簡介
天文光干涉儀能夠實現恆星和星系的高角解析度的測量。首次搭建的天文光干涉儀分別由菲索（1868）和邁克爾遜（1890）提出。邁克爾遜恆星干涉儀于1920年成功地測出參宿四的直徑。現如今，恆星干涉儀可用於前沿研究，如外行星識別和恆星的超高解析度（4豪弧秒）成像。在本文中，一種經典的邁克遜恆星干涉儀將會在FRED裡面進行設計和分析。
恆星干涉儀設計
系統的幾何結構如圖1所示。干涉儀由四個反射鏡、一對小孔、一個正透鏡和一個探測儀組成。
圖1 邁克爾遜恆星干涉儀的幾何結構。反射鏡M1和M2由可變的距離d分開。另一組反射鏡使光線轉向通過不透明掩膜上的一對小孔上。一個平凸透鏡放置在掩膜的後面，相應的具有吸收的探測器平面放置在透鏡的焦平面處。
考慮恆星的測量。恆星由一個多色光光源模擬，它在一個小的角度範圍內照射干涉儀，這對應於它的角直徑。正常入射在兩個路徑P1和P2之間沒有光程差。然而，進入到干涉儀中光線的光程差會隨著角度的增大而增大。探測器上生成的干涉圖樣的一些例子如圖2所示。
圖2 左：角度範圍為1弧秒的恆星在探測器上的白光干涉圖樣，白光的中心波長為0.55um，半頻寬為0.1um。干涉儀的小孔半徑為1mm，反射鏡距離為50mm。右：增加反射鏡間距到100mm的干涉圖樣，此干涉圖的能見度降低了。
全域變數的腳本
條紋可見度是光源角度範圍、光譜含量、小孔半徑和兩個外反射鏡（M1和M2）之間的距離d的函數。在實際中，改變反射鏡間距可以獲得預期的未知值：光源的角度範圍。為了觀察干涉圖樣上這些變數每個的影響，使用FRED內置的BASIC腳本環境，可以寫入帶有全域變數的嵌入式腳本。這些變數如圖3所示。全域變數允許使用者對腳本化FRED模型進行調整，而不需要直接編輯腳本本身。
圖3 邁克爾遜恆星干涉儀的全域腳本變數
嵌入式腳本可以用於產生具有合適波長和角距的光源，來代表恆星物件。實現這個目的的一種方法是產生一對同調的平面波光源：一個光源就位於M1之前，另一個就位於M2之前。每個光源都有基於光源光譜的合適的波長和相對功率，並且在提供的角度直徑內的任意方向傳播。一旦所有的光源創建好，同調光線追跡就會執行。在探測器平面上的輻照度和彩色圖會得到計算並顯示出來。為了模擬邁克爾遜恆星干涉儀的運行，額外的迴圈可以添加到腳本中，它會在每一步掃描反射鏡間距並計算條紋可見度。條紋可見度的第一個極小值會出現在d=λ0/(2θ)處，其中λ0是恆星（發光）的中心波長，θ是以度為單位的角距。
[1] “Astromomical Interferometer.” Wikipedia. September 16, 2015. Accessed December 15, 2015. https://en.wikipedia.org/wiki/Astronomical_interferometer
[2] “Michelson Stellar Interferometer.” Wikipedia. June 15, 2014. Accessed December 15, 2015. https://en.wikipedia.org/wiki/Michelson_stellar_interferometer.
[3] “Measurement of Stellar Diameters.” Brown, R. H. Annual Review of Astronomy and Astrophysics, vol. 6, p.13. 1968
|
