Измерение - видность
Cтраница 1
Измерения видности в скотопическом диапазоне обычно производится методом определения порога зрительного ощущения. Для этого используется один источник в затемненной камере. Его яркость регулируется, начиная от такой, которая ниже пороговой, до такой, которая достаточно высока, чтобы быть отчетливо видимой. Подсчеты делаются по количеству энергии, приходящейся па каждую из выбранных волн, которую исследователь видит в течение определенного времени, скажем, в течение 50 % времени. Обратная величина этого количества энергии определяет относительную видпость па данной длине волны. Кривая функции длины волны, приведенная к максимальной величине 1 00, дает функцию скотопической видности. [1]
Отметим, что измерение видности интерференционных полос или размеров областей, на границах которых видность падает до нуля, позволяет определить величину смещения - в нашем случае угол поворота объекта. [2]
Важным требованием мозаики является измерение видности при значениях и и г, меньших диаметра антенны. Это возможно, но необходимы наблюдения с кратчайшими базами. Наименьшее расстояние обычно определяется условиями, при которых соседние антенны могут быть ориентированы в различных направлениях без опасности столкновения. При конструировании решеток миллиметрового диапазона рассматривается минимизация этого расстояния, зависящая от фокального отношения и конструкции монтировок антенн. [3]
С другой стороны, измерения видности интерференционной картины, созданной каким-либо протяженным источником, дают возможность определить его угловой размер. Интерференционный метод определения угловых размеров звездных объектов ( либо измерения углового расстояния между компонентами двойных звезд) был предложен и реализован Майкельсоном. [4]
О рентности и угловых размеров удаленного источника возможно не только из измерений видности интерференционных полос, но и с помощью предложенного Брауном и Твиссом метода интерферометрии интенсивностей. [5]
Чтобы проиллюстрировать наблюдательный процесс, показанный в этой главе, мы представим простейшее моделирование измерений комплексной видности источника с использованием произвольных параметров. Измерения проводятся с расстояниями между антеннами, кратными 30 длинам волн. Измеряются все базы от единичной до 23 - х кратной. Эти результаты могут быть получены при использовании двух антенн и одного коррелятора в наблюдениях источника при его прохождении через меридиан в течение 23 дней с ежедневным перемещением антенны для создания новой базы. [6]
Обычно предполагают, следуя обсуждению этого вопроса Рэлеем ( Rayleigh, 1892), что измерения видности и положения максимумов интенсивности дают два независимых блока информации, так что оба они должны быть получены для определения асимметричного распределения спектра. Однако, недавние исследования, основывающиеся на теории когерентности ( Wolf, 1962; Roman and Marathay, 1963; Marathay and Roman, 1964; Dialetis and Wolf, 1967; Dialetis, 1967; Nussenzveig, 1967), показали, что аналитические свойства комплексной степени когерентности накладывают определенные ограничения на фазовую функцию ( т), которые могут быть связаны с соответствующим модулем 7 ( г) и. Предположим, что j ( r) квадратично интегрируема, подчиняется условию Палея - Винера ( Paley and Wiener, 1934, с. [7]
Вначале Майкельсон использовал свой звездный интерферометр для измерения диаметров звезд, но он предвидел, как измерения видности полос могут давать информацию о распределении яркости источника, и продемонстрировал это на простых примерах. [8]
Таким образом, экспериментальное определение времени когерентности т ( или длины когерентности 1ст) может быть основано либо на измерении видности интерференционных полос, либо на измерении спектрального интервала частот Av - b / x, занимаемого исследуемым излучением. [9]
 |
Векторы базы и направлений. [10] |
В этой главе мы проведем полный двумерный анализ отклика интерферометра без аппроксимации малых углов и затем рассмотрим приближение малого поля зрения, обычно применяемое в преобразовании измерений видности в распределении интенсивности. Затем мы обсудим соотношение между кросскорреляцией принятых сигналов и кроскорреляционным энергетическим спектром, следующее из соотношения Винера-Хинчина и являющееся основой интерферометрии спектральных линий. В этой главе также дан анализ отклика приемной системы в целом. В приложении рассмотрены некоторые подходы к представлению сигналов шумовой природы, включая аналитический сигнал. [11]
 |
Схема звездного интерферометра интенсивностей ( А - зеркала. В - усилители. С - умножитель. М - интегратор. Р - фотоприемники. т - время задержки ( Brown and Twiss, 1958а. [12] |
Майкельсона по определению диаметра звезд. Он основывается на измерениях видности полос интерференционной картины, сформированной светом от звезды, который достигает плоскости детектора с помощью двух зеркал MI ( FI) и M Y) или, что эквивалентно, на измерениях абсолютной величины равновременнбй степени когерентности j ( Mi M2) 7 ( 1 1 1 2 0) света, достигающего этих двух зеркал. Согласно теореме Ван Циттерта - Цернике величина 7 ( 1 1 r2 0) для света в двух точках в дальней зоне некогерентного источника пропорциональна преобразованию Фурье распределения интенсивности по источнику. [13]
Для любых конкретных наблюдений оптимальное uv - заполнение, очевидно, определяется ожидаемым распределением интенсивности исследуемого источника, поскольку предпочтительнее сконцентрировать возможности инструмента на участках плоскости гш, где видность не равна нулю. Однако большинство антенных решеток используется для наблюдений различных типов астрономических объектов, так что требуется некоторый компромиссный подход. Поскольку в общем случае ориентация астрономических объектов на небесной сфере случайна, то предпочтительное направление высокого разрешения отсутствует. Поэтому логично выбрать для измерений видности круглую область на плоскости uv с центром в начале координат. [14]
Если диаграммы направленности антенн остаются неподвижными при прохождении через них источника, то в выходном сигнале коррелятора присутствуют комбинации интерференционных компонент с частотами от и е ( и - d ] cos 6 до uie ( u - - d) cos 5, где uje - угловая скорость вращения Земли и 8 - склонение источника. Чтобы выяснить эффект слежения за источником, рассмотрим точку В антенны, которая в этом случае перемещается в направлении источника со скоростью о еДм cos 6 длин волн в секунду. Вследствие этого происходит доплеровское смещение сигнала, принимаемого в точке В. Таким образом, частота интерференции при сопровождении источника получается та же, что и для точек А и А % в центрах апертур. Этот результат верен для любой пары точек; при выборе одной точки в центре апертуры в приведенном примере обсуждение становится немного проще. Следовательно, в случае сопровождения источника антеннами частоты интерференции всех пар точек в апертурах одинаковы на выходе коррелятора. По этой причине составляющие синусоидального сигнала на выходе коррелятора не могут быть разделены анализом Фурье, и информация об изменениях видности в интервале от и - d до и d теряется. Тем не менее, если движение антенн не совпадает с идеальным сопровождением источника, то эта информация, в принципе, может быть восстановлена. При картографировании источника, размеры которого превышают размеры антенных лучей, в сопровождение антенн добавляют сканирование, что позволяет перекрыть область источника полностью. В результате сканирования измерения видности по и и v выполняются с интервалами, достаточно малыми для источника протяженных размеров. Этот метод, называемый мозаикой, рассматривается в разд. [15]
Страницы: 1