Главная > Физика > Введение в фурье-оптику
<< Предыдущий параграф
Следующий параграф >>
<< Предыдущий параграф Следующий параграф >>
Макеты страниц

6.2. ЗВЕЗДНЫЙ ИНТЕРФЕРОМЕТР МАЙКЕЛЬСОНА

6.2.1. Введение

Чтобы создать представление об использовании интерференции как непрямого способа применения телескопа для измерения угловых размеров астрономических объектов, рассмотрим рис. 6.1, а. На нем представлен апертурный экран, имеющий две щели, перпендикулярные рисунку и размещенные перед линзами телескопа (аналогичную схему нетрудно осуществить и для отражательного телескопа). Волновые фронты поступают от всех точек видимой части поверхности звезды, имеющей угловой диаметр (стягиваемый ею угол с вершиной у Земли). На рисунке показаны только граничные фронты волн: испущенный на одном краю диска, и от противоположного края. В фокальной плоскости линз образуется непрерывная система интерференционных полос типа (источник считается некогерентным) от полос, вызываемых до полос, определяемых Окончательным результатом является картина, показанная на рис. 6.1, б с видностью Отметим, что расстояние между полосами остается таким же, как если бы источник был точечным, а именно [уравнение (1.11)]. На практике интенсивность картины полос снижается с той и другой стороны от оси (ср. с выборкой на дифракционной картине от одиночной щели в разд. 2.4). Мы можем пренебречь этим понижением, если щели узкие и, в частности, если наблюдения, как случается на практике, ограничены центральной областью картины полос.

Теперь если D увеличивается, то расстояние между полосами уменьшается и видность полос снижается, как показано на рис. 6.1, в. При

достижении такого значения D, при котором расстояние между полосами становится в точности равным смещению полос, видность становится равной нулю, как на рис. 6.1, г. Теперь расстояние между полосами таково, что полосы от смещены в точности на одну относительно полос, связанных с На схеме рис. 6.1, а край звезды, испускающий волновые фронты равноудален от точек В и С. Таким образом, если бы звезда была равномерно светящимся прямоугольником, то волновые фронты от другого края должны были бы проходить в своем движении к точке С на одну длину волны больший путь, чем до точки В. При этом конкретном значении, скажем мы имеем

Если D увеличивается еще больше, то видность вновь не равна нулю до тех пор, пока не выполнится условие когда она еще раз становится нулем и так далее. (Естественно, что эти результаты не связаны со специфической ориентацией волновых фронтов по отношению к В и С, которая использовалась здесь для удобства.)

Поскольку звезда по существу представляется круглым светящимся диском, то полученный результат требует внесения поправки. Для этого можно воспользоваться методом, применявшимся при выводе разрешающей способности круглой апертуры (разд. 2.3). Конечный результат состоит в том, что первое исчезновение колец наступает не раньше, чем выполнится условие . Таким образом, диаметр звезды определяется соотношением

или, как грубый критерий для желтого света,

Принцип этого метода, предложенного Физо в 1868 г. [20], был успешно использован Майкельсоном в 1890 г. [38] для измерения диаметров спутников Юпитера, для которых были получены значения около . При этом применялся 12 - дюймовый (около 0,3 м) телескоп на Маунт-Гамильтон. В отношении звезд, однако, возник вопрос, позволят ли атмосферные возмущения и механические вибрации телескопа проводить наблюдения, поскольку ожидалось, что их диаметры не в пример планетам должны составлять всего лишь несколько сотых долей секунды дуги. Частично эти опасения были рассеяны успешными наблюдениями интерференционных полос на 100 - дюймовом (около 2,5 м) рефлекторе на Маунт-Вилсон. Однако было ясно, что для обеспечения разноса апертур, необходимого, чтобы достичь исчезновения полос при таких малых угловых диаметрах звезд, потребовался бы весьма большой

Рис. 6.2. Звездный интерферометр Майкельсона.

телескоп диаметром 50 футов (около 15 м) пли более. Для щелей, разнесенных на такое расстояние, полосы должны располагаться столь тесно, что их невозможно наблюдать. Более того, в этом случае полученный результат мало отличался бы от разрешающей способности того же телескопа при обычном применении (см. разд. 2.3).

Для преодоления этих трудностей Майкельсон разработал звездный интерферометр, названный его именем. Он представлял собой линейную систему из четырех зеркал (рис. 6.2), каждое около 6 дюймов (около 15 см) в диаметре. Внешняя пара действовала как «приемники» с переменным до 20 футов (около 6 м) расстоянием (которое теперь называли бы длиной базы). Зеркала внутренней пары были зафиксированы и через две щели направляли поступающие сигналы на телескоп для получения полос обычным образом. Эта схема позволяла поддерживать расстояние между полосами равным постоянной и приемлемой величине определяемой расстоянием D между внутренними зеркалами, в то время как разность пути, соответствующая потере видности, определялась расстоянием между внешними зеркалами, достигающим величины L, при которой

т.е.

Каркас для крепления зеркал был установлен на 100-дюймовом (около 2,5 м) рефлекторе обсерватории Маунт-Вилсон, который был выбран на этот раз не из-за высокой оптической разрешающей способности, а оттого, что он мог служить в качестве жесткой опоры для несущей

фермы зеркал. Крайне важно обеспечить жесткую установку каждого зеркала по отношению к другим, так как путем тонкой подстройки расстояния между внешними зеркалами регистрировались очень малые разности оптических путей в системе. С помощью этого устройства Майкельсон и Физо выполнили измерения нескольких звезд - гигантов и сверхгигантов, диаметры которых не поддавались измерению обычным способом на телескопе обсерватории Маунт-Вилсон. Для Бетель - гейзе, например, было получено значение . [Для учета потемнения к краю диска звезды они использовали результаты наблюдений Солнца и на этом основании оценили, что действительные угловые размеры должны быть на 17% больше, чем значения, полученные с помощью уравнения (6.04).]

Новый метод по сути дал «увеличение» Е/D по сравнению с первым вариантом прибора и теоретически был ограничен только L. Однако трудность обеспечения необходимой механической стабильности большой базы наряду с эффектами турбулентности в атмосфере препятствовала дальнейшему сколько-нибудь существенному прогрессу. Физо в 1930 г. построил 50-футовый вариант прибора, но он давал ненадежные результаты и в 1937 г. работа была приостановлена.

Однако Майкельсон ясно осознавал, что характер изменения видности при изменении расстояния между зеркалами содержит информацию не только о размере, но и о распределении яркости источника. Хотя в то время указанный метод не мог быть реализован практически, мы рассмотрим, каков был теоретический подход Майкельсона, учитывая важность этого метода в современной астрономии.

<< Предыдущий параграф Следующий параграф >>
Оглавление