天文光干涉技术

　　1　引　言

　　天文光干涉技术是在高精度的光程补偿、光束方向平行性测控、条纹探测、跟踪和检测、计算机技术、激光测距、精密机械技术、微位移传感器技术、自动控制技术、信息与图像处理技术等现代高科技成果的基础上发展起来的,实现并应用于高分辨率的天文观测研究的一个高新技术。天文光干涉技术可以测量恒星角直径、双星角距等天体物理量的测量。以天文光干涉技术为基础的光学综合孔径高分辨率成像技术则可以得到观测目标亮度的二维分布情况。应用天文光干涉技术,天文学家不仅在地面可实现对天体目标的细微研究,而且其衍生出的技术可以用来地对空探测空间碎片、卫星监测和普查等。

　　2　天文光干涉技术

　　最大限度地提高天文望远镜的空间分辨能力以便更好地观测天体的形状和结构细节是天文学家的梦想和天文仪器专家追求的目标。根据瑞利判据,望远镜的分辨率为:

　　α=1.22λ/D , (1)

　　其中D为入瞳直径,λ观测波长,D越大,望远镜的分辨本领也就越高。故欲提高分辨率势必增大望远镜的口径,望远镜口径不可能要做多大就做多大,一方面是技术和造价问题,另一方面是大气扰动影响望远镜的实际分辨率。望远镜的分辨率与当地的视宁度有关,一般典型的视宁度是0.5″,也就是说当望远镜的口径大于50 cm时,它的理论分辨率是1.22λ/D,但实际分辨率如不采用特殊的方法的话就不可能超过当地的视宁度。提高望远镜实际分辨率的方法有两种:使用光干涉的办法和自适应光学的办法。其中自适应光学的办法能达到的极限是单个远镜的理论分辨率。而光干涉方面,由光干涉的理论表明,干涉条纹数与两个子孔径之间距离(基线)有关,基线越长,条纹数越多。只要能获取条纹信息就可能得到高的空间分辨率。此处基线的长度可以不受单个望远镜口径大小的限制。这种把光干涉技术与天文望远镜结合来提高望远镜的空间分辨率的办法是高分辨率天文观测的主要方法。

　　天文光干涉技术的发展[1]可以分两个阶段,第一个阶段是从1868年Fizeau提出的天文光干涉的概念到上世纪80年代末,主要是以两个口径为主的恒星光干涉仪。由于大气扰动等原因使得测量到的干涉条纹,通过对波面处理[2],由于从干涉条纹中提取出的相位信息不可信,故恒星光干涉仪只能测量恒星的角直径、双星的角距等天体物理量,不能得到测量天体的二维面形情况。这个阶段发展的顶峰是MARK III[3]的成功研制。第二个阶段是从上世纪80年代开始至今开展的光学综合孔径干涉成像技术[4-5]的研究。由于采用了闭合相位技术使得光学综合孔径技术用于成像观测成为可能。以两个口径为主的恒星光干涉仪技术是天文光干涉技术的基石,是光学综合孔径成像的基础技术。