|
Interferometriya
- metod issledovaniya, osnovannyi na yavlenii interferencii (slozheniya) voln. Prostranstvennaya I. primenyaetsya v astronomii dlya issledovaniya tonkoi struktury kosmicheskih istochnikov izlucheniya.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 = (Imaks - Imin)/(Imaks
+ Imin) ,
gde Imaks i Imin
- 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 15-18m,
v to vremya kak na pryamyh fotografiyah, poluchennyh pri pomoshi krupnyh teleskopov, registriruyutsya
zvezdy do 25m. 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.