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簡介 %}=:gF s35`{P R 天文光
干涉儀能夠?qū)崿F(xiàn)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。現(xiàn)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在FRED里面進(jìn)行設(shè)計(jì)和分析。
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恒星干涉儀設(shè)計(jì) gLL8-T[9 c/Ykk7T9-- 系統(tǒng)的幾何
結(jié)構(gòu)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。
<//#0r* 圖1.邁克爾遜恒星干涉儀的幾何結(jié)構(gòu)。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(zhuǎn)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后面，相應(yīng)的具有吸收的探測器平面放置在透鏡的焦平面處。
3</gK$f2 ?'$Yj>R6 考慮恒星的測量。恒星由一個多色光
光源模擬，它在一個小的角度范圍內(nèi)照射干涉儀，這對應(yīng)于它的角直徑。正常入射在兩個路徑P1和P2之間沒有光程差。然而，進(jìn)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。
86AZ)UP2D 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，此干涉圖的能見度降低了。
jJK`+J,i}X Tpp uEC> 全局變量的腳本 Dxlpo!
? # JgmX =6N 條紋可見度是光源角度范圍、
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(shù)。在實(shí)際中，改變反射鏡間距可以獲得預(yù)期的未知值：光源的角度范圍。為了觀察干涉圖樣上這些變量每個的影響，使用FRED內(nèi)置的BASIC腳本環(huán)境，可以寫入帶有全局變量的嵌入式腳本。這些變量如圖3所示。全局變量允許用戶對腳本化FRED模型進(jìn)行調(diào)整，而不需要直接編輯腳本本身。
C6T?D 5 h vO 圖3.邁克爾遜恒星干涉儀的全局腳本變量
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H8iHB 嵌入式腳本可以用于產(chǎn)生具有合適波長和角距的光源，來代表恒星對象。實(shí)現(xiàn)這個目的的一種方法是產(chǎn)生一對相干的平面波光源：一個光源就位于M1之前，另一個就位于M2之前。每個光源都有基于光源光譜的合適的波長和相對功率，并且在提供的角度直徑內(nèi)的任意方向傳播。一旦所有的光源創(chuàng)建好，相干光線追跡就會執(zhí)行。在探測器平面上的輻照度和彩色圖會得到計(jì)算并顯示出來。為了模擬邁克爾遜恒星干涉儀的運(yùn)行，額外的循環(huán)可以添加到腳本中，它會在每一步掃描反射鏡間距并計(jì)算條紋可見度。條紋可見度的第一個極小值會出現(xiàn)在d=λ0/(2θ)處，其中λ0是恒星（發(fā)光）的中心波長，θ是以度為單位的角距。
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