Интерферометр звездный

Спекл-интерферометрия звездная 17, 414—429, 482—494 [c.518]

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. [c.105]

Исторические сведения приводятся в тех случаях, когда они помогают уяснить научный смысл и иллюстрируют прогресс научных исследований. Такие отступления необходимы, ибо для понимания существующего положения дел и характера прогресса в данной области, следует иметь представление о ее истоках. Например, в гл. 6 объясняется, каким образом развитие современных методов интерферометрии в оптической и радиоастрономии связано с исходными принципами звездного и спектрального интерферометров Майкельсона. [c.7]

Возвращаясь к снижению видности полос, вызванному увеличением размера источника, заметим, что этот эффект служит основой измерения с помощью звездного интерферометра Майкельсона угловых диаметров звезд, слишком малых для измерений обычным способом на телескопе. Этот метод описывается в гл. 6, где показано также, каким образом изменения видности полос в зависимости от расстояния между двумя апертурами позволяют получить информацию о распределении яркости источника. [c.18]

Вначале Майкельсон использовал свой звездный интерферометр для измерения диаметров звезд, но он предвидел, как измерения видности полос могут давать информацию о распределении яркости источника, и продемонстрировал это на простых примерах. [c.122]

Звездный интерферометр Майкельсона 123 [c.123]

ЗВЕЗДНЫЙ ИНТЕРФЕРОМЕТР МАЙКЕЛЬСОНА [c.123]

Рис. 6.2. Звездный интерферометр Майкельсона.

Для преодоления этих трудностей Майкельсон разработал звездный интерферометр, названный его именем. Он представлял собой линейную систему из четырех зеркал (рис. 6.2), каждое около 6 дюймов (около 15 см) в диаметре. Внешняя пара (Mi, Mj) действовала как приемники с переменным до 20 футов (около 6 м) расстоянием (которое теперь называли бы длиной базы). Зеркала внутренней пары (М3, М4) были зафиксированы и через две щели направляли поступающие сигналы на телескоп для получения полос обычным образом. Эта схема позволяла поддерживать расстояние между полосами равным постоянной и приемлемой величине (Д = Д/D), определяемой расстоянием D между внутренними зеркалами, в то время как разность пути, соответствующая потере видности, определялась расстоянием между внешними зеркалами, достигающим величины L, при которой [c.125]

Теперь элегантность и симметрия двух пар фурье-преобразований стала для нас поразительно очевидной. Кривая видности в спектроскопии определена во временном пространстве, т. е. она является функцией временной задержки, внесенной в два оптических пути спектрального интерферометра, в котором волновой пакет сопоставляется сам с собой (автокорреляция) здесь преобразование представляет собой интенсивность (мощность) спектра источника. В звездном (пространственном) интерферометре кривая видности является функцией расстояния между двумя точками поля освещенности, которые сравниваются (кросс-корреляция) ее преобразование представляет собой пространственное угловое распределение яркости источника. [c.143]

Рис. 6.12. Аналог звездного интерферометра Майкельсона в радиодиапазоне.

Рис. 27. Образование интерференционных полос в звездном интерферометре (см. рис. 26).

Схема звездного интерферометра показана на рис. 118,6. Роль щелей выполняют подвижные зеркала Аг и Аг, с помощью которых можно изменять базу с1 (расстояние между щелями). Отраженные от зеркал лучи после вторичного отражения направляются через линЗу в прибор, регистрирующий интенсив- [c.167]

Схема звездного интерферометра Майкельсона [c.245]

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. Переход к большой длине волны (>, 10 см) радиодиапазона по сравнению с оптическим ведет к снижению разрешающей способности, но это компенсируется возможностью осуществления радиоинтерферометров с очень большими базами (вплоть до межконтинентальных расстояний). Таким путем было достигнуто почти в сто раз большее разрешение, чем у звездного интерферометра Майкельсона. [c.245]

Объясните принцип действия звездного интерферометра Майкельсона. [c.246]

Систему с разреженной апертурой образует совокупность малых зеркал, не прилегающих друг к другу. Простейший пример такой системы — звездный интерферометр Майкельсона (см. 5.5). Наименьшее угловое расстояние, доступное измерению, определяется не диаметром О объектива (или зеркала) телескопа, на котором он смонтирован, а максимальным расстоянием между внешними подвижными зеркалами М и Ма (см. рис. 5.22), которое может значительно превосходить О. Предельное разрешение разреженной апертуры близко к разрешению такой же по размерам сплошной апертуры. К недостаткам систем с разреженной апертурой следует отнести потери энергии и значительное усложнение формы изображения точечного источника (аппаратной функции), связанное с тем, что по мере разбавления апертуры возрастает относительная интенсивность боковых максимумов дифракционной картины. В частности, в предельном случае разрежения апертуры, т. е. в звездном интерферометре, боковые максимумы сравниваются по интенсивности с центральным, образуя систему одинаковых интерференционных полос. Поэтому он пригоден лишь для измерения комплексной степени когерентности излучения и угловых размеров источника, а не для регистрации оптического изображения. [c.368]

Какими преимуществами и недостатками обладают системы с разреженной апертурой, подобные звездному интерферометру [c.377]

Рис. 7.16, Звездный интерферометр Физо,

Простейший вид интерферометра, пригодный для получения пространственной информации, — это звездный интерферометр Физо [7.23], схема которого показана на рис. 7.16. В задачах астрономических измерений, для которых этот интерферометр впервые нашел применение, объект располагается на исключительно больших расстояниях от наблюдателя, а плоскость изображения совпадает с задней фокальной плоскостью зеркального или линзового телескопа. Для построения интерферометра Физо в изображение зрачка телескопа помеш,ается маска, эффективно пропускающая только два малых пучка лучей, разделенных средним интервалом (Ах, Ау) на основном коллекторе, которые интерферируют в фокальной плоскости. Контраст, или видность, иитерферограммы в фокальной плоскости определяется модулем комплексного коэффициента когерентности света, падающего на два эффективных зрачковых отверстия [c.318]

Читателю может показаться непонятным, почему звездный интерферометр Физо, в котором используется только часть апертуры телескопа, оказывается более подходящим для измерения углового диаметра удаленного объекта, нежели методы, использующие полную апертуру. Дело в том, что нужно учитывать эффекты случайных пространственных и временных флуктуаций в земной атмосфере ( видение через атмосферу), о чем подробно говорится в гл. 8. Здесь же мы скажем лишь, что момент исчезновения контраста интерференционной картины при наличии атмосферных флуктуаций легче зафиксировать, чем определять диаметр объекта по его изображению с нечеткими границами. [c.319]

Основной недостаток звездного интерферометра Физо состоит в том, что он пригоден только для измерения диаметров сравнительно больших источников. Максимальные интервалы, которые могут быть проанализированы, определяются диаметром телескопа, и поэтому звездных источников, диаметр кото- [c.319]

Пределы интервалов, допускаемых обычными телескопами, были сильно расширены прн появлении интерферометра, изобретенного Майкельсоном [7.24], который называется звездным интерферометром Майкельсона. Как показано на рис. 7.17, [c.320]

Трудности, которые встречаются в работе со звездным интерферометром Майкельсона, далеко не тривиальны. Весь прибор должен быть тш,ательно отъюстирован, и оптические разности хода в двух плечах должны быть одинаковы с точностью до некоторой доли длины когерентности света. Чтобы собрать [c.320]

Более современные варианты оптических звездных интерферометров, предложенные и нашедшие применение в последние годы [7.27, 7.31], в том числе и интерферометр интенсивностей, рассматриваются в гл. 6 и 9, а звездный спекл-интерферометр— в гл. 8. [c.321]

Простейшим возможным применением звездного интерферометра Майкельсона является определение того интервала So, при котором интерференционные полосы начинают исчезать, и, следовательно, углового диаметра удаленного источника. Более заманчивым было бы измерить модуль комплексного коэффициента когерентности fip для всей области двумерных интервалов и извлечь из этих данных более детальную информацию [c.321]

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 V > а, V > Р- Как можно было бы определить их относительную яркость /а//е, измерив модуль 112(5) при помощи интерферометра [c.338]

Спекл-интерферометрия звездная, отношенне сигнала к шуму 490—492 Спекл-структура 271, 328, 329, 415 [c.519]

Для иллюстрации этого основного положения остановимся на интересных исследованиях, целью которых было определение угловых размеров некоторых звезд ( красных гигантов и др.). История развития этих исследований восходит к созданию Май-кельсоном звездного интерферометра . Рассмотрим идею этого классического опыта и последующих исследований. [c.335]

В отличие от звездного интерферометра спектральный интерферометр основан на явлении интерференции при делении амплитуд (разд. 1.4). Основы его конструкции разработаны Майкельсоном в 1881 г. в связи с экспериментом по проверке возможности движения Земли относительно эфира. С этой целью он совместно с И. В. Морли (исторический опыт Майкельсона-Морли) намеревался создать прибор большого размера. Но основные схемные решения были использованы для измерения спектральных длин волн (позднее для эталонирования метра в единицах длины волны красной линии кадмия) и изучения тонкой структуры спектра. Именно эти спектроскопические приложения сохраняют свое значение и даже становятся все более важными в наши дни. [c.130]

В 1946 г. антенны радиолокаторов имели на волне 1,5 м ширину луча около 10°, чего было совершенно недостаточно для вьщеления, например, областей на поверхности Солнца из общего галактического фона. Интерферометрия представляла возможность разрешения этой трудности, и потому Д. Л. Пози и его коллеги в Австралии провели такие же наблюдения, как и Эпплтон, используя антенну, расположенную высоко на выступающем над морем утесе в Сиднее. Установка (рис. 6.11), которая служила интерферометром, по своей схеме была аналогична опыту Ллойда с зеркалом в оптике. Интерференция возникала между прямыми радиосигналами и сигналами, отраженными от поверхности моря. По существу, метод был тем же самым, что и в звездном интерферометре Майкельсона, но с недостатком, состоящим в наличии фиксированной базовой линии. С помощью той же антенны Болтон и Стэнли [4] успешно зарегистрировали лепестки от источника в Лебеде-созвездии, которое поднималось лишь незначительно над горизонтом в Сиднее. Австралийские исследователи нашли также другие источники, включая небольшой интенсивный источник в созвездии Тельца. Этот объект наряду с другими первыми радиозвездами быстро был отождествлен с Крабовидной туманностью. [c.151]

Снимок установки сделан из плоскости, в которой размещена голограмма. Предмет О (буква R") освещался сверху по стрелке. Дифракционная решетка G, использованная в качестве светоделителя, создавала два изображения на зеркалах М. Изображения на зеркалах М имели двукратную симметрию вращения. (Изображение буквы, R , заметное на поверхности решетки непосредственно ниже предмета, возникает из-за рассеяния на поверхности, и на голограмме его не видно.) Масштаб установки определяет размер решетки 55 X 55 мм. Изображения от зеркал М интерферируют в голограмме Фурье без всяких дополнительных оптических элементов. Фотопластинка Kodak 649F размещалась на расстоянии / = 1 ж от зеркал М. Независимо Мерц [80J предложил другую схему сложения волновых фронтов, предназначенную для звездного интерферометра. Эту схему также можно использовать в светоделительной установке для голографии при некогерентном освещении. [c.185]

Наконец, в гл. 9 излагается полуклассическая теория регистрации света, которая иллюстрируется на примере анализа ограничений для чувствительности амплитудной интерферометрии, интерферометрии интенсивностей и звездной спекл-интер-ферометрии. [c.17]

Энциклопедия по машиностроению XXL

Оборудование, материаловедение, механика и ...