Interferometriya

Primenyaemye v I. izmeritel'nye pribory, princip deistviya k-ryh osnovan na interferencii voln, naz. interferometrami. V prostranstvennom dvuhluchevom interferometre (ris.) interferiruyut el.-magn. volny, prihodyashie ot kosmich. istochnika izlucheniya, napr. zvezdy, k zerkalam pribora A i B, raznesennym v prostranstve. Zerkala napravlyayut izluchenie zvezdy v ustroistvo C (v teleskop), gde puchki sveta interferiruyut, t.e. usilivayut ili oslablyayut drug druga v zavisimosti ot raznosti faz mezhdu nimi. Raznost' faz opredelyaetsya razlichiem opticheskih putei (ili vremeni prihoda) interferiruyushih puchkov sveta. V dvuhluchevom interferometre opticheskie puti dlya oboih puchkov sveta reguliruyut tak, chtoby oni byli primerno odinakovymi.

Principial'naya shema dvuhluchevogo interferometra: A i B - zerkala, C - ustroistvo (teleskop), osushestvlyayushee interferenciyu voln. Vnizu pokazano raspredelenie intensivnosti izlucheniya v interferencionnoi kartine ot dvuh istochnikov S1 i S2.

Ot zvezdy - ochen' udalennogo tochechnogo istochnika - k Zemle prihodit parallel'nyi puchok sveta, ego volnovoi front (t.e. poverhnost', na k-roi faza volny odinakova) ploskii i perpendikulyaren k napravleniyu na istochnik. V etih usloviyah raznost' optich. putei S₁AC i S₁BC (i raznost' faz) v centre kartiny ravna nulyu i voznikaet chetkaya interferencionnaya kartina - sistema temnyh i svetlyh polos. Uglovoe rasstoyanie mezhdu sosednimi maksimumami intensivnosti v interferenc. kartine ot istochnika (zvezdy) ravno , gde D - rasstoyanie mezhdu centrami zerkal A i B (ego naz. bazoi interferometra). Velichinu bazy mozhno izmenyat'. Esli ryadom s S₁ raspolozhen vtoroi istochnik S₂, nahodyashiisya na malom uglovom rasstoyanii ot nego, to volnovoi front ot S₂ budet naklonen k volnovomu frontu ot S₁ na etot zhe ugol. Poetomu k zerkalu A svet pridet ot S₂ s zaderzhkoi na po sravneniyu s zerkalom B. Pri interferenc. maksimumy v sisteme polos ot istochnika S₁ sovpadut s polozheniem minimumov ot istochnika S₂, v rezul'tate interferenc. kartina okazhetsya razmytoi, nekontrastnoi. Kontrast (ili vidnost' V) opredelyaetsya f-loi:
V = (I_maks - I_min)/(I_maks + I_min) ,
gde I_maks i I_min - sootvetstvenno naibol'shaya i naimen'shaya intensivnost' sveta v interferencial'noi kartine. Naimen'shii kontrast polos otvechaet usloviyu: . Izmeriv D i znaya , mozhno opredelit' takim metodom uglovoe rasstoyanie mezhdu tesnoi paroi zvezd. Metod primenim i dlya opredeleniya uglovogo razmera odnoi zvezdy, poskol'ku protivopolozhnye kraya ee diska mozhno rassmatrivat' kak dva blizkih istochnika izlucheniya. Pri malyh bazah interferenc. polosy ot odnoi zvezdy budut kontrastnymi (), no s uvelicheniem D vidnost' budet umen'shat'sya i polosy ischeznut sovsem pri , gde - uglovoi diametr zvezdy. Sledovatel'no, .

Razreshayushaya sposobnost' dvuhluchevogo interferometra , i chem bol'she baza, tem ona luchshe. Pri D= 6 m i (zelenyi svet) razreshayushaya sposobnost' 0,01". Osn. trudnosti pri praktich. realizacii metoda prostranstvennoi I. svyazany s iskazhayushim vliyaniem na volnovoi front neodnorodnostei zemnoi atmosfery. Atmosfera oslablyaet kontrast polos i vyzyvaet ih drozhanie, tak chto izmerit' vidnost' V neprosto. Do poyavleniya fotoelektrich. priemnikov sveta nablyudateli, vybiraya momenty uluchsheniya kontrasta kartiny, vizual'no ocenivali vidnost', a takzhe vruchnuyu osushestvlyali kompensaciyu sil'nyh fazovyh sdvigov, voznikayushih na dlinnyh bazah. S 1970 g. stali primenyat' razlichnye fotoelektrich. ustroistva dlya avtomatich. izmereniya kontrasta polos. Oni ne nakaplivayut svet, a registriruyut kartinu polos s korotkoi ekspoziciei (~ 10^-2 s). Dlya analiza interferenc. kartiny i polucheniya dannyh o razmere i strukture istochnika ispol'zuyut bol'shoe chislo takih "mgnovennyh" raspredelenii intensivnosti svetovogo potoka; obrabotka ih vedetsya statistich. metodami s ispol'zovaniem EVM.

Pronicayushaya sila interferometra ogranichena kvantovoi prirodoi sveta (malym chislom fotonov, prihodyashih ot slabyh istochnikov) i zavisit ot stepeni atmosfernyh iskazhenii volnovogo fronta. Uchastki volnovogo fronta razmerom 5-10 sm mozhno schitat' ploskimi (etot razmer naz. radiusom kogerentnosti r₀), no takie uchastki ne soglasovany drug s drugom po faze. Kazhdyi takoi uchastok daet kak by svoyu nezavisimuyu sistemu polos, i na aperturu (deistvuyushee vhodnoe otverstie) pribora diametrom r budet postupat' nezavisimyh signalov. Chislo chuvstvitel'nyh elementov (elementov razresheniya) v priemnike sveta dolzhno byt' ne men'she T. Esli kazhdyi element za vremya ekspozicii registriruet fotonov, to otnoshenie poleznogo signala k shumu budet , gde k - chislo obrabotannyh izobrazhenii (sm. takzhe Radioteleskop, Radiointerferometr). Parametr proporcionalen i obratno proporcionalen shirine spektr. polosy propuskaniya pribora. Vybor shiriny polosy opredelyaetsya velichinoi atmosfernyh fluktuacii raznosti hoda (chem bol'she baza, tem sil'nei fluktuacii i 'uzhe dolzhna byt' polosa propuskaniya). Ocenki pokazyvayut, chto nazemnyi interferometr s aperturoi diametrom v nesk. m mozhet imet' pronicayushuyu silu bolee 15-18^m, v to vremya kak na pryamyh fotografiyah, poluchennyh pri pomoshi krupnyh teleskopov, registriruyutsya zvezdy do 25^m. S drugoi storony, razreshayushaya sposobnost' optich. nazemnyh teleskopov obychno ne vyshe 1", a optich. interferometry s bazoi 6 m dayut razreshenie ~ 0,01", nesmotrya na to chto oni rabotayut skvoz' turbulentnuyu atmosferu. V otlichie ot radiointerferometrov, v interferometrah optich. diapazona ne udaetsya vosstanavlivat' polnost'yu izobrazhenie istochnika izlucheniya. Poka po vidnosti polos opredelyayutsya tol'ko nek-rye harakteristiki ob'ektov: uglovoi diametr, stepen' potemneniya yarkih zvezd k krayu, dvoistvennost' zvezd. V dal'neishem, veroyatno, etot nedostatok udastsya preodolet' s pomosh'yu novyh metodov analiza informacii.

Princip zvezdnogo interferomera byl predlozhen franc. fizikom I. Fizo (1868 g.) i realizovan A. Maikel'sonom (SShA, 1893 g.). V 1920 g. Maikel'son i F. Piz (SShA) vpervye izmerili uglovoi diametr zvezdy - krasnogo sverhgiganta Betel'geize (radius ), a zatem diametry ryada dr. zvezd, ispol'zuya periskopich. interferometr (teper' etot pribor naz. interferometrom Maikel'sona) s bazoi 6 m na teleskope diametrom 2,5 m observatorii Maunt-Vilson. Krome interferometra Maikel'sona sushestvuyut astronomich. interferometry inyh tipov. Sredi nih naibol'shee rasprostranenie poluchili spekl-interferometry (sm. Spekl-interferometriya), proizvodyashie dvumernyi analiz struktury izobrazheniya. Eti pribory ispol'zuyut interferenciyu sveta, sobiraemogo teleskopom, poetomu ih baza D ne prevyshaet diametra zerkala teleskopa, chto i ogranichivaet ih razreshayushuyu sposobnost'. Dlya znachit. uvelicheniya bazy neobhodimo poluchat' interferenc. kartinu ot otdel'nyh optich. elementov, napr. nezavisimyh teleskopov (A. Labeiri, 1976-78 gg., Franciya). Naibol'shie trudnosti pri etom sopryazheny s uravnivaniem raznosti hoda mezhdu puchkami sveta: raznost' ne dolzhna prevoshodit' nesk. dlin voln, chtoby interferenc. polosy v belom svete byli kontrastnymi. Prihoditsya kompensirovat' sistematich. izmenenie raznosti hoda, obuslovlennoe vrasheniem Zemli i sluchainymi prichinami atmosfernogo i instrumental'nogo proishozhdeniya, s pomosh'yu reguliruemyh optich. zaderzhek ili plavnogo peremesheniya samih teleskopov po rel'sam. Perspektivnost' takih priborov byla prodemonstrirovana na ustanovke iz dvuh 25-sm teleskopov, raznesennyh na rasstoyanie do 20 m (observatoriya SERGA vo Francii). Pri vizual'nom nablyudenii interferenc. polos udalos' izmerit' uglovye diametry komponentov dvoinoi zvezdy Kapelly. Diametry okazalis' ravnymi 0,005" i 0,004" pri rasstoyanii mezhdu zvezdami ok. 0,05".

Naryadu s obychnymi, klassich. prostranstvennymi interferometrami, gde proishodit slozhenie samih svetovyh kolebanii, predlozheny t.n. interferometry intensivnostei. Ih rabota osnovana na opredelenii soglasovannosti (korrelyacii) fluktuacii svetovyh potokov, registriruemyh otdel'nymi teleskopami (R. Henberi-Braun i R. Tviss, Avstraliya, 1967 g.). Pri dline bazy do 200 m razreshenie interferometra, deistvovavshego v Narrabrai (Avstraliya), sostavlyalo ok. 0,001", no ego pronicayushaya sila byla ochen' nizka (2,5^m). Pri pomoshi interferometra intensivnostei uzhe izmereny diametry 32 goryachih zvezd.

Vyvod interferometrov za predely atmosfery rezko uvelichil by vozmozhnosti I. S ih pomosh'yu mozhno bylo by poluchat': optich. izobrazheniya galaktik i kvazarov s razresheniem v sotye i tysyachnye doli uglovoi sekundy, povysit' na nesk. poryadkov tochnost' izmerenii vzaimnyh uglovyh rasstoyanii zvezd, osushestvit' izmerenie malyh parallaksov zvezd i popytat'sya obnaruzhit' okolo nih planety. Osn. tehnich. trudnost' na etom puti - sozdanie sistemy vysokotochnoi orientacii sputnikov v prostranstve pri vysokoi stabil'nosti samogo sputnika. Proekty kosmich. interferometrov uzhe sushestvuyut.

Lit.:
Born M., Vol'f E., Osnovy optiki, per. s angl., M., 1970; Tokovinin A.A., Sheglov P.V., Problema dostizheniya vysokogo razresheniya v nazemnoi opticheskoi astronomii, UFN, 1979, t. 129, v. 4, s. 645-70; Opticheskie teleskopy budushego, per. s angl., M., 1981; Opticheskie i infrakrasnye teleskopy 90-h gg., per. s angl., M., 1983.

(A.A. Tokovinin)