Звездный интерферометр Майкельсона

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]

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]

Звездный интерферометр Майкельсона 123 [c.123]

ЗВЕЗДНЫЙ ИНТЕРФЕРОМЕТР МАЙКЕЛЬСОНА [c.123]

Рис. 6.2. Звездный интерферометр Майкельсона.

Рис. 6.12. Аналог звездного интерферометра Майкельсона в радиодиапазоне.

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]

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]

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]

Однако ясно также, что эта информация об объекте будет, вообще говоря, неполной, ибо при таком методе может быть получен квадрат модуля спектра объекта, а не сам комплексный спектр. Как и в случае звездного интерферометра Майкельсона, работающего в условиях атмосферной турбулентности, а также в случае интерферометра интенсивностей (гл. 6, 3), при этом информация о спектре фазы полностью [c.417]

Теперь можно оценить, например, время наблюдения, требуемое для определения видности иитерферограммы, формируемой в звездном интерферометре Майкельсона. Чтобы обеспечивалось заданное отношение сигнала к шуму (9.4.23), отношение времени наблюдения к времени когерентности света должно удовлетворять условию [c.472]

Звездный интерферометр Майкельсона 320, 321, 338, 417, 464 Зеркало Ллойда 220 Зрачок входной 285, 315 [c.514]

Прибором, который может дать ответ на поставленный вопрос, является звездный интерферометр Майкельсона (фиг. 3). В самом деле, поле в точке Р в момент I представляет собой сумму двух полей, падающих на зеркала М1 и Мг в один и тот же момент времени (если оптические пути М Р и М Р равны). Каждое из этих двух полей можно записать в точках Г1 и Гг в виде (2.8), поэтому средняя интенсивность в точке Р будет равна [c.13]

Приборы, полностью подобные звездному интерферометру Майкельсона, были использованы в радиоастрономии для определения угловых размеров звездных источников радиоизлучения. Они состояли из двух раздельных антенн, сигналы которых подавались на общую регистрирующую систему. В этом случае также трудно увеличить расстояние между антеннами, не внося случайной разности фаз на пути от антенны до детектора. [c.15]

Звездный интерферометр Майкельсона [c.126]

Далее, чтобы подчеркнуть наиболее важные особенности полученных ранее формул, мы рассмотрим одномерный эквивалент звездного интерферометра Майкельсона [c.126]

Заметим, что Г12 (0) выражает корреляцию в двух точках пространства в одно и то же время и, поскольку эта величина пропорциональна контрасту полос в звездном интерферометре Майкельсона, ее пространственное преобразование Фурье дает информацию о распределении яркости в источнике излучения. Величина Гц (т) представляет собой значение функции корреляции в одной точке пространства для двух значений времени, и, поскольку она пропорциональна контрасту полос в двухлучевом интерферометре Майкельсона, ее временное преобразование Фурье дает информацию о спектральном распределении энергии источника. Короче говоря, звездный интерферометр Майкельсона является анализатором пространственных гармоник, а двухлучевой интерферометр — анализатором временных гармоник [5]. [c.183]

Принципы, изложенные выше, применимы, конечно, и в радиодиапазоне. Радиотелескопы, благодаря большим значениям длин радиоволн, характеризуются низкой разрешающей способностью. Даже для самых крупных из них с диаметром зеркала О 100 м, работающих на длине волны Я, 10 см, разрешаемое угловое расстояние Я/0 10 рад, т. е. всего около 3. Иное дело — радиоинтерферометр, работающий по принципу звездного интерферометра Майкельсона. Он состоит из двух антенн, установленных в разных местах, сигналы с которых подаются на общий детектор. Высокая разрешающая способность достигается за счет увеличения расстояния О между антеннами (базы радиоинтерферометра). Рекордное угловое разрешение достигается, когда антенны удалены друг от друга на межконтинентальные расстояния. Были осуществлены радиоинтерферометры с базой Крым — США, США — Австралия. На самой короткой длине волны было достигнуто угловое разрешение 10" угловой секунды, т. е. разрешающая способность была примерно в 100 раз больше, чем у звездного интерферометра Майкельсона. [c.384]

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]

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]

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]

Интерферометр Майкельсона действительно использовался для измерения углового расстояния между двойными звездами, а также для измерения угловых диаметров звезд. Однако вследствие трудностей, присущих работе с большим интерферометром, этим способом было измерено лишь небольшое число звездных диаметров. Очевидно, что для такой системы требуется очень большая механическая точность кроме того, интерференционную картину легко могут смазать случайные изменения коэффициента преломления вдоль оптического пути. [c.15]

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]

Рассмотрим два различных подхода к измерению параметров ннтерферограмм. В данном пункте мы рассмотрим метод, который можно называть амплитудной интерферометрией или методом корреляции до фоторегистрацин . Такой метод используется, например, в звездном интерферометре Майкельсона. Вообще говоря, в гл. 7 мы отмечали, что любую систему, формирующую изображения путем непосредственной фокусировки света на фотоприемнике, можно рассматривать как пн-терферометрическую систему каждую фурье-компоненту изображения можно представить себе как суперпозицию множе- [c.462]

Следует сделать некоторые предположения относительно характера иитерферограммы. Во-первых, пространственная частота иитерферограммы предполагается заранее известной. Практически это хорошее приближение. Например, если интерферограмма 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 интерферо-граммы 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 иитерферограммы 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 иитерферограммы. Последнее предположение позволит нам упростить задачу (как будет ясно из дальнейшего) и все-таки найти фундаментальные пределы точности интересующего нас измерения. [c.464]

Цель эксперимента—определить Т и q>. В некоторых экспериментах, например когда для получения информации при наличии изменяющихся во времени атмосферных неоднородностей используется звездный интерферометр Майкельсона, фаза иитерферограммы может быть быстро флуктуирующей функцией времени. Предположим, что временной интервал, заданный для наблюдения, достаточно мал и интерферограмму можно считать замороженной во времени на многоэлементном фотоприемнике. Тогда нет уменьшения видности интерферограм-мы, обусловленного ее движением. Наша цель — установить, с какой точностью могут быть определены Т и ср при разных числах фотособытий, регистрируемых многоэлементным фотоприемником. [c.465]

На практике часто проводится некоторая последовательность измерений для ннтерферограмм с разными пространственными частотами (разные интервалы субапертуры в случае звездного интерферометра Майкельсона). В ходе такой последовательности можно получить много независимых значений полной интенсивности падающего излучения по одному для каждой измеряемой иитерферограммы. По предположению эта полная интенсивность не зависит от времени и от пространственной частоты рассматриваемой иитерферограммы, и, стало быть, такая последовательность измерений может дать значение полной интенсивности, более точное, чем любое однократно измеренное значение амплитуды иитерферограммы. По этой причине предположим, что сумма интенсивностей известна. Таким образом, видность ннтерферограмм можно вычислить по формуле [c.468]

Измерение угловых размеров источников звездный интерферометр Майкельсона. Мы же видели (п. 7.3.4), что в опыте Юнга четкость полос зависит от размеров источника в направлении, соединяющелг от-верстия Si и 5а- На этом эффекте основан метод измерения угловых размеров малых источников. [c.255]

Обшая проблема наблюдения иитерферспционпых полос от протяженного источника с бесконечным набором длкн полн изящно разобрана в теории частично когерентного спета (см. гл 10). В рамках этой теории действие звездною интерферометра Майкельсона кратко рассматривается в 10.4. [c.258]

Принятая теория разрешающей силы, кратко изложенная в настоящем разделе, особенно применима к прямым визуальным наблюдениям. При других методах наблюдения (например, при фотомегрическом методе) част о удается обнаружить существование двух объектов с угловым расстоянием, значительно меньшим указанного критерием Рэлея. В связи с этим интересно также сравнить разрешающие силы телескопа и звездного интерферометра Майкельсона (см. п. 7.3.6). Если о существовании двух звезд судят по первому исчезновению полос, образованных в интерферометре, и если максимальное расстояние между внешними зеркалами последнего равно d, то, согласно (7.3.42), пользуясь таким прибором, можно обнаружить двойные звезду с угловым расстоянием [c.382]

В связи с изложенным выгае предстает в новом свете метод Майкельсона измерения угловых диаметров звезд (см. п. 7.3.6). Согласно (5) и (13) видпость полос равна стспени когерентности световых колебаний на двух внешних зеркалах (М1 и уИз на рис. 7.16) звездного интерферометра Майкельсона. Для звездного диска в виде круга постоянной яркости с угловым радиусом а наименьшее разделение зеркал, при котором степень когерентности обращается в нуль (первое исчезновение полос), равно, согласно (30), 0,61Х/а, что соответствует (7.3.42). Более того, из измерений видности и положения полос в принципе можно определить пе только диаметр звезды, но и расиределение интенсивности по ее диску. В самом деле, согласпо п. 10.4.1, измерения видности и положения полос эквивалентны определению как амплитуды, так и фазы комплексной степени когерентности Ци, а согласпо (26) распределение интенсивности пропорционально обратному фурье-преобразованию Ц12. [c.470]

В п. 7.3.6 мы упоминали о важной модификации звездного интерферометра Майкельсона, предложенной Брауном и Твиссом. В разработанной ими системе свет от звезды фокусируют иа два фотоэлектрических детектора Р1 и Р , и информация о звезде получается путем изучения корреляции флуктуаций их выходных токов. Полный анализ характеристик такой системы должен учитывать квантовую природу фотоэффекта ) он требует также определенных знаний по электронике и поэтому выходит за рамки настоящей книги. Однако нетрудно понять принцип метода. При идеальных условиях эксперимента (отсутствие шума) ток на выходе каждого фотоэлектрического детектора пропорционален мгновенной интенсивнос-1-и 1 (/) падающего света, а флуктуация этого тока пропорциональна А/(/) = I ()—. Следовательно, в интерферометре Брауна и Твисса измеряется величина, пропорциональная 01. = <Д/1Д/а>. Простой статистический расчет показывает 1591 (см. также [60]), что Q,2 пропорционально квадрату степени когерентности и, значит, величина Q,2, так же как и дает иифор.мацию о размере звезды. [c.470]

Звездным интерферометром Майкельсона были измерены угловые диаметры только нескольких звезд. Все они, как и Бетельгейзе, — гиганты, линейные диаметры которых во много раз превосходят диаметр Солнца, Одна из причин небольшого числа измеренных диаметров звезд связана с вредным влиянием турбулентности атмосферы. Правда, это влияние значительно сильнее проявляется при наблюдении в телескоп, чем при работе с интерферометром. В случае интерферометра изменение показателя преломления воздуха перед небольшими отвер- [c.383]

В звездном интерферометре Майкельсона (рис. 6.12), собранном на базе телескопа-рефрактора, перед объективом Ь установлена маска с двумя щелями и Свет на эти щели направляется системой зеркал, причем расстояние между зеркалами и можст изменяться. За счет этого удастся измерить корреляционную функцию для лучей, расстояние между которыми намного больше, чем диаметр объектива телескопа. Вторая пара неподвижных зеркал и М , разнесенных на фиксированное расстояние обеспечивает постоянство ширины интерференционных полос. В соответствии с анализом, сделанным для схемы Юнга, эта ширина равна Ах = Таким образом, при изменении расстояния интерференционная картина сохраняет свою периодичность, что существенно повышает точность измерения видности. [c.110]

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]

Энциклопедия по машиностроению XXL

Оборудование, материаловедение, механика и ...