Главная > Оптика > Оптическая когерентность и квантовая оптика
<< Предыдущий параграф
Следующий параграф >>
<< Предыдущий параграф Следующий параграф >>
Макеты страниц

9.10. Звездная интерферометрия интенсивностей

В разд. 7.2 мы уже описывали классический метод 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 или, что эквивалентно, на измерениях абсолютной величины равновременнбй степени когерентности света, достигающего этих двух зеркал. Согласно теореме Ван Циттерта — Цернике величина для света в двух точках в дальней зоне некогерентного источника пропорциональна преобразованию Фурье распределения интенсивности по источнику. К сожалению, нужны очень большие базы интерферометра, чтобы различать звезды очень малого углового размера, и интерферометрия становится все более сложной. Слабый изгиб плеч телескопа может вызвать изменения разности хода в несколько длин волн, что вызывает передвижение интерференционных полос. Атмосферная турбулентность может вызвать даже большие отклонения полос. Существенно, что наименьшие угловые диаметры звезд (порядка 0,01 угловых секунд), измеренные с помощью этого метода, практически не уточнились за годы после измерений Майкельсона.

Рис. 9.7. Схема звездного интерферометра интенсивностей (А — зеркала; В — усилители; С — умножитель; интегратор; фотоприемники; время задержки) (Brown and Twiss, 1958а)

Метод фотоэлектрической корреляции, который мы только что обсуждали, является альтернативным способом, обладающим определенными преимуществами, для измерения абсолютного значения степени когерентности [см. (9.9.5)]. Поэтому становится возможным определение диаметров звезд другим путем. Схема системы, известной как звездный интерферометр интенсивностей, впервые сконструированный Брауном и Твиссом (Brown and Twiss, 1956b, 1958a, b), показана на рис. 9.7. Два параболических зеркала были нацелены на удаленную звезду, и свет, собранный каждым, направлялся на фотоумножитель в обоих фокусах. Фотоэлектрические сигналы усиливались и коррелировались, как раньше. Задержка в одном из кабелей компенсировала тот факт, что свет достигал одного фотодетектора раньше, чем другого. Затем расстояние между зеркалами изменялось, и корреляция измерялась как функция расстояния. Главное преимущество этого метода перед методом Майкельсона заключается в том, что световые лучи, падающие на два зеркала, не должны интерферировать. Фактически совмещаются лишь два фотоэлектрических сигнала. В результате оптическая разность путей не должна поддерживаться строго постоянной, и легкие движения зеркал и атмосферная турбулентность имеют очень слабое влияние. Поэтому достижима много большая база интерферометра. Более того, зеркала, собирающие свет, не должны быть очень высокого оптического качества, так как их единственной функцией является направление света на фотодетектор в фокусе, и поэтому становится также возможным использование очень больших собирающих зеркал. В результате Браун и Твисс смогли достигнуть лучшего углового разрешения, чем Майкельсон, с гораздо более грубым оптическим оборудованием. Результаты их первых опубликованных измерений показаны на рис. 9.8. Данные соответствуют значениям нормированного коэффициента корреляции света от звезды Сириус, с помощью которых был определен угловой диаметр в приемлемом согласии с величинами, полученными и методом интерферометра Майкельсона.

Рис. 9.8. Сравнение между измеренными значениями нормированного коэффициента корреляции света от звезды Сириус и теоретическими значениями для звезды с угловым диаметром Вертикальные штрихи показывают диапазон возможной ошибки наблюдения (из работы Brown and Twiss, 1956b)

Рис. 9.9. Общая схема интерферометра интенсивности в обсерватории Наррабри (Brown, Davis and Allen, 1967a)

Позднее большой звездный интерферометр интенсивностей был построен в Наррабри, Австралия (Brown, Davis and Allen, 1967a, b, 1974) (см. рис. 9.9). Он использует два зеркала диаметром смонтированных на двух управляемых компьютером столах, которые движутся по круговому пути диаметром Это создает базу интерферометра до и делает возможным измерения угловых диаметров звезд до с разрешением около Несмотря на то, что этот метод позволяет использовать большие зеркала, он, в конечном счете, ограничен количеством собранного света, потому что, как можно видеть из (9.9.3), измеряемая корреляция пропорциональна квадрату интенсивности света.

<< Предыдущий параграф Следующий параграф >>
Оглавление