Интерферометры в астрономии

Интерферометры, предназначенные для измерения малых угловых смещений, называются звездными интерферометрами, так как они были впервые предложены Майкельсоном для измерения угловых размеров звезд или угловых расстояний между светилами, образующими двойную звезду.

Рис 3.13

Практически параллельный световой пучок (сплошные линии на рисунке 3.13) от удаленной звезды падает на два зеркала М1 и М2, отражается от зеркал М3 и М4 и попадает в объектив О. В фокальной плоскости наблюдается интерференционная картина, соответствующая двум щелям, смещенным на расстояние D. Если одновременно интерферометр освещается близкой звездой, посылающей поток света (пунктирные линии) в направлении, образующем угол ср с направлением первого потока, то на такой же угол сместится и создаваемая им интерференционная картина.

Рис. 3.14

При этом угловое расстояние между соседними максимумами и минимумами в каждой in интерференционных картин равно:

Изменяя расстояние D, можно добиться наихудшей видимости интерференционных (некогерентных, друг с другом!) картин. Это произойдет, если максимумы одной картины расположатся на местах минимумов другой, т. е. при соблюдении условия:

Зная λ, и D, можно оценить угловое смещение источников.

У Майкельсона при его измерениях расстояние D достигало 18 м, что позволяло измерять угловые расстояния порядка 0,001 угловой секунды.

В интерферометрах, применяемых в радиоастрономии, зеркала покоятся друг относительно друга, расстояние D достигает тысяч километров (межконтинентальные интерферометры). В не показанном на рисунке приемном устройстве радиосигналы, посылаемые двумя светилами на оба зеркала, обрабатываются. Наблюдение ведется длительно, так что интерферометр вместе с Землей поворачивается относительно изучаемых светил; поэтому меняется эффективная длина базы (до величины D1=Dcosα, рис. 3.14) и возникает дополнительная разность хода лучей D sin α=Δ. Поэтому результирующая интенсивность принятых сигналов периодически изменяется, что позволяет с большой точностью определить угловое расстояние между изучаемыми радиоисточниками.