Tecnología de interferometría de interferencia

Artículo principal: Interferometría La interferometría se basa en la teoría de la interferencia de ondas electromagnéticas. Es una tecnología que la aplica a diversas mediciones relacionadas detectando el patrón de interferencia, la frecuencia, la amplitud, la fase y otras propiedades de las ondas electromagnéticas coherentes. ondas colectivamente. Los instrumentos utilizados para realizar la interferometría se denominan interferómetros. La interferometría juega un papel importante en muchos campos de investigación científica en la actualidad, incluida la astronomía, la fibra óptica, la ingeniería topográfica, etc. En términos generales, la interferometría se divide en dos tipos básicos: detección homodina y detección heterodina.

Detección homodina

En interferometría se puede considerar como detección homodina la interferencia de dos ondas, similar a la descrita anteriormente, es decir, las dos filas de ondas electromagnéticas que interfieren tienen la misma frecuencia (portadora) o longitud de onda. En la detección homodina, la onda electromagnética que se va a medir se mezcla con una señal de referencia conocida (a menudo llamada oscilador local), y la frecuencia portadora de la señal que se va a medir y la señal de referencia son las mismas, de modo que el campo de luz de interferencia resultante Se puede eliminar el impacto causado por el ruido de frecuencia de la propia onda electromagnética. En un dispositivo óptico de detección homodina típico, como un interferómetro Mach-Zehnder, la señal a medir y la señal de referencia provienen de la misma fuente de onda.

Detección heterodina

Un ejemplo de interferencia heterodina: ondas monocromáticas con frecuencias de 1 kHz, 1,4 kHz, 1,8 kHz y 2,2 kHz sufren una interferencia heterodina. Finalmente, una frecuencia de batido de 400. Se mostraron Hz

La detección heterodina es la interferencia de dos ondas electromagnéticas coherentes con frecuencias diferentes pero similares. Se mencionó por primera vez en la investigación de Fessenden, un inventor estadounidense-canadiense. Logra la modulación de frecuencia de la onda electromagnética a medir mezclando la onda electromagnética a medir y la señal de referencia. Hoy en día, este método se ha utilizado ampliamente en la detección y análisis de señales en los campos de las telecomunicaciones y la astronomía, entre los cuales la interferencia de ondas de radio, rayos infrarrojos y luz visible es la más común. La frecuencia de la señal a medir y la señal de referencia son similares pero no exactamente iguales. En la detección heterodina, las dos ondas inciden simultáneamente en un dispositivo mezclador, generalmente un (foto)diodo, y se produce una interferencia heterodina entre las dos.

Si el campo eléctrico de la señal a medir es y el campo eléctrico de la señal de referencia es , entonces la intensidad de la luz recibida en el dispositivo mezclador después de que se produce la interferencia heterodina es

La Se muestra el resultado final. La intensidad de la luz de interferencia proviene de tres contribuciones diferentes: término de CC (término constante), término de alta frecuencia y término de frecuencia de batido (término de baja frecuencia), los dos primeros generalmente son filtrados por el filtro, dejando. sólo el término de frecuencia más baja. En 1962, se observó que la interferencia de dos láseres con frecuencias muy cercanas en un fotodetector produciría una frecuencia de batido. Desde entonces, la tecnología de detección heterodina se ha desarrollado rápidamente y la medición de la frecuencia o fase del batido puede alcanzar una precisión muy alta. , teniendo así un profundo impacto en la interferometría de longitud. Interferometría óptica

La interferometría de luz visible es el tipo de interferometría más antiguo desarrollado y más utilizado. Las primeras aplicaciones prácticas incluyen la medición del diámetro angular de las estrellas con el interferómetro de estrellas de Michelson. Sin embargo, cómo obtener una coherencia estable. La fuente de luz siempre ha sido una de las razones importantes que limitan el desarrollo de la medición óptica. Hasta la década de 1960, la tecnología de interferometría óptica se desarrolló rápidamente, gracias a la invención del láser, una fuente de luz coherente de alta intensidad, la capacidad enormemente mejorada de los circuitos integrados digitales, como las computadoras, para adquirir y procesar datos de interferómetros, y la aplicación de La fibra en modo aumenta la longitud efectiva del camino óptico en el experimento y al mismo tiempo mantiene un ruido muy bajo. El desarrollo de la tecnología electrónica permite medir directamente la diferencia de fase de la luz coherente en lugar de observar las franjas de interferencia producidas por el interferómetro. A continuación se presentan algunas aplicaciones importantes de la interferometría óptica en varios aspectos.

Medición de longitud

La medición de longitud es una de las aplicaciones más comunes de la interferometría óptica. Si desea medir la longitud absoluta de una muestra, uno de los métodos más simples es contar las franjas de interferencia producidas por la interferencia; si encuentra franjas de interferencia no enteras, puede obtener resultados más precisos multiplicando continuamente la longitud de onda del coherente; luz estrecha franjas de interferencia hasta que se obtenga una precisión de medición satisfactoria. Los métodos comunes también incluyen el interferómetro HP desarrollado por Hewlett-Packard, que hace que el láser de helio-neón funcione a dos frecuencias similares aplicando un campo magnético axial, emitiendo así dos rayos láser con una diferencia de frecuencia de 2 MHz y luego pasando a través de un Divisor de haz de polarización. Los dos rayos láser producen interferencias heterodinas.

El fotodetector registra la señal de frecuencia diferencial obtenida por interferencia, y el cambio en la diferencia de trayectoria óptica causado por la muestra a medir puede expresarse mediante un contador como un múltiplo entero de la longitud de onda de la luz. El interferómetro HP puede medir longitudes dentro de unos 60 metros. También se puede utilizar para medir ángulos, espesores, planitud y otras ocasiones después de agregar otros dispositivos ópticos. Además, la señal de diferencia de frecuencia también se puede obtener mediante el método de modulación acústico-óptica, y este método puede obtener una diferencia de frecuencia más alta, de modo que se pueden obtener recuentos más altos a partir de la señal de diferencia de frecuencia.

Otro tipo de medición de longitud es medir cambios en la longitud. Un método común es utilizar interferencia heterodina generada por modulación acústico-óptica. La diferencia de fase transmitida por la señal de frecuencia diferente será registrada por el fotodetector. así obtener el cambio de longitud. Al medir el coeficiente de expansión térmica de materiales con coeficientes de expansión térmica muy bajos como la sílice fundida, a menudo se usa un método más preciso: colocar placas de vidrio con dos lados que sean parcialmente transmisivos y parcialmente reflectantes en ambos extremos de la muestra a medir, de esta manera formando un interferómetro de Fabry-Perot. Se utilizan dos rayos láser que sufren interferencia heterodina, y la frecuencia de uno de los rayos láser se fija a una frecuencia máxima de transmisión del interferómetro Fabry-Perot mediante retroalimentación. De esta manera, cuando la muestra sufre expansión térmica y cambia la longitud del interferómetro Fabry-Perot, el cambio en la frecuencia máxima de transmisión provocará un cambio correspondiente en la frecuencia del láser bloqueado. Este cambio también se reflejará en la señal heterodina y. ser detectado.

Inspección óptica

La inspección óptica incluye la inspección y prueba de componentes ópticos y sistemas ópticos, como el uso de franjas de interferencia de igual espesor para medir el espesor de la placa de vidrio y la medición del espesor de la lente de la cámara, la función de transferencia de modulación (MTF), etc. pertenecen a este tipo de aplicación. El método más común de utilizar interferencia de igual espesor para detectar si la superficie de la muestra es plana es el interferómetro de Fizeau, que utiliza luz paralela colimada para interferir con la luz incidente después de reflejarse en la superficie de la muestra para obtener franjas de igual espesor. Además, también se puede utilizar el interferómetro Twyman-Green, una mejora del interferómetro de Michelson. El interferómetro Twyman-Green también utiliza una fuente de luz paralela colimada y, debido a su mejora con respecto al interferómetro de Michelson, puede acercar mucho la trayectoria óptica de los dos haces de luz coherentes, haciéndolo más sensible a la fuente de luz que el interferómetro. Interferómetro de Fizeau. Se ha reducido el requisito de longitud de coherencia.

Otro tipo de interferómetro que se usa ampliamente para detectar la superficie de componentes ópticos, aberraciones de sistemas ópticos y medir funciones de transferencia óptica es el interferómetro de corte, que divide el frente de onda emitido por la muestra a medir en dos y al escalonarlos a una cierta distancia uno del otro (esta distancia se llama corte), la superposición de los dos frentes de onda crea un patrón de interferencia. Los interferómetros de corte se dividen en tipos de corte tangencial, de corte normal y de corte rotacional: el interferómetro de corte tangencial suele ser una placa plana paralela o una punta ligeramente angulada, y la fuente de luz colimada incide sobre la placa plana paralela. Se colocan dos haces escalonados de luz coherente. formado; el interferómetro de corte normal es similar al interferómetro de Fizeau y al interferómetro de Twyman-Green. La ventaja del interferómetro de corte es que elimina la necesidad de una superficie óptica como referencia, tiene una estructura simple y las trayectorias ópticas de los dos haces coherentes son básicamente iguales. Sin embargo, la desventaja es que el análisis numérico de la interferencia. El patrón es relativamente engorroso.

Espectroscopia de Interferencia

La corona solar observada mediante la cámara LASCO C1 del satélite SOHO. El interferómetro Fabry-Perot se utilizó para medir con precisión múltiples longitudes de onda de la línea espectral 5308? del hierro XIV. Estas longitudes de onda producen cambios de frecuencia Doppler debido al movimiento relativo del plasma en la corona y las fotografías de desplazamiento de Puller están representadas por. diferentes colores, por lo que diferentes colores también representan diferentes velocidades relativas.

La relación entre la longitud de onda central de las dos líneas espectrales que el espectrómetro puede resolver y la diferencia de longitud de onda que puede resolverse se denomina potencia de resolución de color del espectrómetro. Para los espectrómetros de prisma que utilizan efectos de dispersión y los espectrómetros de rejilla que utilizan efectos de difracción, sus capacidades de resolución de color no excederán el orden de 10. Sin embargo, si se utiliza un interferómetro Fabry-Perot, dado que la mitad del ancho del pico de transmisión es igual al rango espectral libre del interferómetro dividido por su finura:

Y se puede obtener sustituyendo el condiciones de interferencia

Por lo tanto, la capacidad de resolución de color del interferómetro Fabry-Perot es. Generalmente, la finura de la secuencia de interferencia es al menos 10, por lo que el poder de resolución de color del espectrómetro de interferencia es del orden de 10 a 10 o más.

Otra aplicación importante de los interferómetros es la fabricación de medidores de longitud de onda. Los medidores de longitud de onda se dividen en medidores de longitud de onda dinámicos y medidores de longitud de onda estáticos. El primero contiene componentes móviles para ajustar la diferencia de trayectoria óptica, mientras que el segundo utiliza el óptico. diferencia de trayectoria, ya que está compuesta por múltiples interferómetros de Michelson con una relación creciente múltiple o múltiples interferómetros Fabry-Perot con un rango espectral libre creciente múltiple. Además, utilizando la interferencia heterodina del láser, combinada con el interferómetro de Fabry-Perot, se puede medir con mayor precisión la frecuencia del láser o se puede comparar la frecuencia de dos rayos láser y también se puede medir el ancho de línea del láser. mediante modulación acústico-óptica y retardo de fibra.

Astrometría

Antes de la invención del interferómetro de la estrella Michelson, la medición de los diámetros estelares siempre fue un problema difícil en astronomía, porque el diámetro angular de la estrella más grande se conocía sólo 10 arcos. artículos de segunda clase. Sin embargo, incluso la resolución del interferómetro de Michelson sólo puede medir el diámetro angular de algunas estrellas gigantes, y no puede hacer nada con estrellas con masas más pequeñas. Fue la invención del láser y de la tecnología de interferencia heterodina la que desencadenó una innovación en el campo de la medición de interferencias estelares desde los años 1970. En estos interferómetros mejorados, la luz de las estrellas captada por el telescopio sufre una interferencia heterodina con el láser local, y las dos frecuencias están muy cerca, generando así una señal de batido en el dominio de la radiofrecuencia y porque la intensidad de la luz de esta señal de batido proviene de The; Producto de las intensidades de la luz de las estrellas y la luz láser, esta interferencia permite una mayor resolución. Además, en la mayoría de estos experimentos se utilizaron láseres de dióxido de carbono con una longitud de onda de 10,6 micrones. Esto también se debe a que longitudes de onda más largas pueden mejorar la resolución de la interferencia heterodina. En 1974, Johnson, Bates y Downes construyeron un interferómetro de diferencia de frecuencia con una longitud de línea de base de 5,5 metros, utilizando un láser de dióxido de carbono de frecuencia estabilizada de 1 vatio que operaba a una longitud de onda de 10,6 micrones. Utilizaron este interferómetro para observar una serie de fuentes infrarrojas, incluidas supergigantes de tipo M y estrellas variables Mira, y obtuvieron información como la temperatura y la distribución de masa de algunas capas de polvo circunestelar. Hoy en día, con el avance de la tecnología y los procesos de fabricación, la longitud de referencia de este tipo de interferómetro se puede ampliar a una distancia de varios cientos de metros, superando así las dificultades que encontró el interferómetro de Michelson original.

Otro problema de la astrometría es la medición de la posición y el movimiento de los cuerpos celestes. Al localizar con precisión las estrellas, es posible comparar las posiciones observadas de las fuentes de radio con sus correspondientes posiciones ópticas observadas, midiendo así directamente su paralaje y estableciendo una escala de distancia cósmica. Además, estas mediciones pueden ayudar a determinar el tamaño y la forma de la órbita del sistema binario. Este tipo de interferómetro incluye el Interferómetro Óptico Prototipo de la Marina (NPOI) ubicado en Arizona. Consta de cuatro partes básicas que forman una Y. La longitud de los brazos de interferencia entre sí es de 20 metros. El NPOI puede posicionar objetos celestes en miliares de segundo. magnitud; y el Interferómetro Astronómico de Planetas Extrasolares (ASEPS-0), que estudia los planetas extrasolares monitoreando los movimientos reflejados de las estrellas causados ​​por los planetas que los orbitan.

Detección de ondas gravitacionales

Las ondas gravitacionales son perturbaciones espacio-temporales que se propagan a la velocidad de la luz predicha por la teoría general de la relatividad. Aunque la interacción entre las ondas gravitacionales y la materia es muy débil, Ha habido observaciones celestes indirectas. La evidencia muestra que existe en objetos como los sistemas estelares binarios y tiene un impacto importante en las propiedades físicas de dichos objetos. La observación directa de ondas gravitacionales no solo puede verificar la teoría general de la relatividad, sino que, lo que es más importante, proporciona un nuevo método de observación que es diferente de la astronomía observacional tradicional basada en la observación de ondas electromagnéticas. Y debido a las diferentes propiedades de las ondas electromagnéticas y las ondas gravitacionales, la astronomía de ondas gravitacionales estudiará otro aspecto del universo que no se puede observar con la ayuda de ondas electromagnéticas. Desde los años 70, la gente se ha dado cuenta gradualmente de que los detectores de ondas gravitacionales basados ​​en el principio de interferencia son un diseño más prometedor. La estructura básica de tales detectores es un interferómetro de Michelson de brazos iguales: en esencia, el detector de ondas gravitacionales de interferencia láser mide el cambio de longitud. del brazo de interferencia y analiza los datos observados, con la esperanza de encontrar el impacto causado por ondas gravitacionales. Es decir, la relación entre el cambio en la longitud del brazo de interferencia causado por las ondas gravitacionales y la longitud del brazo de interferencia:

donde y son los dos estados de polarización de la onda gravitacional, y son las respuestas del detector a estos dos estados de polarización respectivamente, que es la intensidad de tensión de las ondas gravitacionales.

En operaciones reales, el ruido de las vibraciones externas, el movimiento térmico de las moléculas y el ruido de los disparos leídos por los detectores de luz se superpondrán a los datos de observación. Por lo tanto, para las ondas gravitacionales que generalmente provienen de cuerpos celestes, detectarlas requiere la sensibilidad del sensor. El detector debería ser mejor que otros ruidos y debería reducirse tanto como sea posible. Utilizando un brazo de interferencia más largo y añadiendo cavidades resonantes de Fabry-Perot en ambos extremos, además de utilizar tecnología de recuperación de energía y otros métodos, se puede reducir eficazmente el ruido y mejorar la sensibilidad del interferómetro.

El Observatorio de Ondas Gravitacionales con Interferómetro Láser (LIGO) en Luisiana y el estado de Washington en los Estados Unidos es un típico detector de ondas gravitacionales terrestres basado en el interferómetro de Michelson y el resonador de Fabry-Perot. Detecta señales de ondas gravitacionales con frecuencias en el rango de 20 Hz a 10 kilohercios. Entre los detectores terrestres de ondas gravitacionales con la misma arquitectura se encuentran el VIRGO de Italia, el GEO600 de Alemania, el TAMA300 de Japón y el LCGT previsto. La NASA y la Agencia Espacial Europea están cooperando para desarrollar el proyecto Laser Interference Space Antenna (LISA), que planea realizar interferencias láser similares al interferómetro de Michelson en el espacio para detectar la gravedad en la región de baja frecuencia (30 microhercios a 0,1 Hz). detección. Además, el Observatorio de Ondas Gravitacionales de Interferencia Sub-Hertz (DECIGO) planeado por Japón también es un programa espacial. Se espera que pueda detectar ondas gravitacionales en el rango sub-Hertz, llenando así la brecha entre los dominios de frecuencia de trabajo de LIGO y LISA. .

Radiointerferometría

Artículo principal: Radioastronomía

La resolución angular de un telescopio es proporcional a la longitud de onda dividida por la apertura, y debido a que la longitud de onda de la radio Las ondas son mucho más largas que las de la luz visible, lo que da como resultado que un solo radiotelescopio no pueda alcanzar la resolución requerida para observar fuentes de radio generales (por ejemplo, usar ondas de radio con una longitud de onda de 2,8 cm para realizar observaciones con una resolución de 1 miliarcosegundo requiere una apertura de telescopio de 6000 kilómetros). Por esta razón, el astrónomo británico Sir Martin Ryle y otros inventaron la tecnología de interferencia de radio en 1946. Utilizaron un interferómetro de radio compuesto por dos antenas para observar el sol. La tecnología de interferencia de radio utiliza múltiples radiotelescopios discretos para formar una matriz. Todos estos telescopios apuntan a la misma fuente de emisión de radio durante la observación, y las señales obtenidas de cada observación interfieren entre sí después de conectarse con cables coaxiales, guías de ondas o fibras ópticas. Esta interferencia no sólo aumenta la intensidad de la señal de observación, sino que también aumenta la apertura efectiva de la observación debido a la larga distancia de referencia entre los telescopios. Debido a las diferentes posiciones de cada telescopio, habrá un retraso en el tiempo cuando el mismo frente de onda llegue a cada telescopio. Esto requiere un retraso adecuado para que la señal que llegue primero mantenga la coherencia temporal de las señales entre sí. Además, cuantos más telescopios constituyan la interferencia, mejor. Esto se debe a que al observar la distribución de la intensidad de la luz en la superficie de la fuente de radio, la interferencia compuesta por dos telescopios solo puede observar la transformada de Fourier (es decir, la visibilidad) de la intensidad de la luz. distribución en cada frecuencia espacial (es decir, la visibilidad). El significado de frecuencia espacial aquí es una frecuencia en la frecuencia de Fourier que describe qué tan rápido cambia la intensidad de la luz en diferentes direcciones y, utilizando múltiples telescopios para formar una matriz, la fuente de radio puede; Se observará en múltiples frecuencias espaciales y luego los resultados de la observación. La función de visibilidad se somete a una transformación de Fourier inversa para obtener la distribución de intensidad de la luz de la fuente de radio. Este método se llama apertura sintética. Por ejemplo, el Very Large Array (VLA) de Nuevo México consta de 27 radiotelescopios, cada uno de los cuales está compuesto por una antena parabólica con un diámetro de 25 metros. Juntos forman 351 líneas de base de interferencia independientes, la línea de base más larga que pueden alcanzar. 36 kilómetros.

A finales de los años 60, con la mejora del rendimiento y la estabilidad de los receptores de radiotelescopios, se hizo posible la capacidad de detectar la misma señal de radio entre telescopios muy alejados alrededor del mundo (e incluso en órbita terrestre). para producir interferencia, lo que se denomina interferencia de línea de base muy larga (VLBI). La interferometría de línea de base ultralarga no requiere conexiones físicas entre las señales observadas. En cambio, incorpora información de tiempo calibrada por relojes atómicos en los propios datos de la señal y luego realiza cálculos de correlación sobre estos datos. Debido a que estos datos se observan en lugares muy separados, la línea de base equivalente puede ser muy larga.

Los interferómetros de línea de base ultralarga actualmente en funcionamiento incluyen el conjunto de interferómetros de línea de base ultralarga (longitud de línea de base de 8.611 kilómetros) ubicado en los Estados Unidos y territorios de ultramar, y la red europea de interferómetros de línea de base ultralarga extendida por los continentes euroasiático y africano. Estos conjuntos de interferencia generalmente realizan observaciones independientes, pero en algunos proyectos especiales, se pueden lograr observaciones simultáneas, formando así una interferencia de línea de base global ultralarga.