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x=N0H 简介 Pk6_ 1LV @P">4xVX{ 天文光干涉仪能够实现恒星和星系的高角分辨率的测量。首次搭建的天文光干涉仪分别由菲索(1868)和迈克尔逊(1890)提出。迈克尔逊恒星干涉仪于1920年成功地测出参宿四的直径。现如今,恒星干涉仪可用于前沿研究,如外行星识别和恒星的超高分辨率(4豪弧秒)成像。在本文中,一种经典的迈克逊恒星干涉仪将会在FRED里面进行设计和分析。 0S\HO<~k
\okvL2:! 恒星干涉仪设计 Z^ .qX\<M @vO~'Xxq! 系统的几何结构如图1所示。干涉仪由四个反射镜、一对小孔、一个正透镜和一个探测仪组成。 mj ,Oy keJ-ohv) P)[QC 图1 迈克尔逊恒星干涉仪的几何结构。反射镜M1和M2由可变的距离d分开。另一组反射镜使光线转向通过不透明掩膜上的一对小孔上。一个平凸透镜放置在掩膜的后面,相应的具有吸收的探测器平面放置在透镜的焦平面处。 16"L;r [4-u{Tu 考虑恒星的测量。恒星由一个多色光光源模拟,它在一个小的角度范围内照射干涉仪,这对应于它的角直径。正常入射在两个路径P1和P2之间没有光程差。然而,进入到干涉仪中光线的光程差会随着角度的增大而增大。探测器上生成的干涉图样的一些例子如图2所示。 Gb.}af#v wsj5;(f+ 图2 左:角度范围为1弧秒的恒星在探测器上的白光干涉图样,白光的中心波长为0.55um,半带宽为0.1um。干涉仪的小孔半径为1mm,反射镜距离为50mm。右:增加反射镜间距到100mm的干涉图样,此干涉图的能见度降低了。 /S9n!H:MT =j@8/ 全局变量的脚本 qxHsmGV y(j vl|z[ 条纹可见度是光源角度范围、光谱含量、小孔半径和两个外反射镜(M1和M2)之间的距离d的函数。在实际中,改变反射镜间距可以获得预期的未知值:光源的角度范围。为了观察干涉图样上这些变量每个的影响,使用FRED内置的BASIC脚本环境,可以写入带有全局变量的嵌入式脚本。这些变量如图3所示。全局变量允许用户对脚本化FRED模型进行调整,而不需要直接编辑脚本本身。 u"(2Xer $gdGII&n 图3 迈克尔逊恒星干涉仪的全局脚本变量 LbnF8tj}h 嵌入式脚本可以用于产生具有合适波长和角距的光源,来代表恒星对象。实现这个目的的一种方法是产生一对相干的平面波光源:一个光源就位于M1之前,另一个就位于M2之前。每个光源都有基于光源光谱的合适的波长和相对功率,并且在提供的角度直径内的任意方向传播。一旦所有的光源创建好,相干光线追迹就会执行。在探测器平面上的辐照度和彩色图会得到计算并显示出来。为了模拟迈克尔逊恒星干涉仪的运行,额外的循环可以添加到脚本中,它会在每一步扫描反射镜间距并计算条纹可见度。条纹可见度的第一个极小值会出现在d=λ0/(2θ)处,其中λ0是恒星(发光)的中心波长,θ是以度为单位的角距。 }<q=Zq+ 3=_to7] .p'\@@o5 R4XcWx*pQ
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