Интерферометр. РЕАЛЬНАЯ ФИЗИКА. Глоссарий по физике

Интерферометр - прибор, основанный на явлении интерференции волн. В соответствии с природой волн существуют интерферометры акустические для звуковых волн и И. для эл--магн. волн. К последним относятся оптич. И. и радиоинтерферометр .В данной статье рассматриваются оптич. И., к-рые получили наиб, распространение как приборы для измерения длин волн спектральных линий и их структуры; для измерения показателей преломления прозрачных сред; в метрологии для абс. и относит, измерений длин и перемещений тел, измерения угл. размеров звёзд (см. Интерферометр звёздный; )для контроля формы, микрорельефа и деформации поверхностей оптич. деталей и чистоты металлич. поверхностей и пр. Применение в И. в качестве источников света одночастотных лазеров позволило существенно улучшить и автоматизировать технику интерферометрич. измерений, повысить точность измерения. В лазерных И. производится фотоэлектрич. регистрация разности хода, выраженной непосредственно в длинах волн. Созданы голографич. И. (см. Голографическая интерферометрия ),позволяющие регистрировать небольшие изменения в форме поверхности или предмета, возникающие в результате тех или иных деформаций. В основе И. лежит пространственное разделение пучка света с помощью того или иного устройства с целью получения двух или более взаимно когерентных лучей, к-рые проходят разл. оптич. пути, а затем сводятся вместе и наблюдается результат их интерференции. Вид интерференц. картины зависит от способа разделения пучка света на взаимно когерентные лучи, от их числа, их относит, интенсивности, размеров источника, спектрального состава света. Многолучевые И. используются гл. обр. как спектрометры высокой разрешающей силы для исследования тонкой структуры спектральных линий и определения их формы, а двухлучевые И. являются в основном техн. приборами. Рассмотрим принцип действия двухлучевого И. Если один луч проходит геом. путь l₁ в среде с показателем преломления n₁, а другой - путь l₂ в среде с n₂, то оптич. разность хода лучей D=l₁n₁-l₂n₂+d определяет результат интерференции. Здесь d - изменение фазы на границах раздела сред. Интенсивность света в данной точке образующейся интерференц. картины при равных амплитудах А интерферирующих лучей изменяется в зависимости от величины D по закону: I==4A²соs²(pD/l). При D, равной целому числу длин волн l (D=ml), интенсивность имеет макс, значение - максимум интерференц. полосы (m - порядок интерференции). Разл. m соответствуют полосы разного порядка. Любое изменение величин l, n и l, входящих в выражение для D=ml, приводит к смещению интерференц. полос. Измеряя величину смещения полос при постоянных l и l, определяют величину изменения n интерференц. рефрактометрами Рэлея и Жамена (см. Интерферометр Рэлея, Интерферометр Жамена). Если известны l и n, то по смещению полос можно измерить геом. длины, для чего служат интерференционные компараторы. Т. к. интерференц. картина смещается заметно даже при небольших изменениях разности хода D~0,1l, точность измерения с помощью И. очень высока (поскольку l@0,5 мкм). При использовании источника монохроматич. света в поле зрения И. наблюдается большое число светлых и тёмных неотличимых друг от друга интерференционных полос разл. порядков. Изменение разности хода D (за счёт изменения l или n)приводит к смещению полос в поле зрения. В этом случае измерение возникшей разности хода сводится к счёту числа полос, прошедших через перекрестие в поле зрения, что производится визуально (при непрерывном изменении D) или фотоэлектрич. методами. В ряде И. (напр., интерферометрах Жамена и Рэлея) используется источник бе того света (лампа накаливания), при к-ром в поле зрения наблюдается лишь небольшое число (8-10) цветных полос низкого порядка, симметрично расположенных относительно центральной ахроматич. (белой) полосы нулевого порядка. При изменении разности хода D вся группа полос смещается в поле зрения и измерение разности хода обычно производится с помощью спец. оптич. компенсаторов, к-рые позволяют внести в интерферирующие пучки дополнительную - компенсирующую разность хода, возвращая белую полосу на перекрестие в поле зрения. Величина измерений непосредственно определяется с помощью отсчётного устройства компенсатора. Точность в определении n при этом достигает до 2.10^-8 .

Рис. 1. Схема интерферометра Физо (для наглядности угол a и размеры дефектов увеличены).

Методы, с помощью к-рых в И. могут быть получены когерентные пучки, весьма разнообразны, и потому существует большое число разл. конструкций И., обычно приспособленных к измерению к--л. одной величины (l, n или l). По методу получения когерентных пучков И. делятся на два типа. В основе одного из них когерентные пучки получаются в результате отражения от двух поверхностей плоскопараллельной или клиновидной пластинки с образованием соответственно полос равного наклона или равной толщины. В И. др. типа происходит интерференция лучей, вышедших от источника под углом друг к другу (см. Интерференция света ).К первому типу относятся интерферометры Физо, Майкельсона и его модификации, Жамена и др.; ко второму типу - интерферометр Рэлея и др. Простейшим интерферометром является интерферометр Физо (рис. 1), применяемый главным образом для контроля точности изготовления плоских поверхностей оптич. деталей. Свет от монохроматического источника L с помощью конденсора O₁ диафрагмы D и объектива О₂ направляется параллельным пучком на эталонную Э и контролируемую К пластинки (положенные одна на другую) почти перпендикулярно к их поверхностям. При этом строго плоская эталонная

Рис. 2. а - Вид дефектов сверху на контролируемой пластинке; б - Сечение эталонной и контрольной пластинок. Сечение по линии А-А (угол a и размеры дефектов для наглядности сильно увеличены); в - Вид интерференционной картины полос равной толщины в интерферометре Физо.

и контролируемая поверхности пластинок образуют между собой небольшой угол a. С помощью полупрозрачной пластинки П в отражённом свете наблюдаются интерференционные полосы равной толщины ,к-рые локализованы в области воздушного клина между контролируемой и эталонной поверхностями. Положения этих полос определяются из условия: D=2dn+l/2=ml=const (при п~1), где d - толщина воздушного клина. Если контролируемая поверхность идеально плоская, то полосы равного наклона имеют форму прямых эквидистантных линий, параллельных ребру клина (d=const), расстояние между к-рыми равно z=l/2a (рис. 2, в) (при a=10'' и l~0,5 мкм, z=5 мм). Если же на контролируемой поверхности имеются к--л. дефекты, напр, небольшие углубления или выступы (рис. 2, а, б)или она не строго плоская, то в области расположения этих дефектов наблюдаются отклонения dz от прямолинейности. При этом относит, величина отклонения dz/z связана с высотой или глубиной дефекта dh соотношением dh=(l/2)dz/z. Невооружённый глаз может оценить величину dz/z~0,l, что соответствует величине обнаруженного дефекта dh=l/20 (при l=0,633 мкм, dh=0,031 мкм). Знак отклонения позволяет отличить тип дефекта: углубление или выступ (рис. 2, в). Если контролируемая поверхность имеет форму сферы, то интерференционные полосы имеют форму концентрических окружностей (см. Ньютона кольца). В интерферометре Физо поверхности контролируемой и эталонной пластинок из-за малости угла (угл. секунды) почти полностью соприкасаются друг с другом и в процессе юстировки могут быть повреждены. Поэтому для контроля поверхностей часто используются бесконтактные И., построенные по схеме интерферометра Майкельсона (рис. 3). Здесь параллельный пучок света из объектива О₂ входного коллиматора падает на полупрозрачную разделит, пластинку П и направляется к зеркалам M₁ и М₂, к-рыми в данном случае служат эталонная Э и контролируемая К пластинки. После отражения от зеркал-пластинок оба пучка вновь соединяются разделит, пластинкой П и направляются в объектив О₃ выходного коллиматора и интерферируют. При этом оба зеркала ориентированы так, чтобы контролируемая поверхность К и мнимое изображение эталонной поверхности Э в разделит, пластинке образовали небольшой воздушный клин толщиной в его ср. части (на оптич. оси) d=l₂- l₁, где l₁ и l₂ - расстояния от разделит, пластинки до зеркал: l₁=AB, l₂=AC. При интерференции наблюдаются полосы равной толщины, локализованные в плоскости клина, максимумы интенсивности к-рых определяются из условия

т. е. так же, как и в интерферометре Физо. Анализ интерференц. картины проводится так же, как и в интерферометре Физо. Модернизованный интерферометр Майкельсона, в к-ром одно из плоских зеркал заменено

Рис. 3. Принципиальная схема интерферометра Майкельсона для контроля плоских поверхностей бесконтактным методом.

сферическим (интерферометр Тваймана), позволяет проводить контроль качества сферич. (выпуклых или вогнутых) зеркал и качества объективов. Принцип интерферометра Майкельсона широко используется в ряде др. техн. И., напр, в И. для измерения абс. и относит, длин концевых мер. Большое число лазерных И. также построено по схеме интерферометра Майкельсона. Благодаря высокой монохроматичности и когерентности лазерного излучения такие И. позволяют проводить измерения при больших разностях хода, напр, измерять с высокой точностью большие линейные перемещения тел (достигающие неск. м), проводить проверку штриховых эталонных мер, шкал и др. Кроме лазеров в качестве источников света созданы квантовые И. для измерения небольших перемещений, длин деталей. Их действие основано на зависимости разностной частоты излучения между соседними продольными модами лазера f=c/2L от длины резонатора L (см. Лазер ).По изменению разностной частоты Df, происходящей при перемещении одного из зеркал резонатора, может быть измерена величина этого перемещения DL=2L²Df/c. Преимуществом таких И. является то, что измерение линейных размеров (и перемещений) сводится к определению частоты, к-рую можно измерить радиотехн. методами с высокой степенью точности.

Литература по интерферометрам

Знаете ли Вы, что такое "усталость света"?
Усталость света, анг. tired light - это явление потери энергии квантом электромагнитного излучения при прохождении космических расстояний, то же самое, что эффект красного смещения спектра далеких галактик, обнаруженный Эдвином Хабблом в 1926 г.
На самом деле кванты света, проходя миллиарды световых лет, отдают свою энергию эфиру, "пустому пространству", так как он является реальной физической средой - носителем электромагнитных колебаний с ненулевой вязкостью или трением, и, следовательно, колебания в этой среде должны затухать с расходом энергии на трение. Трение это чрезвычайно мало, а потому эффект "старения света" или "красное смещение Хаббла" обнаруживается лишь на межгалактических расстояниях.
Таким образом, свет далеких звезд не суммируется со светом ближних. Далекие звезды становятся красными, а совсем далекие уходят в радиодиапазон и перестают быть видимыми вообще. Это реально наблюдаемое явление астрономии глубокого космоса. Подробнее читайте в FAQ по эфирной физике.