§ 4.8. Astrofizik uskunalar va teleskoplar

Teleskoplar qurollanmagan ko‘z bilan kuzatuv olib borishda biz faqat juda cheklangan ma’lumotlarga ega bo‘lishimiz mumkin. XIX asr oxirigacha bu usul kuzatuv olib borishning yagona yo‘li bo‘lib kelgan. XIX asr o‘rtasida fotografiyaning ixtiro qilinishi astronomiyada revolyusiya sodir bo‘lishiga olib keldi. Optik astronomiyadagi keyingi muhim qadami 1940-1950–yillarda fotoelektrik fotometriyaning rivojlanishi bo‘ldi. Fotografiyaning ixtiro qilinishi bilan teng navbatdagi revolyusiya 1970-yillar o‘rtasida turli yarimo‘tkazgichli detektorlarning kirib kelishi bilan yuz berdi. Hozirgi kunga kelib detektorlarning sezgirlik darajasi shunchalik ortdiki, ularni 60 santimetrli teleskop bilan ishlatilsa, uning imkoniyati 5 metrlik Palomar teleskopining 1940 – yillardagi natijasi bilan tenglashadi.

Fotoplastinkalar. Fotagrafiya astronomik kuzatuvlarda ko‘pdan beri keng tarqalgan usullaridan biri bo‘lib kelmoqda. Astronomik fotografiyada tasmalar o‘rniga shishali plastinkalar ishlatilgan, chunki ular o‘zining shaklini yaxo‘iroq saqlar edi, ammo hozirgi kunda ular boshqa ishlab chiqarilmaydi va fotografiyaning o‘rnini CCD-kameralar deyarli mutloq egalladi. Tasma yoki plastinka yuzasidagi sezgir qatlam odatda qumush bromidi AgBr kabi qumush galogenididan qilingan bo‘ladi. Galogenid tomonidan yutilgan foton elektronni g‘alayontiradi va u bir atomdan ikkinchisiga o‘tib yurishi mumkin. Kumush ioni Ag+ elektronni ushlab olib, neytral atomga aylanishi mumkin. Biron bir joyda etarli miqdorda kumush atomlari yig‘ilsa, ular yashirin tasvirnm hosil qilishligisi mumkin. Yashirin tasvir doimiy tasvirga aylantirilishi uchun ekspozitsiyalanganplastinka turli kimyoviy moddalar bilan ishlanadi, ular o‘z ichiga yashirin tasvirni qamrab olgan kumush bromidi kristallarini kumushga aylantiradi (proyavka) va ekspozitsiyalanmagan kristallarni chiqarib tashlashadi (fiksaj).

Fotografik plastinka inson ko‘ziga qaraganda ancha afzalliklarga ega. Plastinka bir vaqtning o‘zida millionlab yulduzlarni (tarsvir elementlarini) qayd qilishi mumkin vaholanki ko‘z bilan bir vaqtda faqatgina bitta, ko‘pi bilan ikkita obyektni kuzatsa bo‘ladi. Plastinkada qayd etilgan tasvir doimiy bo‘ladi – tasvirni ihtiyoriy vaqtda o‘rganib chiqsa bo‘ladi. Bundan tashqari, fotografik plastinkalar, detektorlarning boshqa ko‘p sonli turlariga qaraganda, arzon va qo‘llashda oson. Plastinkalarning hususiyatlaridan biri bu uzoq vvaaqt davomida yorug‘likni yig‘ib olish qobiliyatidir: ekspozitsiya davomiyligi qancha katta bo‘lsa, plastinkalarda shuncha ko‘p kumush atomlari paydo bo‘ladi (plastinka qorayadi). Ekspozitsiya vaqti kattalashgan sari shuncha hira obyektlar fotografiyalanishi mumkin. Ko‘z bunday qobiliyatga ega emas: agarda hira obyekt teleskop orqali ko‘rinmasa, uni qancha uzoq vaqt kuzatsa ham u bari-bir ko‘rinmaydi.

Fotografik plastinkaning kamchiliklaridan biri bu uning past sezuvchanligidir. Mingta fotondan faqatgina bittasi plastinka yuzasida kumush granulasining paydo bo‘lishiga olib keladi. Shunday qilib, plastinaning kvant effektivligi 0.1 % ni tashkil etadi. Plastinkalarning sezgirliligini oshirish uchun ekspozitsiyadan oldin bir nechta kimyoviy ishlov berish usullarni ko‘llash mumkin. Bu kvant effektivligini bir necha foizgacha oshirishi mumkin. Plastinkalarning yana bir kamchiligi shundan iboratki, bir marta ekspozitsiyalangan kumush bromidining kristali boshqa yana nurni qayd etmaydi, ya’ni to‘yingan nuqtasiga etgan bo‘ladi. Boshqa tomondan, tasvirni hosil qilish uchun fotonlarning muayyan soni kerak bo‘ladi. Fotonlarning soni ikki barobar oshishi tasvirning zichligi (“qoraligi”)ning ham ikki barobar oshishiga olib keladi degani emas: plastinkaning zichligi tushayotgan nur tushayotgan yorug‘ miqdoriga nochiziq bog‘liq. Plastina sezgirligi yorug‘likning to‘lqin uzunligiga ham bog‘liq. Yuqorida sanab o‘tilgan sabablarga ko‘ra fotografik plastinkadagi ravshanlikni o‘lchash aniqligi odatda taxminan 5% ga buziladi. Shunday qilib, fotografik plastinka fotometriya uchun ishlatilishi tafsiya etilmaydi, ammo uni a’lo darajada, masalan yulduzlarning joylashishini (pozitsion astrometriya) va osmonni xaritalash uchun ishlatish mumkin.

Fotokatodlar, Fotoelektron ko‘paytirgichlar. Fotokatodlar fotoplastinalarga qaraganda ancha samaraliroq detektorlar hisoblanadi. Ular fotoelektrik effektga asoslangan. Yorug‘lik kvanti, yohud foton, fotokatod bilan to‘qnashadi va elektronni urib chiqradi. Shunda elektron musbat elektrod, yohud anodga borib qo‘shiladi va o‘lchanayotgan elektr tokining oshishiga olib keladi. Fotokatodning kvant effektivli fotografik plastinkanikidan tahminan 10-20 barobar yaxshiroqdir; optimal holda effektivlikni 30% etkazish mumkin. Bundan tashqari fotokatod chiziqli detektordir: agarda elektronlarning soni ikki barobar oshsa, chiqadigan oqim ham ikki barobar kattalashadi.

Fotoelektrik ko‘paytirgichlar (FEK) fotokatodlar qo‘llaniladigan eng muhim moslamalar hisoblanadi. Bu qurilmada fotokatoddan chiqqan elektronlar dinodga borib uriladi. Dinodga borib urilgan har bir elektron bir nechta boshqalarni bo‘shatadi. Bir nechta dinod ketma-ket turgan bo‘lsa, boshlang‘ich kuchsiz oqim millionlab marta kuchayishi mumkin. Fotoelektrik ko‘paytirgichlar ularga tushgan xamma yorug‘likni o‘lchaydi, ammo ular tasvirlarni hosil qilishmaydi. FEKlar asosan fotometriyada ishlatiladi, va ularning aniqligi 0.1%-1% bo‘lishi mumkin.

Fotometrlar, polarimetrlar. Ravshanlikni o‘lchovchi detektor – fotometr odatda tteleskopning orqasida, Kasegren fokusida joylashgan bo‘ladi. Fokal tekisligida kichik o‘lchamli teshik – diafragma bo‘ladi, u kuzatilayotgan obyektdan kelayotgan yorug‘likni o‘tkazadi. Shu yo‘l orqali kuzatuv maydonidagi boshqa yulduzlardan kelayotgan yorug‘lik fotometrga tushishi oldi olish mumkin. Diafragma ortidagi maydon linzasi (a field lens) yorug‘likni sindirib, fotokatodga yo‘naltirib beradi. Chiquvchi oqim keyinchalik predusilitelda (preamplifier) kattalashtiriladi. FEKlar ishlash uchun 1000-1500 voltga (V) teng kuchlanishni talab etadi.

Kuzatuvlar ko‘p hollarda, detektorga tushayotgan barcha nurlanishni o‘lchash o‘rniga, muayyan to‘lchin uzunliklar intervalida olib boriladi. Bu holda FEKga boshqa to‘lqin uzunlikdagi nurlanish etib borishini oldini olish uchugn filtr ishlatiladi. Fotometr bir vaqtning o‘zida bir necha to‘lqin uzunligida o‘lchashlarni olib boruvchi fotoelektron ko‘paytirgichlardan iborat bo‘lishi ham mumkin (3.21-rasm). Bunday qurilmada yorug‘lik bo‘luvchilar yoki yarimshaffof ko‘zgular yorug‘lik nurini bo‘lib tashlab, belgilangan filtrlar orqali FEK ga yo‘naltiradi.

4.10-rasm. Ko‘p rangli fotoelektrik fotometrning ishlash prinsipi. Teleskop to‘plagan yorug‘lik chap tarafdan kelib tushadi. Yorug‘lik fotometrga fokal tekislikdagi kichik teshik – diafragma orqali tushadi. Linza unga tushgan yorug‘likni parallel nurlarga kollimatsiyalaydi (to‘playdi). Yarimshaffof ko‘zgular yorug‘likni bir nechta FEKga bo‘lib beradi. Maydon linza yorug‘likni filtr orqali o‘tkazib FEKning fotokatodlariga yo‘naltiradi. Yorug‘lik kvantlari – fotonlar katodlardan elektronlarni urib chiqarishadi. Elektronlar kuchlanishi tahminan 1500 (V) voltga teng kuchlanishdagi dinodlar tomonga tezlashishadi. Dinodlarga urilgan elektronlar yanada ko‘p elektronlarni paydo bo‘lishiga olib keladi va natijada oqim sezirarli darajada oshadi. Katoddan chiquvchi har bir elektron anodda elektron bo‘lgan impulsning oshishiga olib keladi; impulslar sanagichi tushgan impulslarni kuchaytiradi va qayd etadi. Shu yo‘l orqali yulduzdan kelayotgan fotonlar qayd etiladi va hisoblanadi.

Fotopolyarimetr deb atalmish qurilmada polyarizatsiyaluvchi (qutblashtiruvchi) filtr o‘zi yoki boshqa filtrlar bilan birgalikda ishlatiladi. Qutblanishning darajasi va yo‘nalishini qutblashtirgichlarning turli orientatsiyasi (yo‘naltirilganligi)dagi yorug‘likning intensivligini o‘lchash orqali topishimiz mumkin.

Amalda, fotometr diafragmasi doimo kuzatilayotgan obekt atrofidagi osmon fonining bir qismini o‘tkazib yuboradi. O‘lchangan ravshanlik aslida bu obekt hamda osmon foni bilan birgalikdagi ravshanlikdir. Obekt ravshanligini topish uchun alohida osmon fonining ravshanligini o‘lchash va uni birkalikda o‘lchangan qiymatdan ayrib tashlash kerak bo‘ladi. Agarda vaqtdagi kuzatuvlar olib borilsa va osmon fonning yorqinligi tez o‘zgaruvchan bo‘lsa, unda obyektlar ravshanliklarining o‘lchash aniqligini kamayadi. Bu muammo bir vaqtning o‘zida osmon foni hamda obekt ravshanliklarini kuzatish orqali hal qilinishi mumkin.

Fotometrik kuzatuvlar ko‘pincha nisbiydir. Agarda kimdir kuzatayotgan bo‘lsa, masalan o‘zgaruvchan yulduzni, unga yaqin bo‘lgan tayanch yulduzlar ham regulyar vaqt intervallarida kuzatilishi kerak. Ushbu tayanch yulduzlarni kuzatuv natijalaridan foydalangan holda atmosfera ekstinksiyasidagi (4-Bobni qara) sekin o‘zgarishlar modelini topib, bu effektgni ayrib tashlasa bo‘ladi. Ishlatilayotgan asbobni ravshanliklari katta aniqlik bilan oldindan ma’lum bo‘lgan tanlangan standart yulduzlarni kuzatish orqali kalibrovkalanishi (parametrlarini o‘zaro moslashtirish) mumkin.

Tasvir almashtirgichlari (elektron-optik atmashtirgichlari - EOA). 1960-yillardan beri fotokatodlarga asoslangan turli hil tasvir almashtirgichlari ishlatilib kelingan. EOAda fotokatoddagi elektronning boshlang‘ich nuqtasi xaqidagi ma’lumot saqlanada va kuchaytirilgan tasvir flyuorissent ekranda shakillanadi. Shunda tasvir masalan CCD kamerayordamida qayd etilishi mumkin. EOAning afzalliklaridan biri bu – nisbatan qisqa ekspozitsiya davomida xattoki hira obyektlar tasvirlanishi mumkin va kuzatuvlarni detektorlar sezmaydigan to‘lqin uzunliklari sorhalarida ham olib borilishi mumkin.

Detektorlarning ko‘p qo‘llaniladigan boshqa turlaridan biri televizion, ya’ni TV kameraldarga asoslangan (televizion kameralar). Ftokatoddan chiqayotgan elektronlar zaryadning elektrik taqsimoti ko‘rinishiga ega tasvirni shakillantiruvchi elektrodga tushishdan avval bir necha kilovolt kuchlanish bilan tezlashadilar. Ekspozitsiyadan so‘ng, elektrodning har bir nuqtasidagi zaryad uning yuzasini elektron nur yordamida qatorma-qator skanerlanadi. Bu videosignalni yuzaga keltiradi va u televizion trubka ekranida ko‘rinadigan tasvirga almashtirilishi mumkin. Bu ma’lumotni raqamli ko‘rinishda saqlab qo‘yish mumkin. Mukammallashgan sistemalarda, tasvir almashtirgichining fluorissent ekranidagi yakka elektronlar tomonidan hosil qilingan jimirlashlar kompyuterning xotirasida qayd etilishi va saqlanishi mumkin. Tasvirdagi xar bir nuqtaga mos xotira sohasi mavjud va u tasvir elementi yohud piksel deyiladi.

1970-yillar o‘rtalaridan boshlab, yarimo‘tkazgich texnologiyalarni ishlatadigan detektorlardan foydalanish darajasi keskin ravishda ko‘payib bordi. Yarimo‘tkazgichli detektorlar bilan kvant effektivligi tahminan 70-80%gacha etishi mumkin; shunday qilib, sezuvchanlik bundan boshqa yaxshilanishi mumkin emas. Bu turdani yangi detektorlarga mos keladigan to‘lqin uzunligi diapazonlari fotografik plastinkaga qaraganda ancha keng. Detektorlar chiziqli ham bo‘ladi. Raqamli ko‘rinishga ega ma’lumotlarni yig‘ish, saqlash va tahlil etish uchun kompyuterlar ishlatiladi.

CCD kamera. Yangi detektorlardan eng muhim ahamiyatga ega bo‘lgani bu CCD kameralardir (Charge Coupled Device - Zaryad yig‘uvchi qurilma). Detektor yorug‘likka sezgir kremniyli diodlardan tashkil topgan yuzaga ega va ular tasvir elementlari yoki piksellarning to‘g‘riburchak massiv shaklida joylashgan bo‘ladi. Eng katta kameralar piksellarga ega, lekin ko‘p hollarda ular sezilarni kichikroq bo‘lishadi.

Detektorga urilgan foton elektronni erkin holatga chiqarib yuborishi mumkin, ammo u piksel ichida, qopqonga tushganden, qoladi. Ekspozitsiyadan so‘ng potensiallar orasidagi ayrmani o‘zgartirish orqali to‘plangan zaryad satrma-satr o‘qib olish buferiga siljitiladi. Buferda zaryad pikselma-piksel analog-raqamli almashtirgichga qarab xarakatlanadi va o‘z o‘z navbatida raqam ko‘rinishidagi qiymatlarni kompyuterga uzatadi. Tasirni o‘qib olganda detektor uni egallab turgan zaryaddan bo‘shaydi (3-22-rasm). Agarda ekspozitsiyalar juda qisqa bo‘lsa, tasvirni o‘qib olish vaqti umumiy kuzatuv vafqtining ancham qismini egallashi mumkin.

4.11(a-e)–rasm. (a) Ekspozitsiya paytida elektronlar kameraning piksellariga mos keladigan potensial o‘ralarga tushib qolishadi. Xar bir pikseldagi son ito‘plangan elektronlar sonini ko‘rsatadi. (b) Ekspozitsiyadan so‘ng xar bir gorizontal chiziq o‘ng tomonga bir pikselga siljiydi; o‘ng tomondagi eng chetki satr o‘qib olish buferiga suriladi. (c) Beferdagi qiymatlar pastga yuir pikselga surilvadi. Eng pastdagi zaryad A/D almashtirgich tomonga siljiydi, u esa elektronlar sonini kompyuterrga uzatadi. (d) Bufer pastga bir necha marta xarakatlanganidag so‘ng bitta vertikal qator o‘qib olingan bo‘ladi. (e) Tasvir yana bir bor o‘ng tomonga bir pikselga siljiydi. Bu jarayon butun tasvir o‘qib olilgunicha davom etaveradi.

CCD kamera deyarli chiziqlidir: eletronlar soni fotonlar soniga to‘g‘ri proporsional. Ma’lumotlarni kalibrovka qilish fotografik plastinkanikiga qaraganda ancha oson.

Kvant effektivligi, ya’ni elektronlar sonining kelib tushgan fotonlar soniga nisbati ancha yuqori va shu tufayli CCD kameraning sezgirligi fotografik plastinkanikiga qarganda ancha baland. Uning sezgirligi asosan qizil rang, to‘lqin uzunligi 600-800 nm atrofida eng yuqori, bu diapazonda kvant effektivligi 80-90 % yoki undan ham balandroq bo‘lishi mumkin.

Kameraning diapazoni spektrning uzoq infraqizil chegaralarigacha borib etadi. Ultrabinafsha diapazonda kremniy tahminan 500 nm dan past sohada yutishi tufayli uning sezgirligi keskin pasayib ketadi. Bu muammoni hal etish uchun ikki xil usul ishlatiladi. Birinchi yo‘li – ultrabinafsha to‘lqinni yutib, kattaroq to‘lqin uzunligida yorug‘lik nurlovchi qoplamani qo‘llash. Ikkinchisi esa, yutilishni kamaytirish maqsadida chipni tepa va quyi qismlarini bir biri bilan almashtirish va uni iloji yuoricha yupqa qilib yasash.

Kamera butunlay qorong‘ulikda turgan holida ham uning issiqlik shovqini qora oqimni hosil qiladi. Bu shovqinini kamaytirish uchun kamera sovutilishikerak. Astronomik CCD kameralar odatda suyuq azot bilan sovsutiladi vaa u effektiv tarzda qora oqimning aksariyat qismini bartaraf etadi. Ammo kamera sovutilganda uning sezgirligi ham pasayadi; shuning uchun uni juda ham yaxshi natijalarga olib kelmaydi. O‘zaro mos keladigan ma’lumotlarni olish uchun uning temperaturasi doimiy qiymatga ega bo‘lishi kerak. Havaskorlar uchun elektron sovutish sistemasiga ega o‘rta narhdagi CCD kameralar allaqachon mavjud. Agarda katta aniqlik talab etiladigan bo‘lmasa, unda ularning ko‘pchilmigi ilmiy tadqiqot masalalarni echishida ishlatilishi ham mumkin.

Qoramtir tokni zatvor yopiq holatidagi ekspozitsya bilan oson o‘lchash mumkin. Kuzatilgan tasvirdan uning natijasini ayirib tashlash haqiqiy yorug‘lik tahsirida hosil qilingan eektronlar sonini beradi.

Alohida (individeal) piksellarning sezgirligi bir-birinikidan farq qilishi mumkin. Bu holat, huddi nomoshom payti singari, bir tekis yoritilgan maydon tasvirini olish orqali to‘g‘rilanadi. Bu tasvir tekis-maydon (flet-fild) deb ataladi. Kuzatuv natijalarini ushbu tekis-maydon tasviriga bo‘lsak, piksellarning turliligi sababli hosil bo‘lgan xatolik bartaraf etiladi.

CCD kamera juda barqaror hisoblanadi. Shuning uchun qora oqim va tekis-maydon tasvirlarini doimo takrorlab kuzatishga hojat yo‘q. Odatda ushbu kalibrovkalovchi tasvirlar kechki va tongi shafaq vaqtlarida, real kuzatuvlardan boshlanishidan oldin va ular tugagach, olinadi.

Kosmik nurlar, ya’ni zaryadlangan zarralar CCD tasvirada yorqin, tashqidan kelgan nuqtalarni hosil qiladi. Ularni odatda bitta yoki ikkita piksel yuilan chegaralanadi va ularni aniqlab olish qiyin emas. Odatda, bir necha minutli qisqa ekspozitsiya davomida bir nechta kosmik nurlar izlari tushadi. Shuning uchun, bitta uzoq vaqtli ekspozitsiya o‘rniga odatda bir nechta qisqa vaqtli ekspozitsiyalarni olish, tasvirlarni kosmik nurlar izlaridan tozalash va oxirida tasvirni komryuterga uzatish maqsadga muvofiqdir.

Bundan jiddiyroq muammo – bu elektronikaning o‘qib-olish shovqini dir. Birinchi kameralarda bu kattalikning qiymati bitta pikselga yuzlab elektronlarga teng bo‘lgan. Zamonaviy kameralarda uning qiymati bir nechta elektronga teng. Bu esa, o‘z navbatida, obektlardan kelayotgan xira signallarni aniqlashda quyi chegarani belgilaydi: agarda signal o‘qib-olish signalidan pastroq bo‘lsa, unda uni shovqindan ajratib bo‘lmaydi.

CCD kamera o‘ta sezgir detektor bo‘lsa ham, hattoki yorqin nur ham unga zarar etkaza ololmaydi. FEK esa, boshqa tomondan, unga o‘ta kuchli yorug‘lik tukshsa ishdan chiqishi mumkin. Shu bilan birga bitta piksel elektronlarning faqat belgilangan sonigacha qabul qilishi mumkin, undan keyin u to‘yingan holatga o‘tadi. O‘ta to‘yingalik holatda zaryad yon-atrofdagi boshqa piksellarga ham to‘lib, o‘tib ketishi mumkin. Agarda kamera past qiymatda to‘yingan bo‘lsa, uni zaryadlardan tozalash uchun bir necha marta o‘qib olishga to‘g‘ri kelishi mumkin.

Eng yiriq CCD kameralar o‘ta qimmat turadi, va hattoki ular fotografik plastinkalar va tasmalarga qaraganda haligacha ancha kichik. Shuning uchun, ayrim o‘lchamlari katta bo‘lgan obyektlarni kuzatishda, haligacha fotografiya ishlatildadi.

Interferometrlar. Yirik teleskoplarning ajrata olish qobiliyati amalda sing bilan chegaralanadi, shu sababli obektivning o‘lchamini kattalashishi bu albatta ajrata olish qobiliyatining oshishiga olib keladi degani emas hali. Ajrata olish qobiliyatining diffraksiya tomonidan qo‘yilgan nazariy chegarasiga etib kelish uchun turli interferometrlar ishlatilishi mumkin.

Optik interferometrlarning ikki turi mavjud. Ulardan biri bor bo‘lgan yirik teleskopni ishlatadi; ikkinchisi esa ikkita yoki undan ko‘p alohida teleskoplardan tashkil topgan sistemadir. Ikkala ham holda yorug‘lik nurlari interferensiyalanadi. Hosil bo‘lgan interferension tasvirni tahlili asosida zich qo‘shaloq sistemalarni o‘rganish, yulduzlarning ko‘rinma burchak diametrlari va boshqalarni o‘rganish mumkin bo‘ladi.

Ilk interferometrlardan biri Maykelson interferometri bo‘lgan, u 1920 yildan salgina oldin, o‘z vaqtining eng yirik teleskopi uchun qo‘riligan edi. Teleskopning oldi qismida, olti metrli uzun nur uchlarida tekis ko‘zgalr o‘rnatilgan edi va ular nurlarni teleskopla qaytargan. Ko‘zgular orasidagi masofa o‘zgarganda interferension tasvir shakli ham o‘zgarar edi. Amalda interferenitson tasvir sing tomonidan buzilgan bo‘lgan va bu asbob yordamida atigi bir nechta ijobiy natijalar olingan bo‘lgan.

30 eng yorqin yulduzlarning diametrlari intensivlik interferometrlari yordamida o‘lchangan edi. Bunday moslama bir biriga nisbatan masofasini o‘zgartirsa bo‘ladigan ikkita alohida teleskoplardan iborat. Ammo bu usul faqatgina eng yorug‘ obyektlar uchun qo‘l kelishi mumkin.

1970 – yilda fransuz olimi Antuan Labeyri spekl interferometrya prinsiplarini kiritdi. An’anaviy kuzatuvlarda uzoq vaqtli ekspozitsiya davomida olingan tasvir ko‘p sonli oniy vaqtda tushirilgan tasvirlardan (spekl - dog‘lardan) iborat bo‘lib, ular birgalikda obektning ko‘rinma diskini tashkil etadi. Spekl intervferometriyada juda qisqa ekspozitsiyalar va katta kattalashtirishlar qo‘llaniladi, natijada yuzlab tasvirlar qo‘lga kiritiladi. Bu tasvirlarni birlashtirsa va tahlil etsa (odatda raqamli ko‘rinishda) teleskopning xaqiqiy ajratib olish qiymatiga deyarli etsa bo‘ladi.

2000 – yillardan boshlab interferensifya usullarning aniqligi yanada oshdi. 2001 – yilda ikkita 10 metrlik Kekk teleskoplaridan bitta interferometr sifatida foydalanish bo‘yicha birinchi eksperimertlar o‘tkazildi. Xuddi shunday tarzda ESO VLT teleskopi ham interferometr sifatida ishlatiladi.