切换到宽版
  • 广告投放
  • 稿件投递
  • 繁體中文
    • 562阅读
    • 0回复

    [技术]天文光干涉仪 [复制链接]

    上一主题 下一主题
    离线infotek
     
    发帖
    6243
    光币
    25360
    光券
    0
    只看楼主 倒序阅读 楼主  发表于: 2024-06-05
     o*1`,n  
    简介 .JKaC>oX  
    9Bw5 t@  
    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。 w.- i !Ls  
    r(CL=[  
    恒星干涉仪设计 \1_&?( pU  
    A8Y~^wn  
    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。 D];([:+4  
    y~1php>2f1  
    dj**,*s  
    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。 p}X87Zq  
    qiJ{X{lI  
    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。 Vo8"/]_h  
    _I5+o\;1  
    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。 o-Arfc3Q  
    x"De 9SB  
    全局变量的脚本 K%Ml2V   
    R;2 -/MT-  
    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。 E zUjt)wF  
    xWV7#Z7  
    图3 迈克尔逊恒星干涉仪的全局脚本变量
    f#b[KB^Z,2  
    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。 t4uxon  
    &>t1A5  
    [1] “Astromomical Interferometer.” Wikipedia. September 16, 2015. Accessed December 15, 2015. aX:$Q }S  
    ~;Kl/Z  
    [2] “Michelson Stellar Interferometer.” Wikipedia. June 15, 2014. Accessed December 15, 2015. ^[akB|#\9  
    7|Y8^T s  
    [3] “Measurement of Stellar Diameters.” Brown, R. H. Annual Review of Astronomy and Astrophysics, vol. 6, p.13. 1968
     
    分享到