Interferometr Michelsona - Michelson interferometer
Michelsona interferometr jest częstym konfiguracji optycznej interferometrii i zostało wynalezione przez 19 / 20th-wieku amerykański fizyk Albert Abraham Michelson . Korzystanie z rozdzielacza wiązki , wykorzystując światło źródło jest podzielony na dwa ramiona. Każda z tych wiązek światła jest odbijana z powrotem w kierunku dzielnika wiązek, który następnie łączy ich amplitudy na zasadzie superpozycji . Powstały wzór interferencji, który nie jest skierowany z powrotem w stronę źródła, jest zazwyczaj kierowany do pewnego rodzaju detektora fotoelektrycznego lub aparatu fotograficznego . W przypadku różnych zastosowań interferometru, dwie ścieżki światła mogą mieć różne długości lub zawierać elementy optyczne lub nawet badane materiały.
Interferometr Michelsona (wśród innych konfiguracji interferometru) jest wykorzystywany w wielu eksperymentach naukowych i stał się znany dzięki użyciu go przez Michelsona i Edwarda Morleya w słynnym eksperymencie Michelsona-Morleya (1887) w konfiguracji, która wykrywałaby ruch Ziemi poprzez rzekomą świetlisty eter, w który większość fizyków uważała, że jest ośrodkiem rozchodzenia się fal świetlnych . Zerowy wynik tego eksperymentu zasadniczo obalił istnienie takiego eteru, prowadząc ostatecznie do szczególnej teorii względności i rewolucji w fizyce na początku XX wieku. W 2015 roku, kolejne zastosowanie interferometru Michelsona, w LIGO , wykonane pierwsze bezpośrednie obserwacje z fal grawitacyjnych . Ta obserwacja potwierdziła ważne przewidywanie ogólnej teorii względności , potwierdzając przewidywania teorii dotyczące zniekształcenia czasoprzestrzeni w kontekście wydarzeń kosmicznych na dużą skalę (znanych jako testy silnego pola ).
Konfiguracja
Interferometr Michelsona składa się minimalnie z luster M 1 i M 2 oraz dzielnika wiązki M . Na fig 2, źródło S emituje światło, która uderza rozdzielacz wiązki (w tym przypadku, płyta zwierciadło półprzezroczyste i) powierzchniowych M w punkcie C . M jest częściowo odbijający, więc część światła jest przepuszczana do punktu B, a część odbija się w kierunku A . Obie wiązki łączą się ponownie w punkcie C', aby wytworzyć wzór interferencyjny padający na detektor w punkcie E (lub na siatkówkę oka). Na przykład, jeśli między dwiema wiązkami powracającymi jest niewielki kąt, detektor obrazujący zarejestruje sinusoidalny wzór prążków, jak pokazano na rys. 3b. Jeśli istnieje doskonałe wyrównanie przestrzenne między powracającymi wiązkami, wówczas nie będzie żadnego takiego wzoru, ale raczej stałe natężenie w wiązce zależne od różnicowej długości drogi; jest to trudne, wymagające bardzo precyzyjnego sterowania ścieżkami wiązki.
Na rys. 2 pokazano zastosowanie źródła koherentnego (laserowego). Można również użyć wąskopasmowego światła widmowego pochodzącego z wyładowania lub nawet światła białego, jednak w celu uzyskania znacznego kontrastu interferencyjnego wymagane jest, aby długość ścieżki różnicowej była zmniejszona poniżej długości koherencji źródła światła. To mogą być tylko mikrometry dla białego światła, jak omówiono poniżej.
W przypadku zastosowania bezstratnego dzielnika wiązki można wykazać, że energia optyczna jest zachowana . W każdym punkcie wzoru interferencyjnego moc, która nie jest skierowana do detektora w punkcie E, jest raczej obecna w wiązce (nie pokazanej) powracającej w kierunku źródła.
Jak pokazano na fig. 3a i 3b, obserwator ma bezpośredni widok lusterka M 1 widziana przez rozdzielacz wiązki i widzi obraz odbity M” 2 lusterka M 2 . Prążki można interpretować jako wynik zakłóceń między światło pochodzące z dwóch wirtualnych obrazów S 1 i S 2 pierwotnego źródła S . Charakterystyka wzoru interferencji zależy od rodzaju źródła światła oraz dokładnej orientacji luster i dzielnika wiązki. Na rys. 3a elementy optyczne są zorientowane w taki sposób, że S' 1 i S' 2 są w jednej linii z obserwatorem, a powstały wzór interferencji składa się z okręgów o środku normalnych do M 1 i M' 2 (prążki o równym nachyleniu ). Jeśli, jak na rys. 3b, M 1 i M' 2 są nachylone względem siebie, prążki interferencyjne przyjmą generalnie kształt przekrojów stożkowych (hiperboli), ale jeśli M 1 i M' 2 zachodzą na siebie, prążki w pobliżu oś będzie prosta, równoległa i równomiernie rozmieszczona (prążki o równej grubości). Jeśli S jest źródłem rozszerzonym, a nie źródłem punktowym, jak pokazano, prążki z ryc. 3a muszą być obserwowane za pomocą teleskopu ustawionego na nieskończoność, podczas gdy prążki z ryc. 3b będą zlokalizowane na zwierciadłach.
Przepustowość źródła
Białe światło ma niewielką długość koherencji i jest trudne do wykorzystania w interferometrze Michelsona (lub Macha-Zehndera ). Nawet wąskopasmowe (lub „quasi-monochromatyczne”) źródło widmowe wymaga szczególnej uwagi w kwestii dyspersji chromatycznej, gdy jest używane do oświetlania interferometru. Dwie ścieżki optyczne muszą być praktycznie równe dla wszystkich długości fal obecnych w źródle. Wymóg ten może być spełniony, jeśli obie ścieżki światła przecinają jednakową grubość szkła o tej samej dyspersji . Na rys. 4a wiązka pozioma przecina rozdzielacz wiązki trzy razy, podczas gdy wiązka pionowa przecina rozdzielacz wiązki jeden raz. Aby wyrównać rozproszenie, tak zwana płyta kompensacyjna identyczna z podłożem dzielnika wiązki może być wstawiona w tor wiązki pionowej. Na rys. 4b widzimy, że użycie dzielnika wiązki sześciennej już wyrównuje długości ścieżek w szkle. Wymóg wyrównywania dyspersji został wyeliminowany dzięki zastosowaniu wyjątkowo wąskopasmowego światła z lasera.
Rozmiar prążków zależy od długości koherencji źródła. Na fig. 3b, żółte światło sodu stosowany do ilustracji brzegowym składa się z pary blisko rozstawionych linii, D 1 i D 2 , co oznacza, że wzorzec ingerencja plama po kilkuset prążków. Lasery z pojedynczym trybem podłużnym są wysoce spójne i mogą wytwarzać interferencje o wysokim kontraście przy różnych długościach ścieżek rzędu milionów, a nawet miliardów długości fal. Z drugiej strony, używając światła białego (szerokopasmowego), środkowa prążek jest ostry, ale z dala od środkowej prążki prążki są kolorowe i szybko stają się niewyraźne dla oka.
Wcześni eksperymentatorzy próbujący wykryć prędkość Ziemi względem rzekomego świecącego eteru , tacy jak Michelson i Morley (1887) oraz Miller (1933), używali światła quasi-monochromatycznego tylko do wstępnego wyrównania i zgrubnego wyrównania drogi interferometru. Następnie przeszli na światło białe (szerokopasmowe), ponieważ za pomocą interferometrii światła białego mogli zmierzyć punkt bezwzględnego wyrównania fazy (zamiast modulo fazy 2π), w ten sposób ustawiając równe długości dwóch ramion. Co ważniejsze, w interferometrze światła białego każdy kolejny „skok prążkowy” (różnicowe przesunięcie długości ścieżki o jedną długość fali) byłby zawsze wykryty.
Aplikacje
Konfiguracja interferometru Michelsona jest używana w wielu różnych aplikacjach.
Spektrometr z transformatą Fouriera
Rys. 5 ilustruje działanie spektrometru z transformacją Fouriera, który jest zasadniczo interferometrem Michelsona z ruchomym jednym zwierciadłem. (Praktyczny spektrometr z transformacją Fouriera mógłby zastąpić płaskie zwierciadła konwencjonalnego interferometru Michelsona zwierciadłami narożnymi , ale dla uproszczenia ilustracja tego nie pokazuje). lustro. Transformaty Fouriera przekształca interferogram do rzeczywistej widma. Spektrometry z transformatą Fouriera mogą w pewnych warunkach oferować znaczną przewagę nad spektrometrami dyspersyjnymi (tj. z siatką i pryzmatem). (1) Detektor interferometru Michelsona w efekcie monitoruje wszystkie długości fal jednocześnie podczas całego pomiaru. W przypadku stosowania zaszumionego detektora, takiego jak fale podczerwone, zapewnia to wzrost stosunku sygnału do szumu przy użyciu tylko jednego elementu detektora; (2) interferometr nie wymaga ograniczonej apertury, tak jak spektrometry siatkowe lub pryzmatyczne, które wymagają przejścia wpadającego światła przez wąską szczelinę w celu uzyskania wysokiej rozdzielczości spektralnej. Jest to zaleta, gdy wpadające światło nie ma jednego trybu przestrzennego. Aby uzyskać więcej informacji, zobacz Zaleta firmy Fellgett .
Interferometr Twyman-Green
Twyman-Green interferometr jest odmianą Michelsona interferometr wykorzystywane do testowania małych elementów optycznych i opatentowana przez Twyman i zielone w 1916 Podstawowe cechy odróżniające je od konfiguracji Michelsona jest stosowanie monochromatycznej punktowe źródło światła i kolimatora . Michelson (1918) skrytykował konfigurację Twyman-Green jako nieodpowiednią do testowania dużych elementów optycznych, ponieważ dostępne źródła światła mają ograniczoną długość koherencji . Michelson zwrócił uwagę, że ograniczenia geometrii wymuszone przez ograniczoną długość koherencji wymagały użycia lustra referencyjnego o równej wielkości co lustro testowe, co sprawiało, że Twyman-Green był niepraktyczny dla wielu celów. Kilkadziesiąt lat później pojawienie się laserowych źródeł światła odpowiedziało na zastrzeżenia Michelsona.
Zastosowanie zwierciadła referencyjnego w jednym ramieniu pozwala na wykorzystanie interferometru Twyman-Green do testowania różnych form elementów optycznych, takich jak soczewki czy lustra teleskopowe. Rys. 6 ilustruje interferometr Twyman-Green ustawiony do testowania soczewki. Punktowe źródło światła monochromatycznego jest rozszerzane przez soczewkę rozbieżną (nie pokazano), a następnie jest kolimowane w wiązkę równoległą. Wypukłe zwierciadło sferyczne jest ustawione tak, że jego środek krzywizny pokrywa się z ogniskiem badanej soczewki. Wiązka wyłaniająca się jest rejestrowana przez system obrazowania do analizy.
Interferometr laserowy o nierównej drodze
„LUPI” to interferometr Twyman-Green, który wykorzystuje spójne źródło światła laserowego. Duża długość koherencji lasera umożliwia nierówne długości ścieżek w ramionach testowych i referencyjnych oraz pozwala na ekonomiczne wykorzystanie konfiguracji Twyman-Green do testowania dużych elementów optycznych. Podobny schemat został wykorzystany przez Tajammala M w swojej pracy doktorskiej (Manchester University UK, 1995) do zrównoważenia dwóch ramion systemu LDA. Ten system wykorzystywał sprzęgacz kierunkowy światłowodu.
Pomiary gwiazd
Michelsona interferometr gwiezdny służy do pomiaru średnicy gwiazd. W 1920 Michelson i Francis G. Pease użyli go do zmierzenia średnicy Betelgeuse , po raz pierwszy zmierzono średnicę gwiazdy innej niż Słońce.
Wykrywanie fal grawitacyjnych
Interferometria Michelsona jest wiodącą metodą bezpośredniego wykrywania fal grawitacyjnych . Wiąże się to z wykrywaniem niewielkich naprężeń w samej przestrzeni, wpływających nierównomiernie na dwa długie ramiona interferometru, z powodu silnej przechodzącej fali grawitacyjnej. W 2015 r. dokonano pierwszej detekcji fal grawitacyjnych za pomocą dwóch interferometrów Michelsona, każdy z ramionami o długości 4 km, które składają się na Obserwatorium Laserowego Interferometru Fal Grawitacyjnych . Była to pierwsza weryfikacja doświadczalna fal grawitacyjnych, przewidział Albert Einstein „s Ogólnej Teorii Względności . Dzięki dodaniu interferometru Virgo w Europie stało się możliwe obliczenie kierunku, z którego pochodzą fale grawitacyjne, wykorzystując niewielkie różnice w czasie przybycia między trzema detektorami. W 2020 roku Indie budowały czwarty interferometr Michelsona do wykrywania fal grawitacyjnych.
Różne zastosowania
Rys. 7 ilustruje użycie interferometru Michelsona jako przestrajalnego filtra wąskopasmowego do tworzenia dopplergramów powierzchni Słońca. Stosowane jako przestrajalny filtr wąskopasmowy, interferometry Michelsona wykazują szereg zalet i wad w porównaniu z konkurencyjnymi technologiami, takimi jak interferometry Fabry'ego-Pérot'a czy filtry Lyota . Interferometry Michelsona mają największe pole widzenia dla określonej długości fali i są stosunkowo proste w obsłudze, ponieważ strojenie odbywa się za pomocą mechanicznej rotacji płytek falowych, a nie za pomocą wysokonapięciowej kontroli kryształów piezoelektrycznych lub modulatorów optycznych z niobianu litu, jak to stosuje się w systemie Fabry'ego-Pérot . W porównaniu z filtrami Lyota, które wykorzystują elementy dwójłomne, interferometry Michelsona mają stosunkowo niską czułość temperaturową. Z drugiej strony, interferometry Michelsona mają stosunkowo ograniczony zakres długości fal i wymagają użycia filtrów wstępnych, które ograniczają przepuszczalność. Niezawodność interferometrów Michelsona sprzyjała ich stosowaniu w zastosowaniach kosmicznych, podczas gdy szeroki zakres długości fal i ogólna prostota interferometrów Fabry-Pérot sprzyjały ich stosowaniu w systemach naziemnych.
Innym zastosowaniem interferometru Michelsona jest optyczna koherentna tomografia (OCT), technika obrazowania medycznego wykorzystująca interferometrię o niskiej koherencji do wizualizacji tomograficznej mikrostruktur wewnętrznych tkanek. Jak widać na rys. 8, rdzeniem typowego systemu OCT jest interferometr Michelsona. Jedno ramię interferometru skupia się na próbce tkanki i skanuje próbkę w podłużnym wzorze rastrowym XY. Drugie ramię interferometru jest odbijane od lustra odniesienia. Światło odbite z próbki tkanki łączy się ze światłem odbitym od wzorca. Ze względu na niską koherencję źródła światła sygnał interferometryczny jest obserwowany tylko na ograniczonej głębokości próbki. Skanowanie XY rejestruje zatem jednorazowo jeden cienki optyczny wycinek próbki. Wykonując wiele skanów, przesuwając lustro referencyjne pomiędzy każdym skanem, można zrekonstruować cały trójwymiarowy obraz tkanki. Ostatnie postępy mają na celu połączenie pobierania fazy w nanometrach przez interferometrię koherentną z możliwościami interferometrii o niskiej koherencji.
Inne zastosowania obejmują interferometr z linią opóźniającą, który przekształca modulację fazy na modulację amplitudy w sieciach DWDM , charakteryzację obwodów o wysokiej częstotliwości i tanie wytwarzanie energii w THz.
Zastosowania atmosferyczne i kosmiczne
Interferometr Michelsona odegrał ważną rolę w badaniach górnych warstw atmosfery , ujawniając temperatury i wiatry, wykorzystując zarówno instrumenty kosmiczne, jak i naziemne, mierząc szerokości Dopplera i przesunięcia w widmach poświaty powietrza i zorzy polarnej. Na przykład, Wind Imaging Interferometer, WINDII, na satelicie badawczym Upper Atmosphere, UARS, (uruchomiony 12 września 1991) zmierzył globalne wzorce wiatru i temperatury od 80 do 300 km, wykorzystując widzialną emisję poświaty powietrza z tych wysokości jako cel i zastosowanie optycznej interferometrii Dopplera do pomiaru niewielkich przesunięć długości fali wąskich atomowych i molekularnych linii emisyjnych poświaty powietrza, indukowanych przez ogólną prędkość atmosfery niosącej substancje emitujące. Instrumentem był całkowicie szklany, achromatyczny i termicznie skompensowany interferometr Michelsona z rozszerzonym polem pola, wraz z nagim detektorem CCD, który obrazował ramię z poświatą przez interferometr. Przetworzono sekwencję obrazów fazowych, aby uzyskać prędkość wiatru dla dwóch ortogonalnych kierunków obserwacji, uzyskując poziomy wektor wiatru.
Zasada użycia polaryzującego interferometru Michelsona jako filtra wąskopasmowego została po raz pierwszy opisana przez Evansa, który opracował fotometr dwójłomny, w którym wchodzące światło jest dzielone na dwa prostopadle spolaryzowane komponenty przez polaryzacyjny rozdzielacz wiązki, umieszczony pomiędzy dwiema połówkami sześcianu Michelsona. Doprowadziło to do powstania pierwszego polaryzacyjnego szerokopolowego interferometru Michelsona opisanego przez Title i Ramseya, który był używany do obserwacji Słońca; i doprowadziło do opracowania wyrafinowanego instrumentu stosowanego do pomiarów oscylacji w atmosferze słonecznej, wykorzystującego sieć obserwatoriów wokół Ziemi znaną jako Globalna Grupa Sieci Oscylacyjnych (GONG).
Polaryzacyjny atmosferyczny interferometr Michelsona, PAMI, opracowany przez Birda et al. i omówiony w Spectral Imaging of the Atmosphere , łączy technikę strojenia polaryzacji Title i Ramseya z Shepherd et al. technika wyprowadzania wiatrów i temperatur z pomiarów natężenia emisji przy sekwencyjnych różnicach ścieżek, ale system skanowania używany przez PAMI jest znacznie prostszy niż systemy ruchomych luster, ponieważ nie ma wewnętrznych ruchomych części, zamiast tego skanuje polaryzatorem zewnętrznym względem interferometru. PAMI został zademonstrowany w kampanii obserwacyjnej, w której jego działanie porównano ze spektrometrem Fabry-Pérot i zastosowano do pomiaru wiatrów w regionie E.
Niedawno, helioseismic and Magnetic Imager ( HMI ), w Solar Dynamics Observatory , wykorzystuje dwa interferometry Michelsona z polaryzatorem i innymi przestrajalnymi elementami do badania zmienności Słońca i scharakteryzowania wnętrza Słońca wraz z różnymi składnikami aktywności magnetycznej. HMI wykonuje wysokiej rozdzielczości pomiary podłużnego i wektorowego pola magnetycznego na całym widocznym dysku, rozszerzając w ten sposób możliwości swojego poprzednika, instrumentu MDI SOHO (patrz rys. 9). HMI generuje dane w celu określenia wewnętrznych źródeł i mechanizmów zmienności słonecznej oraz tego, jak procesy fizyczne wewnątrz Słońca są powiązane z powierzchniowym polem magnetycznym i aktywnością. Generuje również dane umożliwiające oszacowanie koronalnego pola magnetycznego do badań zmienności w rozszerzonej atmosferze słonecznej. Obserwacje HMI pomogą ustalić związki między dynamiką wewnętrzną a aktywnością magnetyczną, aby zrozumieć zmienność Słońca i jej skutki.
W jednym przykładzie użycia MDI naukowcy ze Stanford donieśli o wykryciu kilku obszarów plam słonecznych w głębokim wnętrzu Słońca na 1-2 dni przed ich pojawieniem się na dysku słonecznym. Wykrycie plam słonecznych we wnętrzu Słońca może zatem dostarczyć cennych ostrzeżeń o nadchodzącej aktywności magnetycznej powierzchni, które można wykorzystać do poprawy i rozszerzenia przewidywań prognoz pogody kosmicznej.
Tematy techniczne
Interferometr krokowy
Jest to interferometr Michelsona, w którym lustro w jednym ramieniu zastąpiono etalonem Gires-Tournois . Silnie rozproszona fala odbita przez etalon Gires-Tournois koliduje z pierwotną falą odbitą przez drugie lustro. Ponieważ zmiana fazy z etalon Gires-Tournois jest prawie stopniową funkcją długości fali, powstały interferometr ma specjalne właściwości. Ma zastosowanie w komunikacji światłowodowej jako przeplatacz optyczny .
Oba lustra w interferometrze Michelsona można zastąpić etalonami Gires-Tournois. Schodkowa relacja fazy do długości fali jest zatem bardziej wyraźna, co można wykorzystać do skonstruowania asymetrycznego optycznego elementu przeplatającego.
Interferometria ze sprzężeniem fazowym
Odbicie od zwierciadła sprzężonego fazowo dwóch wiązek światła odwraca ich różnicę faz do przeciwnej . Z tego powodu wzór interferencji w interferometrze dwuwiązkowym zmienia się drastycznie. W porównaniu z konwencjonalną krzywą interferencji Michelsona z okresem połowy długości fali :
,
![{\ Displaystyle I (\ Delta L) \ SIM [1+ \ Gamma (\ Delta L) \ cos (2k \ Delta L)]}](https://wikimedia.org/api/rest_v1/media/math/render/svg/cccdfd2322867179c4f04092d9ce3c4379383f7a)
gdzie jest funkcją korelacji drugiego rzędu, krzywa interferencji w interferometrze sprzężonym z fazą ma znacznie dłuższy okres określony przez przesunięcie częstotliwości odbitych wiązek:
, gdzie krzywa widzialności jest niezerowa, gdy różnica dróg optycznych przekracza długość koherencji wiązek światła. Nietrywialne cechy fluktuacji fazowych w optycznym zwierciadle sprzężonym fazowo badano za pomocą interferometru Michelsona z dwoma niezależnymi lustrami PC. Interferometria Michelsona ze sprzężeniem fazowym to obiecująca technologia koherentnego sumowania wzmacniaczy laserowych. Konstruktywna interferencja w matrycy zawierającej dzielniki wiązek laserowych zsynchronizowanych przez sprzężenie fazowe może zwiększyć jasność wzmocnionych wiązek jako .
![{\ Displaystyle I (\ Delta L) \ SIM [1+ [\ Gamma (\ Delta L) + 0,25] \ cos (\ Delta k \ Delta L)]}](https://wikimedia.org/api/rest_v1/media/math/render/svg/b5cb51b7c5eb788de0df9bc91130b2e1d0deaad6)
Zobacz też
- Lista typów interferometrów
- Obserwatorium fal grawitacyjnych LIGO Laser Interferometr
- NPOI
- GEO600
- PANNA