Интерферометр интенсивности
Интерферо́метр интенси́вности (также корреляционный интерферометр) — устройство, измеряющее коэффициент корреляции интенсивности излучения двумя пространственно разнесёнными приёмниками. Используется обычно для определения угловых размеров астрономических объектов.
Общие сведения
Интерферометр интенсивности обычно используется для определения угловых размеров астрономических объектов, например, звёзд, которые не могут быть измерены путём прямого наблюдения. Принцип его работы предложен Р. Х. Брауном в 1949 году в ходе решения задачи измерения угловых размеров двух внеземных радиоисточников, Лебедя А и Кассиопеи А[1]:159—161. Позже, в 1954 году, теория устройства получила математическую модель, сформулированную Р. Х. Брауном и Р. К. Твиссом (англ. R. G. Twiss)[2].
Созданный первоначально для нужд радиоастрономии, в этой области метод интерферометрии интенсивности получил ограниченное применение. Причиной явилось требование превышения измеряемого сигнала над фоновым шумом. Однако в оптической астрономии, где эти условия выполнимы, использование интерферометра интенсивности обеспечило большую практическую отдачу, позволив преодолеть проблемы атмосферной турбулентности.
Принцип работы
Принцип работы интерферометра интенсивности основан на использовании идеи корреляции флуктуаций интенсивности принимаемого сигнала на двух близких приёмниках, направленных на исследуемый объект. С этим связано второе название этого прибора — корреляционный интерферометр. Уменьшение такой корреляции при увеличении расстояния между приёмниками позволяет рассчитать угловой размер исследуемого объекта[3].
Практические результаты
Впервые идея успешно опробована в 1950 году для измерения углового размера Солнца в обсерватории Джодрелл-Бэнк с применением интерферометра, работающего на частоте 125 МГц.[4] В 1956 году интерферометр интенсивности из двух параболических зеркал диаметром 1,56 м и с переменной базой до 14 м был впервые использован для измерения углового диаметра Сириуса[5]. Каждое из зеркал в отдельности давало размытое изображение, проецируемое на катод фотоумножителя. Полученные сигналы усиливались и их амплитуды перемножались. Мерой корреляции между флуктуациями интенсивности света на двух зеркалах было среднее за несколько часов значение указанного произведения. Угловой диаметр Сириуса, вычисленный по падению корреляции с увеличением базы, оказался с хорошей точностью равным значению, предсказанному теоретической астрофизикой[1].
Современное состояние
В настоящее время крупнейший интерферометр интенсивности построен и эксплуатируется с 1990 года в обсерватории института астрономии Сиднейского университета. Современное оборудование и настраиваемая от 5 м до 160 м база разнесения приёмников позволяют исследовать объекты до 8 звёздной величины. Одновременно проведены подготовительные работы для увеличения настраиваемой базы до 640 м. Однако из-за невостребованности пока наукой достигаемых при этом результатов, а именно, достигаемого размера в 0,2 угловой миллисекунды, проект временно заморожен[6].
Примечания
- ↑ 1,0 1,1 Стюард И. Г. Введение в фурье-оптику: Пер. с англ.-М.: Мир, 1985. − 182 с.. Дата обращения: 27 ноября 2015. Архивировано 8 декабря 2015 года.
- ↑ Hanbury Brown R., Twiss R. G. A new type of interferometer for use in radio astronomy. Phil. mag., 45, 663—682, 1954.
- ↑ Hanbury Brown R., Twiss R. G. Interferometry of the Intensity Fluctuations in Light. I. Basic Theory: the Correlation between Photons in Coherent Beams of Radiation, in: Proceedings of the Royal Society of London Band 242, S. 300ff, 1957
- ↑ Стюард И. Г. Введение в фурье-оптику: Пер. с англ. — М.: Мир, 1985. — 182 с. — с. 160. Дата обращения: 27 ноября 2015. Архивировано 8 декабря 2015 года.
- ↑ Hanbury Brown R. A Test of a new Type of Stellar Interferometer on Sirius, in: Nature Band 178, S. 1046ff, 1956
- ↑ Звёздный интерферометр Сиднейского университета // Официальный сайт Сиднейского университета (недоступная ссылка). Дата обращения: 27 ноября 2015. Архивировано 24 сентября 2015 года.