટરનો જ એક વિશિષ્ટ પ્રકાર છે. વિવિધ સપાટીઓનું અત્યંત ચોકસાઈથી સૂક્ષ્મ નિરીક્ષણ કરવા માટે તેનો બહોળો ઉપયોગ થાય છે. આ પ્રકારના ઇન્ટરફેરૉમીટર દ્વારા પાતળી કપોટી(thinfilm)ની જાડાઈ તેમજ તેનો વક્રીભવનાંક પણ માપી શકાય છે. [વાયુ તેમજ પ્રવાહી પદાર્થોના વક્રીભવનાંક માપવા માટે રેલે જેમિન ઇન્ટરફેરૉમીટર નામનું સાધન વપરાય છે, જેમાં એકવર્ણી (monochromatic) પ્રકાશસ્રોતમાંથી બે આભાસી સ્રોત ઉત્પન્ન કરીને તેમના તરંગો વચ્ચે વ્યતિકરણ શલાકાઓ રચવામાં આવે છે.]

માઇકલસન ઇન્ટરફેરૉમીટરના સિદ્ધાંત ઉપર આધારિત એક વિશિષ્ટ વર્ણપટમાપકની રચના થઈ છે, જેને ‘કુરિયર ટ્રાન્સફૉર્મ સ્પેક્ટ્રૉમીટર’ કહે છે. વર્ણપટ માપવાની આ આગવી પદ્ધતિનો વિકાસ છેલ્લા ત્રણથી ચાર દાયકામાં જ થયો છે. પરંતુ ખાસ કરીને ઇન્ફ્રારેડ કિરણોના ક્ષેત્રે આ પદ્ધતિએ ક્રાંતિ સર્જી છે તેમ કહી શકાય. અવકાશી પદાર્થોના સૂક્ષ્મતમ વિભેદનવાળા વર્ણપટ પ્રાપ્ત કરવામાં પણ આ પદ્ધતિ ઘણી જ ઉપયોગી નીવડી છે.

3. માઇકલસન સ્ટેલર ઇન્ટરફેરૉમીટર : માઇકલસને બનાવેલું આ એક બીજું ઇન્ટરફેરૉમીટર છે. ખૂબ દૂર આવેલા તારાઓનું કોણીય માપ (angular diameter) લેવા માટે તે ઘણું જ ઉપયોગી સાબિત થયું છે. તારાના વાસ્તવિક કદનું સીધેસીધું માપ, સૌપ્રથમ આ પદ્ધતિ દ્વારા શક્ય બન્યું છે. (અત્રે નોંધવું ઘટે કે નજીકમાં નજીક આવેલા તારાઓનું કોણીય માપ છે, જ્યાં d તારાનો વ્યાસ અને D તારાનું અંતર છે. તે આર્કસેકન્ડના સોમા ભાગ જેટલું સૂક્ષ્મ હોય છે; અને મોટાં દૂરબીનો દ્વારા પણ તેને સીધેસીધું માપવું શક્ય નથી.) આ સાધનની રચનામાં આકૃતિ 2માં દર્શાવ્યા પ્રમાણે દૂરના તારામાંથી આવતા પ્રકાશના તરંગઅગ્રને બે ભિન્ન સ્થાને રાખેલા સમાંતર અને ક્ષિતિજ સાથે 45oના કોણે પરસ્પર વિરુદ્ધ દિશામાં ઢળતા રાખેલા અરીસાની જોડ વડે મેળવીને દૂરબીનના વસ્તુકાચ (objective lens) વડે એકત્રિત કરી, વ્યતિકરણ શલાકાઓ ઉત્પન્ન કરવામાં આવે છે. તેના અભ્યાસ ઉપરથી તારાનો કોણીય વ્યાસ (angular diameter) નક્કી કરવામાં આવે છે.

આકૃતિ 2 : માઇકલ સ્ટેલર ઇન્ટરફેરૉમીટર

માઇકલસને માઉન્ટ વિલ્સન પરના 100 ઇંચના વ્યાસવાળા દૂરબીન પર આ સાધન દ્વારા સૌપ્રથમ આર્દ્રા(Betelgeuse)ના તારાનું માપ શોધ્યું. પરંતુ આ પદ્ધતિ ફક્ત વિશાળકાય અને નજીકના તારાઓના વ્યાસ શોધવા માટે જ કાર્યક્ષમ જણાઈ છે.

4. તીવ્રતામૂલક (intensity) ઇન્ટરફેરૉમીટર : છેલ્લા ચાર દસકા દરમિયાન હેનબરી બ્રાઉન તથા ટ્વીસ નામના વૈજ્ઞાનિકોએ આ પદ્ધતિના એક જુદા જ સ્વરૂપવાળું ઇન્ટરફેરૉમીટર બનાવ્યું છે, જેને તીવ્રતામૂલક (intensity) ઇન્ટરફેરૉમીટર કહી શકાય. આ પ્રકારના ઇન્ટરફેરૉમીટરમાં શલાકાઓ ઉત્પન્ન થતી નથી, પરંતુ તરંગ-અગ્રનાં બે જુદાં જુદાં સ્થાને તેમની તેજસ્વિતાની વધઘટ (intensity-fluctuations) વચ્ચેની સહસંબંધિતા(correlation)નો અભ્યાસ કરવામાં આવે છે. તેનાથી તારાનું કોણીય માપ નક્કી થાય છે. આ પદ્ધતિ વડે મુખ્ય શ્રેણીના કેટલાક તેજસ્વી તારાના કોણીય વ્યાસ ઉપલબ્ધ થયા છે.

5. ઇન્ટરફેરોગ્રામ : ઇન્ટરફેરૉમેટ્રીની આ પદ્ધતિમાં વ્યતિકરણ શલાકાઓનો ફોટોગ્રાફ લઈને તેમનો અભ્યાસ કરવામાં આવે છે તેને ઇન્ટરફેરૉગ્રામ કહે છે. આકૃતિ 3માં ખગ્રાસ સૂર્યગ્રહણ સમયે (1980, ફેબ્રુ. 16) 5,303 Å તરંગલંબાઈના ઉત્સર્જનમાં લીધેલો સૂર્યના પ્રભામંડળ(halo)નો ઇન્ટરફેરૉગ્રામ છે. આ પ્રકારના ઇન્ટરફેરૉગ્રામ દ્વારા પ્રભામંડળના તાપમાન તેમજ તેમાં પ્રવર્તતી ગતિનો વિસ્તૃત અભ્યાસ થઈ શકે છે.

6. બહુકિરણ ઇન્ટરફેરૉમેટ્રી : (multiple beam interferometry) : માઇકલસન પ્રકારના ઇન્ટરફેરૉમીટરમાં તરંગને બે કિરણોમાં વિભક્ત કરવામાં આવે છે તે માટે તરંગવિભાજક (beam splitter) ઉપયોગમાં લેવાય છે, જ્યારે બીજી એક પદ્ધતિમાં ઉચ્ચ પરાવર્તક સપાટી દ્વારા તરંગને અનેક કિરણોમાં વિભાજિત કરીને, પછીથી તેમનું સંયોજન કરીને શલાકાઓ મેળવવામાં આવે છે. આ પદ્ધતિને ‘બહુકિરણ ઇન્ટરફેરૉમેટ્રી’ નામ આપવામાં આવ્યું છે. આ પ્રકારે પ્રાપ્ત થતી શલાકાઓ ઘણી જ સૂક્ષ્મ હોવાથી તેમના વડે ખૂબ જ સૂક્ષ્મ માપ લઈ શકાય છે. ફેબ્રી-પેરોનું ઇન્ટરફેરૉમીટર આ પ્રકારના ઇન્ટરફેરૉમીટરમાં ઘણું જાણીતું છે. તેની રચના નીચે સમજાવી છે.

આકૃતિ 3 : ખગ્રાસ સૂર્યગ્રહણ સમયે ગદગ(દ. ભારત)થી 5303 Å તરંગલંબાઈના પ્રકાશમાં લેવાયેલ ઇન્ટરફેરૉગ્રામ (16-2-1980)

બે તદ્દન સપાટ (flat) કાચની તકતીઓને પરસ્પર સમાંતર ગોઠવવામાં આવે છે. તેમની અંદરની બાજુની સપાટી પર ચાંદી જેવા ઉચ્ચ પરાવર્તક પદાર્થનો સ્તર હોય છે. આધુનિક પદ્ધતિ અનુસાર પારદર્શક પદાર્થના અમુક જાડાઈના અનેક સ્તર દ્વારા પરાવર્તક સપાટી બનાવવામાં આવે છે, જે બહુસ્તરીય પરાવૈદ્યુત પરાવર્તક (multi-layer dielectric reflector) તરીકે ઓળખાય છે. પ્રકાશનું કિરણ આ બે સપાટીઓ વચ્ચે અનેક વાર પરાવર્તન પામ્યા પછી બહાર આવે છે. બહાર આવી રહેલાં આ ઉત્સર્જિત કિરણો વચ્ચેના પથતફાવતને કારણે સૂક્ષ્મ શલાકાઓ ઉત્પન્ન થાય છે, જે ફેબ્રીપેરોશલાકા (Fabry-Perot fringes) તરીકે ઓળખાય છે. આ પદ્ધતિ પર આધારિત ઇન્ટરફેરૉમીટર વર્ણપટના અભ્યાસમાં તેમજ ખગોળવિજ્ઞાનમાં ઘણાં ઉપયોગી નીવડ્યાં છે.

આકૃતિ 4 : ફેબ્રી-પેરો શલાકાઓ

7. સ્પેક્લ ઇન્ટરફેરૉમેટ્રી : સામાન્ય પ્રકાશની સુસંગતતા (coherence) ઘણી જ સીમિત છે, (આશરે 108 સેકન્ડ જેટલા સમય પૂરતી) પણ લેસર કિરણની સુસંગતતા તેના કરતાં ઘણી વધારે છે. આ કારણે સામાન્ય પ્રકાશમાં ન જોવા મળતી વ્યતિકરણની ઘટનાઓ લેસર કિરણમાં જોવા મળે છે. ઉદાહરણ તરીકે, જો લેસર કિરણને કાગળની સપાટી ઉપરથી પરાવર્તિત કરવામાં આવે તો પરાવર્તિત પ્રકાશમાં અનેક ટપકાં-ટપકાં જેવી રચના જોવા મળે છે. તેને ‘સ્પેકલ’ કહે છે.

‘સ્પેકલ’ ઘટના પર આધારિત ઇન્ટરફેરૉમીટર પણ બનાવવામાં આવેલાં છે. તારાનું પ્રતિબિંબ મોટા દૂરબીન દ્વારા સીમિત વર્ણપટમાં (ફિલ્ટર દ્વારા) આશરે 30 મિલિસેકન્ડ જેટલા ટૂંક સમયમાં લેવામાં આવે, તો તે પ્રતિબિંબમાં પણ સ્પેકલ જોવા મળે છે. 1975માં લા બયરી નામના ફ્રેંચ વૈજ્ઞાનિકે આ ઘટનાનો ઉપયોગ ખગોળવિજ્ઞાનમાં કર્યો. પૃથ્વીના ક્ષુબ્ધ વાતાવરણમાં તારાનાં પ્રતિબિંબ 1 આર્કસેકન્ડથી વધુ સૂક્ષ્મ મળી શક્તાં નથી. પરંતુ સ્પેકલ ઇન્ટરફેરૉમીટરના ઉપયોગ દ્વારા, ટેલિસ્કોપના વસ્તુકાચ (objective) દ્વારા જેટલી વિભેદનક્ષમતા (resolution) શક્ય હોય તેટલી હદે, તે પ્રાપ્ત થઈ શકે છે. ઉદા. માઉન્ટ પાલોમરના દૂરબીનના અરીસાનો વ્યાસ 5 મીટર છે, તો 5000 Åના પ્રકાશ માટે તેની મહત્તમ વિભેદનક્ષમતા 107 રેડિયન એટલે કે આશરે 0.02 આર્કસેકન્ડ જેટલી છે. સામાન્ય રીતે તારાનું પ્રતિબિંબ લેવાય તો પૃથ્વીના વાતાવરણની અસરને કારણે 1 આર્કસેકન્ડથી વધુ વિભેદન થઈ શકતું નથી, પરંતુ સ્પેકલ ઇન્ટરફેરૉમેટ્રી પદ્ધતિ દ્વારા 500 સે. મી. વ્યાસના અરીસાની મહત્તમ ક્ષમતા જેટલું, એટલે કે 0.02 આર્કસેકન્ડ જેટલું વિભેદન શક્ય બને છે. અત્યંત નજીક આવેલા યુગ્મતારકોના અભ્યાસ માટે આ પદ્ધતિ ઘણી જ ઉપયોગી નીવડી છે. ઇન્ફ્રારેડ વિસ્તારમાં આ પ્રકારની પદ્ધતિ દ્વારા નજીકના તારાઓમાં ગ્રહમાળાનું અસ્તિત્વ છે કે કેમ, તે ચકાસવાની શક્યતા પણ રહેલી છે.

8. રેડિયો ઇન્ટરફેરૉમેટ્રી : ટેલિસ્કોપ દ્વારા પ્રાપ્ત થતી વિભેદનક્ષમતા (θ), તરંગલંબાઈ (λ) અને ટેલિસ્કોપના વસ્તુકાચ(objective)ના વ્યાસ (D)ના ગુણોત્તર જેટલી વસ્તુ છે. ઇન્ટરફેરૉમીટર પદ્ધતિમાં ટેલિસ્કોપના કાચના વ્યાસ Dનું સ્થાન, તરંગને ઝીલતા બે અરીસા વચ્ચેનું અંતર L લે છે. (જુઓ માઇકલ સ્ટેલર ઇન્ટરફેરૉ-મીટરની આકૃતિ.) રેડિયો એસ્ટ્રૉનોમીમાં વપરાતા તરંગોની તરંગલંબાઈ આશરે 1 સેમી. જેટલી લઈ શકાય, જ્યારે પ્રકાશતરંગોની તરંગલંબાઈ આશરે 0.5 x 104 સેમી. એટલે કે રેડિયોતરંગો કરતાં લગભગ લાખમા ભાગ જેટલી થાય. આમ Lના એક જ મૂલ્ય માટે પ્રકાશકિરણ દ્વારા, રેડિયોકિરણના પ્રમાણમાં, એક લાખ ગણી વધુ વિભેદનક્ષમતા મળે. પરંતુ રેડિયો-ટેલિસ્કોપમાં વપરાતાં જ્ઞાપકો (detectors) તરંગોના ‘ક્ષેત્ર’નું મૂલ્ય માપે છે, જ્યારે પ્રકાશકિરણો માટે વપરાતાં જ્ઞાપકો ‘શક્તિ’ માપે છે. આ કારણે હજારો કિલોમીટર દૂર આવેલા રેડિયો-ટેલિસ્કોપ વચ્ચે આશરે 20 મીટરથી વધુ અંતર માટે વ્યતિકરણ મેળવવું હજી શક્ય બન્યું નથી. દૂર દૂર રાખેલા રેડિયો-તરંગોના વિસ્તારમાં, બ્રહ્માંડમાં આવેલા ક્વોસાર જેવા વિશિષ્ટ પદાર્થોનો અત્યંત ઝીણવટભર્યો અભ્યાસ શક્ય બન્યો છે અને તેમાં ઉદભવતી ‘રેડિયો જેટ્સ’ જેવી ઘટનાઓ જાણી શકાઈ છે. આમ Lના મહત્તમ મૂલ્યને કારણે, હાલમાં પ્રકાશકિરણો કરતાં રેડિયો ઇન્ટરફેરૉમેટ્રી દ્વારા વધુ વિભેદનક્ષમતા પ્રાપ્ત થઈ શકી છે. જુદા જુદા ટેલિસ્કોપ વચ્ચે સર્જાતા વ્યતિકરણ દ્વારા પ્રકાશસ્રોતની ઝીણવટભરી માહિતી મેળવવા અંતરનિર્ધારણ(spatial mapping)ની આ પદ્ધતિને aperture synthesis તરીકે ઓળખવામાં આવે છે. પ્રકાશતરંગોમાં aperture synthesisને શક્ય બનાવવા માટે 1990થી ઘનિષ્ઠ પ્રયાસો હાથ ધરવામાં આવી રહ્યા છે.

જ્યોતીન્દ્ર ન. દેસાઈ