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簡(jiǎn)介
天文光干涉儀能夠實(shí)現恒星和星系的高角分辨率的測量。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。邁克爾遜恒星干涉儀于1920年成功地測出參宿四的直徑�，F如今，恒星干涉儀可用于前沿研究，如外行星識別和恒星的超高分辨率（4豪弧秒）成像。在本文中，一種經(jīng)典的邁克遜恒星干涉儀將會(huì )在FRED里面進(jìn)行設計和分析。
恒星干涉儀設計
系統的幾何結構如圖1所示。干涉儀由四個(gè)反射鏡、一對小孔、一個(gè)正透鏡和一個(gè)探測儀組成。
圖1 邁克爾遜恒星干涉儀的幾何結構。反射鏡M1和M2由可變的距離d分開(kāi)。另一組反射鏡使光線(xiàn)轉向通過(guò)不透明掩膜上的一對小孔上。一個(gè)平凸透鏡放置在掩膜的后面，相應的具有吸收的探測器平面放置在透鏡的焦平面處。
考慮恒星的測量。恒星由一個(gè)多色光光源模擬，它在一個(gè)小的角度范圍內照射干涉儀，這對應于它的角直徑。正常入射在兩個(gè)路徑P1和P2之間沒(méi)有光程差。然而，進(jìn)入到干涉儀中光線(xiàn)的光程差會(huì )隨著(zhù)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：角度范圍為1弧秒的恒星在探測器上的白光干涉圖樣，白光的中心波長(cháng)為0.55um，半帶寬為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(jiàn)度降低了。
全局變量的腳本
條紋可見(jiàn)度是光源角度范圍、光譜含量、小孔半徑和兩個(gè)外反射鏡（M1和M2）之間的距離d的函數。在實(shí)際中，改變反射鏡間距可以獲得預期的未知值：光源的角度范圍。為了觀(guān)察干涉圖樣上這些變量每個(gè)的影響，使用FRED內置的BASIC腳本環(huán)境，可以寫(xiě)入帶有全局變量的嵌入式腳本。這些變量如圖3所示。全局變量允許用戶(hù)對腳本化FRED模型進(jìn)行調整，而不需要直接編輯腳本本身。
圖3 邁克爾遜恒星干涉儀的全局腳本變量
嵌入式腳本可以用于產(chǎn)生具有合適波長(cháng)和角距的光源，來(lái)代表恒星對象。實(shí)現這個(gè)目的的一種方法是產(chǎn)生一對相干的平面波光源：一個(gè)光源就位于M1之前，另一個(gè)就位于M2之前。每個(gè)光源都有基于光源光譜的合適的波長(cháng)和相對功率，并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(chuàng )建好，相干光線(xiàn)追跡就會(huì )執行。在探測器平面上的輻照度和彩色圖會(huì )得到計算并顯示出來(lái)。為了模擬邁克爾遜恒星干涉儀的運行，額外的循環(huán)可以添加到腳本中，它會(huì )在每一步掃描反射鏡間距并計算條紋可見(jiàn)度。條紋可見(jiàn)度的第一個(gè)極小值會(huì )出現在d=λ0/(2θ)處，其中λ0是恒星（發(fā)光）的中心波長(cháng)，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
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