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簡介
_7?LINF9 O2[uN@nY 天文光干涉儀能夠?qū)崿F(xiàn)恒星和星系的高角分辨率的測量。首次搭建的天文光干涉儀分別由菲索(1868)和邁克爾遜(1890)提出。邁克爾遜恒星干涉儀于1920年成功地測出參宿四的直徑,F(xiàn)如今,恒星干涉儀可用于前沿研究,如外行星識別和恒星的超高分辨率(4豪弧秒)
成像。在本文中,一種經(jīng)典的邁克遜恒星干涉儀將會在FRED里面進(jìn)行設(shè)計和分析。
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恒星干涉儀設(shè)計
[[{y?-U K1S)S8.EZ8 系統(tǒng)的幾何
結(jié)構(gòu)如圖1所示。干涉儀由四個反射鏡、一對小孔、一個正
透鏡和一個探測儀組成。
uj@rv& ^rd]qii" sxq'uF(K 圖1 邁克爾遜恒星干涉儀的幾何結(jié)構(gòu)。反射鏡M1和M2由可變的距離d分開。另一組反射鏡使
光線轉(zhuǎn)向通過不透明掩膜上的一對小孔上。一個平凸透鏡放置在掩膜的后面,相應(yīng)的具有吸收的
探測器平面放置在透鏡的焦平面處。
]AlRu( _<?lP$Xr 考慮恒星的測量。恒星由一個多色光
光源模擬,它在一個小的角度范圍內(nèi)照射干涉儀,這對應(yīng)于它的角直徑。正常入射在兩個路徑P1和P2之間沒有光程差。然而,進(jìn)入到干涉儀中光線的光程差會隨著角度的增大而增大。探測器上生成的干涉圖樣的一些例子如圖2所示。
;U6z|O7L GT|=Kx$; 圖2 左:角度范圍為1弧秒的恒星在探測器上的白光干涉圖樣,白光的中心
波長為0.55um,半帶寬為0.1um。干涉儀的小孔半徑為1mm,反射鏡距離為50mm。右:增加反射鏡間距到100mm的干涉圖樣,此干涉圖的能見度降低了。
F<wwuCbF vh8{*9+ 全局變量的腳本
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Nk#" L&td4`2y 條紋可見度是光源角度范圍、
光譜含量、小孔半徑和兩個外反射鏡(M1和M2)之間的距離d的函數(shù)。在實際中,改變反射鏡間距可以獲得預(yù)期的未知值:光源的角度范圍。為了觀察干涉圖樣上這些變量每個的影響,使用FRED內(nèi)置的BASIC腳本環(huán)境,可以寫入帶有全局變量的嵌入式腳本。這些變量如圖3所示。全局變量允許用戶對腳本化FRED模型進(jìn)行調(diào)整,而不需要直接編輯腳本本身。
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o. 圖3 邁克爾遜恒星干涉儀的全局腳本變量
j(Tt-a("z 嵌入式腳本可以用于產(chǎn)生具有合適波長和角距的光源,來代表恒星對象。實現(xiàn)這個目的的一種方法是產(chǎn)生一對相干的平面波光源:一個光源就位于M1之前,另一個就位于M2之前。每個光源都有基于光源光譜的合適的波長和相對功率,并且在提供的角度直徑內(nèi)的任意方向傳播。一旦所有的光源創(chuàng)建好,相干光線追跡就會執(zhí)行。在探測器平面上的輻照度和彩色圖會得到計算并顯示出來。為了模擬邁克爾遜恒星干涉儀的運行,額外的循環(huán)可以添加到腳本中,它會在每一步掃描反射鏡間距并計算條紋可見度。條紋可見度的第一個極小值會出現(xiàn)在d=λ0/(2θ)處,其中λ0是恒星(發(fā)光)的中心波長,θ是以度為單位的角距。
vO#4$, 86J7%;^Xa [1] “Astromomical Interferometer.” Wikipedia. September 16, 2015. Accessed December 15, 2015.
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