Волновая оптика - Калитеевский Н.И.
ISBN 5-06-003083-0
Скачать (прямая ссылка):
335
При разборе опыта Юнга (см. § 6.5) указывалось, что для! некоторого расстояния между двумя отверстиями d = Х/(2а) вид- I ность интерференционных полос становится равной 0 и снова) возрастает при дальнейшем увеличении d. Зная эту точку, можно! определить угловой диаметр источника света 2а = 2а/D\, а если из каких-либо дополнительных исследований оценить расстояний D, то. открывается возможность определения абсолютных размеров источника (например, его диаметра). Однако все попытки реализовать такой метод в астрофизике не приводили к успеху — при введении в световой пучок любых двух отверстий не удавалось установить зависимость видности полос от расстояния между отверстиями. Лишь создание Майкельсоном звездного интерферометра позволило получить искомые данные для нескольких аномально больших звезд. В этом опыте (рис. 6.65) период
6.65. Принципиальная схема интерфе- 6.66. Принципиальная схема опыта рометра Майкельсона, установленного на Брауна и Твисса по интерферометрии телескопе-рефлекторе интенсивностей (пространственная ко-
герентность более высокого порядка)
интерференционной картины определяется расстоянием между зеркалами М\М2, а ее видность — расстоянием М3М4, которое можно было менять в довольно широких пределах. При расстоянии М3М4 около 1 м видность полос обращалась в нуль. Это и позволило измерить угловой диаметр одного из «красных гигантов» (Бетельгейзе), который оказался равным 0,047", что соответствовало диаметру 4 ¦ 108 км, т. е. в 300 раз больше диаметра Солнца. Дальнейшее разведение зеркал М3М4 (в пределе до 6 м) для измерения угловых размеров других, менее крупных звезд приводило к непреодолимым трудностям, и Майкельсон ограничился измерением диаметров еще нескольких «красных гигантов» и двойных звезд. Метод нашел применение в радиоинтерферометрии, где снижение разрешения вследствие увеличения длины волны компенсируется возможностью разведения радиотелескопов до межконтинентальных расстояний.
В 50-х годах нашего столетия была выдвинута новая идея
336
Ьходных измерений, обычно называемая интерферометрией интенсивностей. Создатели этого метода Браун и Твисс сначала применили его в радиодиапазоне, а затем построили оптический интерферометр. Идея метода заключается в следующем: измеряется модуль степени пространственной когерентности, но не между напряженностями Е\ и Е2 полей, а их интенсивностями 4 ~ <Е\> и 12~ <Е\ >. При проведении измерений используется Принципиальная схема рис. 6.66. Свет от звезды принимается двумя пространственно разделенными вогнутыми зеркалами й фиксируется двумя независимыми фотоумножителями. Измеренные токи перемножаются электронной схемой, и на корреляторе регистрируется степень корреляции флуктуаций как функция расстояния между зеркалами. Эта корреляция исчезает при некотором расстоянии между зеркалами. Это свидетельствует
о том, что они вышли за пределы площадки когерентности. Зная это расстояние, можно оценить угловые размеры источника.
Метод оказался менее чувствительным к точности установок зеркал и флуктуациям атмосферы, что позволило раздвигать зеркала на большее расстояние и измерять меньшие угловые диаметры звезд (вплоть до 0,0005"). Укажем также, что модификация метода Брауна и Твисса оказалась очень перспективной при измерении временной когерентности интенсивностей, позволила получить интересные результаты и существенно расширить представление о когерентности высших порядков.
За последнее время появились работы, в которых исследуются возможности значительно превзойти общепринятый предел разрешения оптической системы без увеличения диаметра объектива или уменьшения длины волны излучения. Это связано с применением для решения данной задачи методов теории информации. Охарактеризуем суть этих весьма перспективных исследований в приложении к рассматриваемой задаче — возможности увеличения разрешающей силы телескопа, хотя, конечно, они имеют более общее значение.
При определении углового расстояния 5ср между двумя удаленными звездами критерий Рэлея фактически предполагает возможность их раздельного наблюдения при определении величин провала между двумя одинаковыми дифракционными кружками, соответствующими каждой из звезд. Однако если точно известен вид дифракционных пятен и хорошо измерена освещенность во всех точках суммарной картины, возникающей в результате их наложения, то можно разложить наблюдаемую картину на составляющие и тем самым определить 5ср, хотя никакого провала на ней нет. Такое разложение может проводиться графически или с использованием вычислительной техники.
Математически задача сводится к восстановлению некоторой функции F(x), которая входит в интегральное уравнение, образуя
337
вместе с аппаратной функцией f(x — х) свертку, дающую функ-|
ЦИЮ Ф(х), ОПИСЫВЭЮ1 л
рацию нахождения
которое проводилось для выявления истинной структуры спектральной линии, замаскированной уширением, создаваемым спектральным прибором, которое также называлось аппаратной функцией. Эта аналогия весьма глубокая, так как обе эти операции основаны на преобразовании Фурье, имеющем непосредственное отношение к данной проблеме (см. § 6.6).
