Интерферометр измерение угловых расстоянии

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]

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]

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]

Неавтоматические средства измерения различаются типом отсчетного устройства (штриховое, цифровое, стрелочное и световое). Тип отсчетного устройства зависит от конструкции измерительного средства. Стрелочный отсчет (СО) применяется в механических системах (индикаторы, пружинные измерительные головки) и в ряде измерительных преобразователей. Световой отсчетный индекс (СИ), позволяющий исключить погрешности параллакса, используют в оптико-механических приборах (оптиметры, оптикаторы, интерферометры контактные и т. п.). Оптические приборы выпускают с окулярным и экранным визированием и отсчетом. Последние меньше утомляют глаза оператора и способствуют повышению точности и производительности измерений. Отсчетные шкалы приборов и измерительных головок могут быть линейными, угловыми и круговыми. На каждой шкале имеются штрихи и числовые отметки. В ряде случаев используют измерительные и контрольные устройства с дистанционным отсчетом, когда входной (чувствительный) элемент измерительной системы и отсчетное устройство связаны мобильным соединяющим звеном и когда они находятся на значительном расстоянии друг от друга. При этом измерительный (контрольный) прибор (КП) обязательно имеет измерительный преобразователь (ИП). Контрольные средства используют и без преобразователя, например жесткие калибры (ЖК) и автоматы с клиновой щелью для сортировки тел качения. [c.189]

Прибором, принципиально пригоднь1м ддя этой цели, является интерферометр Рэлея (рис. 118, а). Из плоской волны, идущей от отдаленной звезды, в Аг и Аг выделяются два параллельных пучка света, которые, выйдя из прибора, дают в фокальной плоскости Р линзы Ь дифракционную картину, позволяющую измерить угловой размф источника. Однако применить йнтерферометр Рэлея для измерения угловых размеров астрономических объектов оказалось невозможным. Интер- ференционные полосы получаются очень узкими и проводить измерение трудно. Большие осложнения также связаны с обеспечением точности взаимного положения трубок на больших расстояниях между ними. [c.167]

Особая поправка вносится на ширину входной щели монохроматора. В 1 данной главы отмечалось, что конечный размер 1 сточника света приводит к понижению контраста полос вследствие смещения элементарных полос от отдельных точек источника. Результпруюш,ие полосы имеют не только пониженный контраст, но и смещены относительно элементарных полос, соответствующих центру источника, хотя именно для центра источника проводятся расчеты разгюсти хода в компараторе и других интерферометрах. Если угловая апертура входной щели равна и, то к измеренному значению I надо прибавить поправку Ы = = /ы /4. Например, при щели шириной 0,2 мм и фокусном расстоянии объектива 100 мм и= 1-10 рад, а б/= 2,5 10" /. Если I = 100 мм, то б/ = 0,025 мкм. [c.143]

В предыдущей лекции мы рассмотрели опыт Юнга как типичный пример интерференционных опытов, в основе которых лежит измерение корреляционной функции первого порядка. Аналогичный характер имеют все прежние интерференционные опыты. В лекции 2 мы рассмотрели некоторые новые эксперименты принципиально другого типа, а именно интерферометрические опыты Хэнбери Брауна и Твисса, в которых измерялась корреляционная функция поля второго порядка. Мы дали простой классический анализ причин появления интерференционных колец в интерферометре, когда поле возникает от двух источников с малым угловым расстоянием. Представляет интерес исследовать происхождение тех же колец методами квантовой механики. [c.55]

Таким образом, нет надобности в телескопе с большим объективом. (Интерферометр Майкельсона был смонтирован на большом рефлекторе с диаметром зеркала 2,5 м обсерватории Маунт Вильсон, выбранном только из-за"прочности своей механической конструкции. При расстоянии между зеркалами Мз и УИ4 114 см расстояние между интерференционными полосами в фокальной плоскости составляло около 0,02 мм.) Необходимо только иметь возможность достаточно далеко раздвигать отверстия О1 и 0 с зеркалами Мх и М2. Это предъявляет весьма жесткие требования к механическим качествам установки. Случайные колебания зеркал с амплитудами, составляющими незначительные доли длины волны, сделали бы измерения тто этому методу невозможными. Допустим ради простоты, что центр зеркала все время остается неподвижным, а его концы испытывают беспорядочные смещения порядка Л. Если бы зеркало было абсолютно твердым, то такие смещения вызвали бы беспорядочные вращения плоскости зеркала на углы порядка 2h/d, где й — диаметр зеркала. Благодаря этому отраженные от зеркала лучи беспорядочно меняли бы свое направление на углы порядка ih/d. Это повело бы к дрожанию дифракционных колец. Для устойчивости интерференционных полос необходимо, чтобы угол ih/d был мал по сравнению с угловым расстоянием между звездами к/(2В), т.е. должно быть h< dk/ ЪB). Хотя действительные беспорядочные колебания зеркал сложнее рассмотренных беспорядочных вращений, приведенный пример дает правильное представление о трудностях, которые должны быть преодолены при конструировании прибора. Майкельсон успешно справился с этой задачей. [c.383]

Эта функция обращается в О при с1 = Х/ц>, Несмотря на высокие требования, предъявляемые к конструкции интерферометра, допускающей перемещение зеркал М, и Мз, с сохранением их ориентации с точностью до доле11 длины волны, Майкельсону удалось обеспечить до 6 м, что соответствует угловому разрешению 0,02 угловой секунды. Определив из ин [ерференц юпиых измерений угловой размер и оценив из других соображений (параллакс, смеш ение Доплера и т. п.) расстояние до звезды, можно получить ее реальный диаметр. [c.111]

Энциклопедия по машиностроению XXL

Оборудование, материаловедение, механика и ...