ИНТЕРФЕРОМЕТРИЯ

Интерферометрия - метод исследования, основанный на явлении интерференции (сложения) волн. Пространственная И. применяется в астрономии для исследования тонкой структуры космических источников излучения. Применяемые в И. измерительные приборы, принцип действия к-рых основан на интерференции волн, наз. интерферометрами. В пространственном двухлучевом интерферометре (рис.) интерферируют эл.-магн. волны, приходящие от космич. источника излучения, напр. звезды, к зеркалам прибора A и B, разнесённым в пространстве. Зеркала направляют излучение звезды в устройство C (в телескоп), где пучки света интерферируют, т.е. усиливают или ослабляют друг друга в зависимости от разности фаз между ними. Разность фаз определяется различием оптических путей (или времени прихода) интерферирующих пучков света. В двухлучевом интерферометре оптические пути для обоих пучков света регулируют так, чтобы они были примерно одинаковыми. Принципиальная схема двухлучевого интерферометра: A и B - зеркала, C - устройство (телескоп), осуществляющее интерференцию волн. Внизу показано распределение интенсивности излучения в интерференционной картине от двух источников S1 и S2. От звезды - очень удалённого точечного источника - к Земле приходит параллельный пучок света, его волновой фронт (т.е. поверхность, на к-рой фаза волны одинакова) плоский и перпендикулярен к направлению на источник. В этих условиях разность оптич. путей S1AC и S1BC (и разность фаз) в центре картины равна нулю и возникает чёткая интерференционная картина - система тёмных и светлых полос. Угловое расстояние между соседними максимумами интенсивности в интерференц. картине от источника (звезды) равно , где D - расстояние между центрами зеркал A и B (его наз. базой интерферометра). Величину базы можно изменять. Если рядом с S1 расположен второй источник S2, находящийся на малом угловом расстоянии от него, то волновой фронт от S2 будет наклонён к волновому фронту от S1 на этот же угол. Поэтому к зеркалу A свет придёт от S2 с задержкой на по сравнению с зеркалом B. При интерференц. максимумы в системе полос от источника S1 совпадут с положением минимумов от источника S2, в результате интерференц. картина окажется размытой, неконтрастной. Контраст (или видность V) определяется ф-лой: V = (Iмакс - Iмин)/(Iмакс + Iмин) , где Iмакс и Iмин - соответственно наибольшая и наименьшая интенсивность света в интерференциальной картине. Наименьший контраст полос отвечает условию: . Измерив D и зная , можно определить таким методом угловое расстояние между тесной парой звёзд. Метод применим и для определения углового размера одной звезды, поскольку противоположные края её диска можно рассматривать как два близких источника излучения. При малых базах интерференц. полосы от одной звезды будут контрастными (), но с увеличением D видность будет уменьшаться и полосы исчезнут совсем при , где - угловой диаметр звезды. Следовательно, . Разрешающая способность двухлучевого интерферометра , и чем больше база, тем она лучше. При D= 6 м и (зелёный свет) разрешающая способность 0,01". Осн. трудности при практич. реализации метода пространственной И. связаны с искажающим влиянием на волновой фронт неоднородностей земной атмосферы. Атмосфера ослабляет контраст полос и вызывает их дрожание, так что измерить видность V непросто. До появления фотоэлектрич. приёмников света наблюдатели, выбирая моменты улучшения контраста картины, визуально оценивали видность, а также вручную осуществляли компенсацию сильных фазовых сдвигов, возникающих на длинных базах. С 1970 г. стали применять различные фотоэлектрич. устройства для автоматич. измерения контраста полос. Они не накапливают свет, а регистрируют картину полос с короткой экспозицией (~ 10-2 с). Для анализа интерференц. картины и получения данных о размере и структуре источника используют большое число таких "мгновенных" распределений интенсивности светового потока; обработка их ведётся статистич. методами с использованием ЭВМ. Проницающая сила интерферометра ограничена квантовой природой света (малым числом фотонов, приходящих от слабых источников) и зависит от степени атмосферных искажений волнового фронта. Участки волнового фронта размером 5-10 см можно считать плоскими (этот размер наз. радиусом когерентности r0), но такие участки не согласованы друг с другом по фазе. Каждый такой участок даёт как бы свою независимую систему полос, и на апертуру (действующее входное отверстие) прибора диаметром r будет поступать независимых сигналов. Число чувствительных элементов (элементов разрешения) в приёмнике света должно быть не меньше Т. Если каждый элемент за время экспозиции регистрирует фотонов, то отношение полезного сигнала к шуму будет , где k - число обработанных изображений (см. также Радиотелескоп, Радиоинтерферометр). Параметр пропорционален и обратно пропорционален ширине спектр. полосы пропускания прибора. Выбор ширины полосы определяется величиной атмосферных флуктуаций разности хода (чем больше база, тем сильней флуктуации и 'уже должна быть полоса пропускания). Оценки показывают, что наземный интерферометр с апертурой диаметром в неск. м может иметь проницающую силу более 15-18m, в то время как на прямых фотографиях, полученных при помощи крупных телескопов, регистрируются звёзды до 25m. С другой стороны, разрешающая способность оптич. наземных телескопов обычно не выше 1", а оптич. интерферометры с базой 6 м дают разрешение ~ 0,01", несмотря на то что они работают сквозь турбулентную атмосферу. В отличие от радиоинтерферометров, в интерферометрах оптич. диапазона не удаётся восстанавливать полностью изображение источника излучения. Пока по видности полос определяются только нек-рые характеристики объектов: угловой диаметр, степень потемнения ярких звезд к краю, двойственность звёзд. В дальнейшем, вероятно, этот недостаток удастся преодолеть с помощью новых методов анализа информации. Принцип звёздного интерферомера был предложен франц. физиком И. Физо (1868 г.) и реализован А. Майкельсоном (США, 1893 г.). В 1920 г. Майкельсон и Ф. Пиз (США) впервые измерили угловой диаметр звезды - красного сверхгиганта Бетельгейзе (радиус ), а затем диаметры ряда др. звёзд, используя перископич. интерферометр (теперь этот прибор наз. интерферометром Майкельсона) с базой 6 м на телескопе диаметром 2,5 м обсерватории Маунт-Вилсон. Кроме интерферометра Майкельсона существуют астрономич. интерферометры иных типов. Среди них наибольшее распространение получили спекл-интерферометры (см. Спекл-интерферометрия), производящие двумерный анализ структуры изображения. Эти приборы используют интерференцию света, собираемого телескопом, поэтому их база D не превышает диаметра зеркала телескопа, что и ограничивает их разрешающую способность. Для значит. увеличения базы необходимо получать интерференц. картину от отдельных оптич. элементов, напр. независимых телескопов (А. Лабейри, 1976-78 гг., Франция). Наибольшие трудности при этом сопряжены с уравниванием разности хода между пучками света: разность не должна превосходить неск. длин волн, чтобы интерференц. полосы в белом свете были контрастными. Приходится компенсировать систематич. изменение разности хода, обусловленное вращением Земли и случайными причинами атмосферного и инструментального происхождения, с помощью регулируемых оптич. задержек или плавного перемещения самих телескопов по рельсам. Перспективность таких приборов была продемонстрирована на установке из двух 25-см телескопов, разнесённых на расстояние до 20 м (обсерватория СЕРГА во Франции). При визуальном наблюдении интерференц. полос удалось измерить угловые диаметры компонентов двойной звезды Капеллы. Диаметры оказались равными 0,005" и 0,004" при расстоянии между звёздами ок. 0,05". Наряду с обычными, классич. пространственными интерферометрами, где происходит сложение самих световых колебаний, предложены т.н. интерферометры интенсивностей. Их работа основана на определении согласованности (корреляции) флуктуации световых потоков, регистрируемых отдельными телескопами (Р. Хенбери-Браун и Р. Твисс, Австралия, 1967 г.). При длине базы до 200 м разрешение интерферометра, действовавшего в Наррабрай (Австралия), составляло ок. 0,001", но его проницающая сила была очень низка (2,5m). При помощи интерферометра интенсивностей уже измерены диаметры 32 горячих звёзд. Вывод интерферометров за пределы атмосферы резко увеличил бы возможности И. С их помощью можно было бы получать: оптич. изображения галактик и квазаров с разрешением в сотые и тысячные доли угловой секунды, повысить на неск. порядков точность измерений взаимных угловых расстояний звёзд, осуществить измерение малых параллаксов звёзд и попытаться обнаружить около них планеты. Осн. технич. трудность на этом пути - создание системы высокоточной ориентации спутников в пространстве при высокой стабильности самого спутника. Проекты космич. интерферометров уже существуют. Лит.: Борн М., Вольф Э., Основы оптики, пер. с англ., М., 1970; Токовинин А.А., Щеглов П.В., Проблема достижения высокого разрешения в наземной оптической астрономии, УФН, 1979, т. 129, в. 4, с. 645-70; Оптические телескопы будущего, пер. с англ., М., 1981; Оптические и инфракрасные телескопы 90-х гг., пер. с англ., М., 1983. (А.А. Токовинин)