Interferometri

I fysikk er interferometri en målemetode som utnytter interferensene mellom flere bølger som er koherente med hverandre, ved å bruke instrumenter kalt interferometre , som gjør det mulig å utføre målinger av bølgelengder , avstander og forskyvninger i samme størrelsesorden som lengden d-bølgen som brukes; den måler også forplantningshastighetene til lys i ulike medier og for ulike brytningsindekser .

Interferometri viser seg følgelig å være en viktig diagnostisk og/eller undersøkende teknikk som brukes innen forskjellige felt som astronomi , optiske fibre , ingeniørmetrologi, optisk metrologi, oseanografi , seismologi , kvantemekanikk , plasmafysikk , fjernmåling , rettsmedisinsk analyse.

Grunnleggende prinsipper

Interferometri benytter seg av superposisjonsprinsippet , ifølge hvilket bølgen som er et resultat av kombinasjonen av separate bølger ( interferens ) har egenskaper relatert til bølgenes opprinnelige tilstand.

Spesielt når to bølger med samme frekvens kombineres, avhenger den resulterende bølgen av faseforskjellen mellom de to bølgene: bølger som er i fase vil gjennomgå konstruktiv interferens, mens bølger som er ute av fase vil gjennomgå destruktiv interferens.

De fleste interferometre bruker lys eller andre former for elektromagnetiske bølger .

Vanligvis er en enkelt innkommende lysstråle delt inn i to identiske stråler av et gitter eller et halvreflekterende speil. Hver av disse strålene vil vandre en annen vei, kalt den optiske banen , før de blir rekombinert sammen i en detektor takket være de reflekterende speilene; den optiske veiforskjellen skaper en faseforskjell mellom de to rekombinerte signalene.

Faseforskjellen, som kan måles nøyaktig i form av konstruktiv eller destruktiv interferens, kan skyldes forskjellig lengde på selve banen eller en endring i brytningsindeksen langs banen, og dermed være i stand til å spore hver av disse parameterne.

Homodyne deteksjon

Ved interferometri oppstår interferens mellom stråler med samme bølgelengde (eller bærefrekvens).

Faseforskjellene mellom de to strålene resulterer i en endring i lysintensiteten på en detektor. Målingen av den resulterende lysintensiteten etter blandingen av disse to strålene er kjent som homodyndeteksjon.

Ved homodyndeteksjon for en gitt relativ faseforskyvning er utgangen et konstant signalnivå (DC). Dette nivået er indirekte relatert til faseendringen.

Hvis minimums- og maksimumsverdiene for signalnivået er kjent (etter en kalibrering), kan den relative faseforskyvningen beregnes.

I praksis er nøyaktig kalibrering vanskelig fordi de optiske strålene:

  1. er kanskje ikke perfekt justert,
  2. de er ikke ekte flybølger
  3. de opplever vanligvis dempning med en ukjent tidsavhengig funksjon på en av armene til interferometeret

Heterodyne deteksjon

Ved heterodyndeteksjon moduleres en av de to strålene, vanligvis ved å variere frekvensen, før deteksjon.

Et spesielt tilfelle av heterodyndeteksjon er den optiske heterodyndeteksjonen , som oppdager interferens i frekvensen til slag . Bølgesignalet svinger mellom minimums- og maksimumsnivåene ved hver syklus av slagfrekvensen. Siden modulasjonen er kjent, kan den relative fasen av slagfrekvensen måles veldig nøyaktig selv om intensiteten til strålene varierer (litt). Denne fasen har samme verdi som den som ble målt i homodyne-tilfellet.

Det er mange tilleggsfordeler med optisk heterodyndeteksjon, inkludert et bedre signal-til-støyforhold når en av de to strålene er svak.

Noen interferometre

Wavefront Division Interferometre

Vi snakker om et bølgefrontdelingsinterferometer når de interfererende bølgene kommer fra forskjellige punkter på bølgen.

Den enkleste måten å gjøre forstyrrelser på er å bruke Youngs spalter som ganske enkelt er to spor plassert side om side i passe liten avstand fra bølgelengden. De gjør det mulig å dele lysstrålen i to deler, som deretter er laget for å forstyrre (et eksempel på et oppnådd bilde er det motsatte).

Et diffraksjonsgitter består av en rekke spalter. Det er derfor på noen måter en generalisering av Youngs spalter, siden lysstrålen er delt inn i mange deler som forstyrrer hverandre. Imidlertid regnes det sjelden som et interferometer i seg selv, men det kan brukes sammen med annet utstyr som goniometeret .

Amplitude Division Interferometre

Vi snakker om et amplitudedelingsinterferometer når de interfererende bølgene stammer fra delingen i flere stråler av bølgeamplituden over hele overflaten. Disse interferometrene er ofte av bedre kvalitet, og brukes derfor i presisjonsoptikkmålinger.

Prinsippet til Michelsons interferometer er å dele den innfallende lysstrålen i to, etter å ha vært ute av fase en stråle i forhold til den andre, og til slutt få dem til å forstyrre: det er tobølgeinterferens.

Mach-Zehnder- interferometeret og Sagnac - interferometeret fungerer etter samme prinsipp som det forrige, men formålet deres er annerledes.

Et Fabry-Pérot interferometer består av to parallelle blader mellom hvilke lyset går og returnerer , og de svake fraksjonene som resulterer ved hver retur interfererer med hverandre: det er flere bølgeinterferens.

Wollaston -prismet kan brukes til å utføre interferometri.

Applikasjonseksempler

Astronomisk interferometri

Interferometri er en teknikk som spesielt brukes innen radioastronomi . Den er basert på prinsippet om interferens av elektromagnetiske bølger og gjør det mulig å oppnå høy oppløsningsevne ved å kombinere informasjonen som kommer fra flere astronomiske observatorier fjernt fra hverandre på en sammenhengende måte. Avstanden kan variere fra noen få meter til tusenvis av kilometer. Den resulterende oppløsningskraften er proporsjonal med avstanden mellom observatørene selv. Interferometri gjør det derfor mulig å overvinne grensene som pålegges av de tekniske vanskelighetene med å lage radioteleskoper med stor blenderåpning . På den annen side involverer anvendelsen av interferometriske teknikker en matematisk prosessering av dataene, kalt reduksjon , som er tyngre og mer arbeidskrevende enn det som kreves på rådata hentet fra et enkelt observatorium.

Interferometriske observasjoner, på grunn av deres store ekvivalente oppløsningsevne, brukes i det astronomiske feltet til måling av avstander i binære eller smale multiple stjernesystemer og for forskning og studier av ekstrasolare planeter .

Interferometri brukes i astronomi med både optiske teleskoper og radioteleskoper . Dens fordel er å tillate en oppløsning tilsvarende den for et speil (eller radioteleskop ) med en diameter som tilsvarer avstanden mellom de kombinerte instrumentene. Kontrasten til frynsene gjør det mulig senere å få informasjon om størrelsen på det observerte objektet eller om vinkelseparasjonen mellom to observerte objekter (for eksempel et stjerne - planetsystem ). Denne metoden ble først utviklet av franskmannen Antoine Labeyrie på 1970 -tallet .

Vinkeloppløsningen et teleskop kan oppnå bestemmes av diffraksjonsgrensen (som er proporsjonal med diameteren). Jo større teleskopet er, jo bedre oppløsning er det, men det må tas i betraktning at kostnadene ved å bygge et teleskop er proporsjonale med størrelsen. Formålet med astronomisk interferometri er å tillate høyoppløselige observasjoner ved å bruke en effektiv gruppe av relativt små teleskoper , i stedet for et enkelt enormt, veldig kostbart teleskop . Den grunnleggende enheten for astronomisk interferometri utgjøres av et par teleskoper . Hvert par teleskoper er et basislinjeinterferometer og deres posisjon i rommet u, v kalles grunnlinjen .

Den første astronomiske interferometrien ble laget med en enkelt grunnlinje som ble brukt til å måle summen av kraft på en spesiell liten vinkelskala. Senere astronomiske interferometre var et teleskopisk apparat bestående av en gruppe generelt identiske teleskoper arrangert på bakken i et mønster. Et begrenset antall grunnlinjer vil være utilstrekkelig til å dekke plassen u, v. Dette kan dempes ved å bruke jordens rotasjon for å få apparatet til å rotere i forhold til himmelen. Dette fører til at punktene i rommet u, v som hver grunnlinje peker mot varierer med tidens gang. På denne måten kan en enkelt grunnlinje evaluere informasjon langs et spor i rommet u, v ved å ta tilstrekkelig gjentatte målinger. Denne teknikken kalles jordrotasjonssyntese . Det er også mulig å ha en baseline på titalls, hundrevis eller til og med tusenvis av kilometer ved å bruke en teknikk som kalles svært bredbasert interferometri (VLBI).

Jo lengre bølgelengden til den innkommende strålingen er, jo lettere er det å måle faseinformasjonen . Av denne grunn ble opprinnelig avbildningsinterferometri nesten utelukkende gitt av radioteleskoper med høy bølgelengde. Eksempler på radiointerferometre inkluderer VLA og MERLIN . Etter hvert som hastigheten til korrelatorene økte og tilknyttede teknologier ble forbedret, ble bølgelengden til minimum observerbar stråling fra interferometri redusert. Det er flere interferometre som håndterer bølgelengder under én millimeter, hvorav det største, Atacama Large Millimeter Array , ble ferdigstilt i 2013. Optiske astronomiske interferometre har tradisjonelt vært spesialiserte verktøy, men nyere utvikling har utvidet deres evner.

Interferometri i andre felt

Interferometre brukes for tiden til forskning innen en rekke felt innen fysikk. For eksempel gjorde Michelson-interferometre det mulig å utføre Michelson-Morley-eksperimentet som viste at lyshastigheten er isotropisk og uavhengig av referansesystemet, og som kunne ugyldiggjøre hypotesen om eter . De brukes også i noen forsøk på å oppdage gravitasjonsbølger (som VIRGO -prosjektet )

Målinger gjort med interferometre avhenger ofte av bølgelengden . De bruker det derfor i spektroskopi for å bestemme lysspekteret til forskjellige lyskilder.

Interferometri brukes også for å estimere kvaliteten på optikken. I mange presisjonsapplikasjoner må optikken som brukes ikke ha "defekter" (f.eks.: ingen riper eller pukler, ...); takket være interferenstallet som er oppnådd, kan defektene til et glass oppdages for å korrigere dem.

Interferometre brukes til vitenskapelig opplæring innen optikk .

Interferometri brukes også innen undervannsakustikk: det finnes faktisk noen ekkolodd med interferometri.

Interferometri i fjernmåling

Begrepet interferometri, i aktiv fjernmåling ("ikonografi" som starter fra en radar ), betegner teknikken eller metodene som bruker minst to komplekse bilder av en syntetisk blenderradar (på engelsk SAR, Synthetic Aperture Radar ), for å oppnå ytterligere informasjon om objektene som er tilstede i et enkelt SAR-bilde, ved å utnytte informasjonen i fasen til retursignalet. Spesielt kan faseforskjellen til signalet oppnådd fra to forskjellige målinger av samme piksel på bakken fra to forskjellige posisjoner av satellitten i bane korreleres til den alimetriske høyden til den studerte pikselen eller til de minimale variasjonene av dens høyde ( differensiell interferometri ) gjennom tolkningen av det relative interferogrammet . Denne teknikken finner direkte anvendelser både i topografi for presisjonssporing av geografiske kart på territorier som ennå ikke er utforsket ( DEM- bilder ), og i geofysikk takket være evnen til å avsløre forskyvninger selv i størrelsesorden en centimeter av jordskorpen ( vulkansk innsynkning , bradyseismer , tektoniske bevegelser osv ...).

* Et råradarbilde består av en rekke komplekse tall, som inneholder amplitude- og faseinformasjon.

Interferometre rundt om i verden

Radiointerferometre

Gravitasjonsbølgeinterferometre

Optiske interferometre

Se artikkel: Langbase optisk interferometer Langbase optiske interferometre i bruk i 2005. Navn, plassering, antall teleskoper N, maksimal baseline B og bølgelengde λ er gitt.
fornavn
 		 plassering
 		 Nei.
 		 B
m		 λ
( µm )
Stort 2-teleskop interferometer (GI2T) Franske Riviera Frankrike 2 70 0,40-0,80
1,2
Infrarødt romlig interferometer (ISI) Mount Wilson , USA 3 30 10
Cambridge Optical Aperture Synthesis Telescope (COAST) Cambridge , Storbritannia 5 65 0,40-0,95
1,2-1,8
Sydney University Stellar Interferometer (SUSI) Narrabri , Australia 2 640 0,40-0,9
Infrarødt optisk teleskoparray (IOTA) Mount Hopkins , USA 3 38 1,2-2,2
Navy Prototype Optical Interferometer (NPOI) Anderson Mesa , USA 6 435 0,45-0,85
Palomar Testbed Interferometer (PTI) Mount Palomar , USA 2 110 1,5-2,4
Mitaka optisk-infrarød array (MIRA-I) Tôkyô , Japan 2 4 0,8
Center for High Angular Resolution Astronomy Array ( CHARA-Array ) Mount Wilson , USA 6 350 0,45-2,4
Keck Interferometer (KI) Mauna Kea , USA 2 80 2,2-10
Very Large Telescope Interferometer (VLTI) Cerro Paranal , Chile 3 200 1,2 - 13
Stort kikkertteleskop (LBT) Mount Graham , USA 2 23 0,4 - 400

Relaterte elementer

Andre prosjekter

Eksterne lenker