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    [技术]天文光干涉仪 [复制链接]

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    离线infotek
    科学家
     
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    只看楼主 倒序阅读 楼主  发表于: 2024-12-25
    t,P +~ A  
    简介 8|Y^z_C  
     ln!KL'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。 55N/[{[  
    1r w>gR  
    恒星干涉仪设计 9p$q@Bc  
     ;6)|'3.B9  
    系统的几何结构如图1所示。干涉仪由四个反射镜、一对小孔、一个正透镜和一个探测仪组成。  Q{Bj(f  
    _H3cqD  
    anV)$PT=  
    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。 o_$r*Z|HG  
    p-/x Md  
    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。 86} rz  
    \S2'3SD d/  
    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。 d ly 08 74  
    C"mb-n 7s  
    全局变量的脚本 n:!J3pR  
    42Ffx?Qmv  
    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。 bFx?HM.AGW  
    !kKKJ~,;  
    图3 迈克尔逊恒星干涉仪的全局脚本变量
    =O _[9kuJ  
    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。 Hm^p^,}_x  
    Rx<pV_|H,  
    [1] “Astromomical Interferometer.” Wikipedia. September 16, 2015. Accessed December 15, 2015. https://en.wikipedia.org/wiki/Astronomical_interferometer 1!NaOfP;@  
    BR%:`uiQ<  
    [2] “Michelson Stellar Interferometer.” Wikipedia. June 15, 2014. Accessed December 15, 2015. https://en.wikipedia.org/wiki/Michelson_stellar_interferometer. jKQP0 t-  
    G`W+m*[U+M  
    [3] “Measurement of Stellar Diameters.” Brown, R. H. Annual Review of Astronomy and Astrophysics, vol. 6, p.13. 1968 1-[{4{R  
     
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