Звездный интерферометр - майкельсон
Cтраница 1
Звездный интерферометр Майкельсона позволяет определять не только угловое расстояние между компонентами двойных звезд, но и угловые диаметры не слишком удаленных одиночных звезд. Первой звездой, у которой Майкельсону удалось измерить угловой диаметр, была Бетельгейзе, относящаяся к так называемым красным гигантам. [1]
По принципу звездного интерферометра Майкельсона работают радиоинтерферометры: сигналы с двух радиотелескопов, установленных в разных местах, подают на общий детектор. Большое угловое разрешение достигается за счет значительного увеличения расстояния между антеннами. Таким путем было достигнуто почти в сто раз большее разрешение, чем у звездного интерферометра Майкельсона. [2]
Простейшим возможным применением звездного интерферометра Майкельсона является определение того интервала s0, при котором интерференционные полосы начинают исчезать, и, следовательно, углового диаметра удаленного источника. [3]
 |
Звездный интерферометр Майкельсона. [4] |
Трудности, которые встречаются в работе со звездным интерферометром Майкельсона, далеко не тривиальны. Весь прибор должен быть тщательно отъюстирован, и оптические разности хода в двух плечах должны быть одинаковы с точностью до некоторой доли длины когерентности света. [5]
Нужно определить яркость двух компонент двойной звезды при помощи звездного интерферометра Майкельсона. Известно, что каждая компонента есть круг однородной яркости. Известны угловые диаметры аир компонент и угловое расстояние у между ними. Известно также, что Y, Y Р - Как можно было бы определить их относительную яркость / а / / 0, измерив модуль fii2 ( s) при помощи интерферометра. [6]
В некоторых экспериментах, например когда для получения информации при наличии изменяющихся во времени атмосферных неоднородно-стей используется звездный интерферометр Майкельсона, фаза интерферограммы может быть быстро флуктуирующей функцией времени. Предположим, что временной интервал, заданный для наблюдения, достаточно мал и интерферограмму можно считать замороженной во времени на многоэлементном фотоприемнике. [7]
Теперь можно оценить, например, время наблюдения, требуемое для определения видности интерферограммы, формируемой в звездном интерферометре Майкельсона. [8]
 |
Звездный интерферометр Майкельсона. [9] |
Пределы интервалов, допускаемых обычными телескопами, были сильно расширены при появлении интерферометра, изобретенного Майкельсоном [7.24], который называется звездным интерферометром Майкельсона. [10]
 |
Примеры, иллюстрирующие измене. [11] |
На рис. 7.3 для некоторых простых модельных источников показаны изменения видности полос с расстоянием d между двумя внешними зеркалами MI и М % звездного интерферометра Майкельсона. Если мы интересуемся определением только углового размера звезды, а не распределением интенсивности по звездному диску, анализ сильно упрощается. Предположим, например, что звездный диск имеет круговую симметрию относительно О и однородную интенсивность, т.е. i ( p q) постоянно по диску. [12]
Юнга, б - схема Ллойда, в - бипризма Френеля, г - билинза Бийе, д - интерферометр Майкельсона, е - звездный интерферометр Майкельсона; лучи 1 и 2 идут от удаленного источника. [13]
В описанных выше системах интерференционные полосы формируются путем объединения приходящего излучения на той же длине волны, на которой оно было принято, как в классическом звездном интерферометре Майкельсона. Они также называются системами прямого детектирования. Сигналы ПЧ затем усиливаются и коррелируются в электронной системе, такой же, как в радиоинтерферометрии. По сравнению с системой прямого детектирования чувствительность гетеродинной системы сильно ограничена квантовыми эффектами, упомянутыми в разд. Она также ограничивается шириной полосы, которую могут пропустить электронные усилители, если выходы смесителей не разделены на несколько частотных каналов, каждый из которых преобразуется параллельно. Широкие полосы затем могут обрабатываться с помощью соответствующего числа усилителей и корреляторов. Разделение полосы частот также приводит к увеличению разницы длин путей, в пределах которой сигналы остаются когерентными. [14]
Таким образом, в обоих случаях можно измерить угловое расстояние, устранив влияние возмущающих членов типа cos [ ( k k) ( FI - Г2) / 2 ], которые мешают работе звездного интерферометра Майкельсона. [15]
Страницы: 1 2