Интерферометр Майкельсона
Интерферометры и их применение
С помощью интерферометра Майкельсона (1862—-1931) впервые было проведено систематическое изучение тонкой структуры спектральных линий и выполнено первое прямое сравнение эталонного метра с длиной световой волны. В настоящее время интерферометр Майкельсона устарел.
Схема интерферометра приведена на рис. 1 Свет от протяжённого источника S попадает на плоскопараллельную разделительную пластинку P1, покрытую полупрозрачным тонким слоем серебра или алюминия. Эта пластинка частично пропускает, частично отражает свет, разделяя падающий пучок на два взаимно перпендикулярных пучка. Первый пучок, пройдя через пластинку P1, отражается обратно зеркалом М1, а затем частично отражается от пластинки P1 в направлении АО. Второй пучок, отразившись от покрытой металлом поверхности пластинки P1, направляется к зеркалу М2, отражается от него, снова проходит через пластинку P1 и далее идет в направлении АО, как и первый пучок перемещаться в направлении ,от центра.
При увеличении зазора d на l/2 разность хода увеличится так что произойдёт смещение на одну полосу (т, е. на место каждой светлой полосы станет такая же светлая соседняя полоса). При изменении угла падения на Df разность хода изменится нa 2dsinfDf. Отсюда видно, что полосы интерференции получатся тем шире чем меньше d. При d = 0 они стали бы бесконечно широкими т.е. поле зрения было бы освещено равномерно.
При больших зазорах и высокой степени монохроматичности света с интерферометром Майкёльсона наблюдалась интерференция очень высокого порядка (около 106). Если М2 и М¢1 близки друг к другу и образуют воздушный клин с небольшим углом, то полосы интерференции локализуются либо на поверхности клина, вблизи, неё. Это полосы равной толщины, имеющие вид равностоящих прямых, параллельных ребру клина.
 |
В 1920 г. Майкельсон построил звездный интерферометр, с помощью которого он измерил угловые размеры некоторых звезд. Этот прибор монтировался на телескопе. Передобъективомтелескопа устанавливался экран с двумя щелями (рис. 1). Свет от звезды отражался от симметричной системы зеркал М1,М2 ,М3 и М4 установленных на жесткой раме, укрепленной на тележке. Внутренние зеркала М3 и М4 были неподвижны, а внешние М1 и М2 могли симметрично смещаться, удаляясь от зеркал М3 и М4 либо приближаясь к ним. Ход лучей ясен из рисунка. В фокальной плоскости объектива телескопа возникали интерференционные полосы, видность которых зависела от расстояния между внешними зеркалами. Перемещая эти зеркала, Майкельсон определял расстояние между ними l, при котором видность полос обращалась в нуль. Это расстояние должно быть порядка радиуса когерентности световой волны, пришедшей от звезды. Радиус когерентности равен l/f. Из условия l==l/f получается угловой диаметр звезды
Точный расчет приводит к формуле
где A =1,22 для источника в виде равномерно освещенного круглого диска. Если у краев диск темнее, чем в центре, коэффициент превышает 1,22, причем его значение зависит от скорости убывания освещенности в направлении от центра, к краю. Кроме того, точный расчет дает, что, обратившись в нуль при некотором значении l, видность при дальнейшем увеличении l снова становится отличной от нуля; однако достигаемые ею при этом значения невелики.
Максимальное расстояние между внешними зеркалами в построенном Майкельсоном звездном интерферометре составляло 6,1 м (диаметр телескопа был равен 2,5 м). Этому расстоянию соответствовал наименьший измеримый угловой диаметр около 0,02¢¢. Первой звездой, у которой был измерен угловой диаметр, была Бетельгейзе (a Ориона). Полученное значение f равнялось 0,047".
| <== предыдущая лекция | | | следующая лекция ==> |
| Интерференция света в тонких пленках. Линии равного наклона и равной толщины. Просветление оптики | | | Вычисление интенсивностей лучей, прошедших через пластинку и отражённых от неё. Формулы Эйри. |
Дата добавления: 2016-04-19; просмотров: 1452;