Интерферометрия

Применяемые в И. измерительные приборы, принцип действия к-рых основан на интерференции волн, наз. интерферометрами. В пространственном двухлучевом интерферометре (рис.) интерферируют эл.-магн. волны, приходящие от космич. источника излучения, напр. звезды, к зеркалам прибора A и B, разнесенным в пространстве. Зеркала направляют излучение звезды в устройство C (в телескоп), где пучки света интерферируют, т.е. усиливают или ослабляют друг друга в зависимости от разности фаз между ними. Разность фаз определяется различием оптических путей (или времени прихода) интерферирующих пучков света. В двухлучевом интерферометре оптические пути для обоих пучков света регулируют так, чтобы они были примерно одинаковыми.

Принципиальная схема двухлучевого интерферометра: A и B - зеркала, C - устройство (телескоп), осуществляющее интерференцию волн. Внизу показано распределение интенсивности излучения в интерференционной картине от двух источников S1 и S2.

От звезды - очень удаленного точечного источника - к Земле приходит параллельный пучок света, его волновой фронт (т.е. поверхность, на к-рой фаза волны одинакова) плоский и перпендикулярен к направлению на источник. В этих условиях разность оптич. путей S₁AC и S₁BC (и разность фаз) в центре картины равна нулю и возникает четкая интерференционная картина - система темных и светлых полос. Угловое расстояние между соседними максимумами интенсивности в интерференц. картине от источника (звезды) равно , где D - расстояние между центрами зеркал A и B (его наз. базой интерферометра). Величину базы можно изменять. Если рядом с S₁ расположен второй источник S₂, находящийся на малом угловом расстоянии от него, то волновой фронт от S₂ будет наклонен к волновому фронту от S₁ на этот же угол. Поэтому к зеркалу A свет придет от S₂ с задержкой на по сравнению с зеркалом B. При интерференц. максимумы в системе полос от источника S₁ совпадут с положением минимумов от источника S₂, в результате интерференц. картина окажется размытой, неконтрастной. Контраст (или видность V) определяется ф-лой:
V = (I_макс - I_мин)/(I_макс + I_мин) ,
где I_макс и I_мин - соответственно наибольшая и наименьшая интенсивность света в интерференциальной картине. Наименьший контраст полос отвечает условию: . Измерив D и зная , можно определить таким методом угловое расстояние между тесной парой звезд. Метод применим и для определения углового размера одной звезды, поскольку противоположные края ее диска можно рассматривать как два близких источника излучения. При малых базах интерференц. полосы от одной звезды будут контрастными (), но с увеличением D видность будет уменьшаться и полосы исчезнут совсем при , где - угловой диаметр звезды. Следовательно, .

Разрешающая способность двухлучевого интерферометра , и чем больше база, тем она лучше. При D= 6 м и (зеленый свет) разрешающая способность 0,01". Осн. трудности при практич. реализации метода пространственной И. связаны с искажающим влиянием на волновой фронт неоднородностей земной атмосферы. Атмосфера ослабляет контраст полос и вызывает их дрожание, так что измерить видность V непросто. До появления фотоэлектрич. приемников света наблюдатели, выбирая моменты улучшения контраста картины, визуально оценивали видность, а также вручную осуществляли компенсацию сильных фазовых сдвигов, возникающих на длинных базах. С 1970 г. стали применять различные фотоэлектрич. устройства для автоматич. измерения контраста полос. Они не накапливают свет, а регистрируют картину полос с короткой экспозицией (~ 10^-2 с). Для анализа интерференц. картины и получения данных о размере и структуре источника используют большое число таких "мгновенных" распределений интенсивности светового потока; обработка их ведется статистич. методами с использованием ЭВМ.

Проницающая сила интерферометра ограничена квантовой природой света (малым числом фотонов, приходящих от слабых источников) и зависит от степени атмосферных искажений волнового фронта. Участки волнового фронта размером 5-10 см можно считать плоскими (этот размер наз. радиусом когерентности r₀), но такие участки не согласованы друг с другом по фазе. Каждый такой участок дает как бы свою независимую систему полос, и на апертуру (действующее входное отверстие) прибора диаметром r будет поступать независимых сигналов. Число чувствительных элементов (элементов разрешения) в приемнике света должно быть не меньше Т. Если каждый элемент за время экспозиции регистрирует фотонов, то отношение полезного сигнала к шуму будет , где k - число обработанных изображений (см. также Радиотелескоп, Радиоинтерферометр). Параметр пропорционален и обратно пропорционален ширине спектр. полосы пропускания прибора. Выбор ширины полосы определяется величиной атмосферных флуктуаций разности хода (чем больше база, тем сильней флуктуации и 'уже должна быть полоса пропускания). Оценки показывают, что наземный интерферометр с апертурой диаметром в неск. м может иметь проницающую силу более 15-18^m, в то время как на прямых фотографиях, полученных при помощи крупных телескопов, регистрируются звезды до 25^m. С другой стороны, разрешающая способность оптич. наземных телескопов обычно не выше 1", а оптич. интерферометры с базой 6 м дают разрешение ~ 0,01", несмотря на то что они работают сквозь турбулентную атмосферу. В отличие от радиоинтерферометров, в интерферометрах оптич. диапазона не удается восстанавливать полностью изображение источника излучения. Пока по видности полос определяются только нек-рые характеристики объектов: угловой диаметр, степень потемнения ярких звезд к краю, двойственность звезд. В дальнейшем, вероятно, этот недостаток удастся преодолеть с помощью новых методов анализа информации.

Принцип звездного интерферомера был предложен франц. физиком И. Физо (1868 г.) и реализован А. Майкельсоном (США, 1893 г.). В 1920 г. Майкельсон и Ф. Пиз (США) впервые измерили угловой диаметр звезды - красного сверхгиганта Бетельгейзе (радиус ), а затем диаметры ряда др. звезд, используя перископич. интерферометр (теперь этот прибор наз. интерферометром Майкельсона) с базой 6 м на телескопе диаметром 2,5 м обсерватории Маунт-Вилсон. Кроме интерферометра Майкельсона существуют астрономич. интерферометры иных типов. Среди них наибольшее распространение получили спекл-интерферометры (см. Спекл-интерферометрия), производящие двумерный анализ структуры изображения. Эти приборы используют интерференцию света, собираемого телескопом, поэтому их база D не превышает диаметра зеркала телескопа, что и ограничивает их разрешающую способность. Для значит. увеличения базы необходимо получать интерференц. картину от отдельных оптич. элементов, напр. независимых телескопов (А. Лабейри, 1976-78 гг., Франция). Наибольшие трудности при этом сопряжены с уравниванием разности хода между пучками света: разность не должна превосходить неск. длин волн, чтобы интерференц. полосы в белом свете были контрастными. Приходится компенсировать систематич. изменение разности хода, обусловленное вращением Земли и случайными причинами атмосферного и инструментального происхождения, с помощью регулируемых оптич. задержек или плавного перемещения самих телескопов по рельсам. Перспективность таких приборов была продемонстрирована на установке из двух 25-см телескопов, разнесенных на расстояние до 20 м (обсерватория СЕРГА во Франции). При визуальном наблюдении интерференц. полос удалось измерить угловые диаметры компонентов двойной звезды Капеллы. Диаметры оказались равными 0,005" и 0,004" при расстоянии между звездами ок. 0,05".

Наряду с обычными, классич. пространственными интерферометрами, где происходит сложение самих световых колебаний, предложены т.н. интерферометры интенсивностей. Их работа основана на определении согласованности (корреляции) флуктуации световых потоков, регистрируемых отдельными телескопами (Р. Хенбери-Браун и Р. Твисс, Австралия, 1967 г.). При длине базы до 200 м разрешение интерферометра, действовавшего в Наррабрай (Австралия), составляло ок. 0,001", но его проницающая сила была очень низка (2,5^m). При помощи интерферометра интенсивностей уже измерены диаметры 32 горячих звезд.

Вывод интерферометров за пределы атмосферы резко увеличил бы возможности И. С их помощью можно было бы получать: оптич. изображения галактик и квазаров с разрешением в сотые и тысячные доли угловой секунды, повысить на неск. порядков точность измерений взаимных угловых расстояний звезд, осуществить измерение малых параллаксов звезд и попытаться обнаружить около них планеты. Осн. технич. трудность на этом пути - создание системы высокоточной ориентации спутников в пространстве при высокой стабильности самого спутника. Проекты космич. интерферометров уже существуют.

Лит.:
Борн М., Вольф Э., Основы оптики, пер. с англ., М., 1970; Токовинин А.А., Щеглов П.В., Проблема достижения высокого разрешения в наземной оптической астрономии, УФН, 1979, т. 129, в. 4, с. 645-70; Оптические телескопы будущего, пер. с англ., М., 1981; Оптические и инфракрасные телескопы 90-х гг., пер. с англ., М., 1983.

(А.А. Токовинин)