наблюдается интерферснц. картина, аналогичная интерференции от двух щелей, расположенных на расстоянии D друг от друга._ У гл. расстояние между соседними интерференц. максимумами в этой картине равно
а
, 6), где л ≈
длина волны света. При наличии двух близких звезд, находящихся на малом угл. расстоянии <р друг от друга, в телескопе образуются 2 интерференц. картины, к-рые также смещены на угол ф и накладываются друг на друга, В зависимости от соотношения углов ф и 9 видимость полос суммарной картины будет различной. Изменяя расстояние D и, следовательно, изменяя угол 9, можно добиться совмещения максимумов одной интерференц. картины с минимумами другой, в результате чего видимость по-Схема звездного интерферометра. лос будет ^ наихудшей.
При этих условиях ф≈
=1/2^≈А/2Л. Измерив D и зная К, можно определить угл. расстояние между зв╦здами ф. Аналогично определяются угл. размеры одной звезды. Если звезду рассматривать как равномерно светящийся диск, то расч╦т показывает, что исчезновение полос происходит при ф= =1,22Я//>. Точность измерения И. з. тем больше, чел больше база D. Постросы И. з., в к-ромД может достигать 18 м, что позволяет измерять угл. расстояния с точностью до 0,001". Для измерения угловых размеров очень слабых зв╦зд, свет от к-рых на уровне шумов, применяют метод корреляции интенсивы остей (см. Интерферометр интенсивности}*
Лит. см, при ст. Интерферометрг В. И. Малышев. ИНТЕРФЕРОМЕТР ИНТЕНСИВНОСТИ ≈ устройство, в к-ром измеряется коэф. корреляции интенсивности излучения, принимаемого в двух разнес╦нных точках. И. и. был использован вначале в оптич. измерениях
и радиоастрономии для измерения видимых угл. размеров зв╦зд и источников космич. радиоизлучения. Такой И. и. состоит обычно ия 2 телескопов, разнес╦нных на расстояние до неск, сотен м (рис.), Светопри╦м-ником служит фотоэлектронный умножитель (Ф.г) У) с
,, малой инерционностью ~1 Коррелятор ^ г", ∙
f не. Флуктуации тока I (t) /, v [2 обоих ФЭУ, обусловленные Схема интерферометра инген- шумовым характером света, сивности. перемножаются в корреляторе. Коэф. корреляции
двойных зв╦зд таким способом определяют не только угл. размеры компонент, но и угл. расстояние между ними. В радиоастрономии база И. и. может составлять неск. км, вместо ФЭУ используют при╦мники радиоизлучения, а перемножение производится после квадратичного детектирования. Первые измерения корреляц. ф-ции интенсивности выполнили Р. Браун (R. Brown) и Р. Твисс (R. Twiss) в 1954.
Достоинством И. и. является его малая чувствительность к флуктуациям разности фаз, вызванных меха-нич. вибрациями, атмосферной турбулентностью, нестабильностью частоты гетеродина (в радиоинтерферометре) и т. д. Однако при наличии внеш. помех (фон, шумы при╦мника, квантовый шум) чувствительность И, и. по потоку излучения снижается в большей степени, чем чувствительность обычного фазового интерферометра, поэтому И. и. используют только для ярких источников. Из-за отсутствия информации о фазе И. и. не дает комплексного спектра пространственных частот, необходимого для получения изображения.
И. и. позволяет оценивать корреляц. ф-ции 4-го порядка и по ним судить о статистике поля, что находит применение в лазерной физике и при исследовании
сверхкоротких световых импульсов.
Лит.: С л ы та В. И., Интерферометры те астрофизике, «УФЫ», 1965, т. 87, С. 471; Brown R., The intensity inlcrffi-rometer, L., 1974; Лоудон Р., Квантовая теория света, пер. с англ., М., 1 976; Ахманов С, А., Дьяков Ю.Е., Ч и р к и и А. С., Введение в статистическую радиофизику и оптику, М.т 1981. В, И. Слыи;.
ИНТЕРФЕРОМЕТР МАЙКЕЛЬСОПА ≈ двухлучевой интерферометр, оптич. схема к-рого приведена на рис. 3 к ст. Интерферометр. И. М. позволяет осуществлять разл. виды интерференции, широко используется в физ. исследованиях и в разл. техн. измерит, приборах для измерения длин, смещений, для исследования качества оптич. деталей, систем и т. п. С помощью И. М. впервые определена длина волны света и осуществл╦н Майкелъ-сона опыт, доказавший независимость скорости света от движения Земли, что имело фундам. значение для спец. теорий относительности. И. М. применяется также как спектральный прибор большой светосилы и высокой разрешающей способности, обладающий и рядом др. преимуществ {см. Фурье спектрометр, СИ С AM). Лит. см. npri ст. Интерферометр. В. И. .Малышев. ИНТЕРФЕРОМЕТР РОЖДЕСТВЕНСКОГО ≈ двухлу-чевой интерферометр, состоящий из двух зеркал Mlt Mz и двух параллельных полупрозрачных пластин
г» ГДе черта означает усреднение по времени, является мерой угл, размера источника. Для равномерно светящегося диска коэф. корреляции связан с угл. размером 9 соотношением г(О, 0) =
л
=4(it.DQ/X)~2./i(ji.D0/A,), где /х ≈ функция Бесселя,
К ≈ длина волны света, D ≈ проекция расстояния между телескопами (базы интерферометра) на плоскость, нормальную к направлению на источник. Определяя г при разл. D7 можно найти отклонение измеренной зависимости r(D, 6) от рассчитанной для равномерно светящегося диска и тем самым получить информацию об истинном распределении яркости по диску. Для
Ш
О
CL Ш
Q
а ш
Рис. 1. Схема интерферометра Рождественского.
^1) ^2 (рис. 1); Л/г, Р! и АГ2, Р2 устанавливаются попарно параллельно, но Мх и М2 наклонены относительно друг друга на малый угол; расстояние Л/Ц.Р! ≈ M^P^ и МгР^Р^М^. Луч света разделяется пластиной Pv на 2 луча, к-рые после отражений от JW1( Mz и прохождения Р% оказываются оараллельными с разностью фаз б ≈(4л/>/Я)-(cos Г!≈cos i2). Поскольку б но зависит от положения лучей на зеркалах и определяется лишь углами падения, интерферепц. картина будет локализована на бесконечности (или в фокальной плоскости объектива О). Параллельному пучку лучей, падающих на И. Р., соответствует одна точка интерферонц. картины, и, следовательно, для наблюдения всей картины необходим пучок конечной апертуры. Вид картины (порядок и ширина полос, их ориентация) зависит от наклона зеркал Afi и М2. Если, напр., ребро двугранного угла, образоваппого М1 и Мг, вертикально (пер- . __ пендикулярно чертежу), то даже при очень малой раз- 173
