Звездный интерферометр - майкельсон
Cтраница 2
 |
Степень пространственной когерентности v ( s пространственно некогерентного источника, имеющего форму диска радиуса а.| Схема звездного интерферометра Май-кельсона. [16] |
Угловой радиус Солнца, наблюдаемый с Земли, 6 я 0 0047; таким образом, для волн оптического диапазона радиус корреляции ( 16) принимает значение гкя 0 02 мм. Практическое применение звездного интерферометра Майкельсона ограничено, однако, тем обстоятельством, что на измеряемую степень когерентности звезды сильное влияние оказывают флуктуации показателя преломления атмосферы. Эти флуктуации приводят лишь к фазовым искажениям, которые не влияют на измерения корреляционных функций интенсивности ( см. § 3 гл. [17]
В интерференционном опыте Юнга ( см. § 16) источниками света служат две щели, освещаемые некоторым источником света, т.е. схема опыта в существенных своих чертах совпадает со схемой рис. 4.20. Если разность хода сравнительно невелика, так что наблюдаются полосы низкого порядка, то контрастность интерференционных полос будет определяться главным образом степенью пространственной когерентности освещения щелей. Аналогично положение и в случае звездного интерферометра Майкельсона ( см. § 45), где частичная пространственная когерентность освещения щелей интерферометра служит средством для измерения угловых размеров звезд. [18]
Если разность хода сравнительно невелика, так что наблюдаются полосы низкого порядка, то контрастность интерференционных полос будет определяться главным образом степенью пространственной когерентности освещения щелей. Аналогично положение и в случае звездного интерферометра Майкельсона ( см. § 45), где частичная пространственная когерентность освещения щелей интерферометра служит средством для измерения угловых размеров звезд. [19]
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. [20]
Следует сделать некоторые предположения относительно характера интерферограммы. Во-первых, пространственная частота интерферограммы предполагается заранее известной. Практически это хорошее приближение. Например, если интерферо-грамма образуется с помощью звездного интерферометра Майкельсона, то ее период определяется интервалом субапертуры, длиной волны и фокусным расстоянием, а все эти параметры можно считать известными. Во-вторых, амплитуда интерферограммы предполагается постоянной в пределах многоэлементного фотоприемника. В действительности мы предполагаем, что рассматриваемый свет является квазимонохроматическим и что усредненные по времени интенсивности двух пучков постоянны в пределах фотоприемника. В-третьих, пространственный период интерферограммы предполагается большим по сравнению с размером отдельного элемента. Это предположение позволяет нам считать интенсивность на любом элементе постоянной. Наконец, мы используем несколько искусственное предположение о том, что на всем фотоприемнике укладывается целое число периодов интерферограммы. Последнее предположение позволит нам упростить задачу ( как будет ясно из дальнейшего) и все-таки найти фундаментальные пределы точности интересующего нас измерения. [21]
Свет от звезды фокусируется двумя вогнутыми зеркалами на два фотоумножителя, сигналы которых после усиления перемножаются электронной схемой. Корреляция флуктуации регистрируется в зависимости от расстояния между зеркалами. С увеличением расстояния корреляция уменьшается и пропадает совсем, когда это расстояние превысит размер области когерентности. Таким образом корреляционные измерения интенсивности также позволяют определить степень пространственной когерентности Ivi2 ( 0) l исследуемого излучения. Интерферометр интенсивно-стей имеет некоторые преимущества по сравнению со звездным интерферометром Майкельсона. Здесь регистрируется непосредственно интенсивность, зависящая только от амплитуды, поэтому искажения фазы световой волны, возникающие вследствие нерегулярных изменений показателя преломления атмосферы; не влияют на результаты корреляционных измерений. Этот метод значительно менее чувствителен к неточностям в перемещении зеркал, что позволяет использовать гораздо большие базы и находить очень малые угловые размеры звезд. [22]
Страницы: 1 2