恒星光学干涉仪应用于测量恒星位置及ERP的分析_观测量_的实现

1、I x .1987云南天文台吝刊No. 1Publications of Yunnan Observatory第 1 期?1994-2014 China Academic Journal Eleclronic Publishing House, All rights reserved ?1994-2014 China Academic Journal Eleclronic Publishing House, All rights reserved 恒星光学干涉仪应用于测量恒星位置及ERP的分析（旷）一观测量T的实现李忱.提要：首先介绍国外两处成功的实例。在此基屁上分析被测量时延丫 的可实現性，

2、并对国内建造恒星干涉仪应具有的特点提出了一些建议。就以现在所收集的资料看，最近国外有两家所研究的恒星光学干涉仪尤为成功。其 一为美国Smithsonian天体物理台的MSMo等所研制的天体测量恒星光学干涉仪上 再者为澳大利亚Sydney大学天文系的/Davis等所研制的新型Michelson恒星光学 *干涉仪23】25。从为了整个学科发展的角度出发，国内开展这方面的工作应基于这样的立足点：首先准备充分的理论及必要的实验设施，然后根据国外成功的经验建造具有 自己特色的新型仪器。一、Smithsonian天体测量恒星光学干涉仪图1. Smithsonian干涉仪原理简图美国Smithsonian夭

3、体物理台的M sha8等在70年代末期已经开始恒星干涉仪 的检测工作。1979年用基线长度为1.6米的样机（如 图1所示）观测北极星，并得到星光的干涉 条纹。实验证明，两个地平式平面镜C、C2 （定天镜）伺服控制的定向精度可达0?5, 并且能够以波长約几分之一将度伺服控制程 差的变化。这一变化主要产生自大气扰动及 仪器的热效应和机械不稳定性的随机影响。 定夭镜定向和程差补偿的伺服控制信号分别 来自定向跟踪检测器虫7及条纹检测器F, 延迟激光监测系统LDM用于测定程差的补* 1986年7月10日收到偿值，从中还可以求出星光波振面相对于基线两端的时延。1980年开始在麻省理工学院（MIT）建造Ma

4、d I恒星干涉仪。基线长为36米， 激光系统以50二的精度监测延迟线的位置。延迟线可作连续的运动以用于消除大气扰 动，仪器的热效应和机械不稳定性以及地球周日运动所造成的程差的变化，可观测天顶 距<15°的天区。-.建造Mark 11的目的有两个：（1）定虽分析消除大气产生的天体测址误差的双色 技术；（2）通过初步的天体测绘观测来确定仪器误差的主要来源，并以此为基础设计 Mark H恒星干涉仪。建造Ma必II的自的在于试验一些用激光监测的方案，从而产生一个实用的天体测 量仪器，该仪器有三个可能的取向20米的南北向和15米的东北西南及西北 东南向。20米基线所对应的角分辨率将为25

5、mas,计划利用一组五个激光器组成 的系统来监罗每一望远镜（定天镜）的位置。并计划在1985年底或1986年初利用Mark H 进行天体测盘工作。."二.Sydney恒星光学干涉仪 ：在Narrabri强度干涉仪的基础上，澳大利亚Sydney大学天文系的几Davis等通 过对高角分辨技术仔细的研究所得到的结论表明，与甚大型强度干涉仪相比，新型的 Michelson干涉仪将具有更高的灵敏度和低的耗资。.图2. Sydney晅星光学千涉仪原理简图?1994-2014 China Academic Journal Eleclronic Publishing House, All right

6、s reserved 52.云南夭文台右咄- I | I I I . . I I« .1 *i « I *作为建造大型恒星光学干涉仪长期计划的一部分，Sydney已建造了基线为114米 的样机，如图2所示。两个反射镜C把星光反射到干涉仪内部，其口径与大气的相干长 度（r°10cm）同量级，为lQcmo光束缩束器BRT将入射星光的直径由10沏/缩减到 4cm,.后向反射器/?“尺2用于补偿星光相对于基线两端的光程差；光滤波器G把大约 5 %的星光反射到象限检测器Qg上，其输出信号正比于任意的定向误差并用于伺服控 制反射镜C的自动导向；光濺波器尸反射小部分星光到象限检

7、测器Q处，其敏感于光波 *波前的任意的角倾斜且输出信号被用于控制压电反射镜T,从而清除星光波振面受大气影响的任何角度扰动。两束光束在主光束滤波器B处相遇，并靠B中的半反射面产生两 朿强度均匀的平面干涉光。2是光子计数探测.器，用来测量两束光线的互相关， 从而确定相应的干涉条纹的可见度。考虑到各种影响，仪器的定向精度优于2$;仪器内部光程的监测精度可达士0.2511, 延迟线的相对测童精度可达± 0.015A。在初型仪器成功的基砒上，Sydney计划在两年半的时间內建造一架新型甚离角分 辨率恒星干涉仪（A New Very High Angular Resolution Stellar

8、 Interferometer）, 其原理与初型仪器基本相同。新型干涉仪的基线为南一北向，长度范围为5 640;相应的理论分辨本领为2x10-25xl（r%s,在大气宁静度条件下，被 测星的极限屋缥可达+8.5mvo.。 三.对国内建造恒星光学干涉仪所应具有的原理特性的建议1 构成基线.网络从文章（I的分析知，基线稳定性靠求解解决的情况下，利用三个望远镜构成的 三条基线可以求解ERP中的一个参数,如果利用四个望远镜构成的六条基线，可以实 现£"尸中两个参数的求解。实际上，有三条延迟线便可实现四望远镜情况下六条基线 所对应的六个时延的测量。利用干涉仪基线网络阔虽恒星屋光的闭合

9、相位，能够分析恒 星视面的光强分布。国外已有这方面的报导23。总之，无论对于测量£7?P还是进行恒 星视面光强分布的二维研究，基线网络将具有突出的作用。2实现双衣能干涉仪'天体测筮观测员是恒屋星光波振面相对于基线两端的相对时延，并且是靠精确测定 满足最佳干涉条件（程差为零时的光程补偿来获得。对于恒星物理，直接的观测量是 满足最佳干涉条件时星光干涉条纹的可见度，而得到高反差干涉条纹的条件也是光程的 .准确补偿。这样，从原理上讲，即可作天体测量工作又可作恒星物理工作的双務能干涉 仪是能够实现的。但必须做到关键的两点：（1）光程的准确补偿（从而得到恒星物理 观测虽一一高反差干涉条纹

10、可见度） （2）光程补偿的精确测定（从而得到天休测量观 测量一时延I） O.现仅就单基线双功能干涉仪提出一个设想框图。卩如图3所示，两反射镜（口径应为大气的相干长度心10cm的量级）7, 7二把星 光经反射镜M反射到真空光导管EP中，光束出EF后进入光束缩束器BRT。其作用是?1994-2014 China Academic Journal Eleclronic Publishing House, All rights reserved 63设想中的双功能恒星光学干涉仪伍星光学干沙仅应用于对虛恆屋位置及ERP的分析（1） 一观测鈕丫的实现将入射光束变细，从而降低干涉仪内部光:线的横向散射。然后

11、星光进入真空补偿腔 EC,靠两个后向反射器/?的左、右运动实. 现程差补偿。后向反射器的相对位置利用.； 激光监测系统滞确测定，从中得到程差补； 偿的测量值。光滤波器尸反射小部分的星 光到象限检测器Q上，其产生的误差信号 控制压电平面镜厂'以补偿星光经大花所产：: 生的波振面倾斜。两束独立的星光在半反 射面月处干涉，弈形成强度均匀的平面干， 涉光。两束干涉光经滤波器S反射小部分. 分别到光程补偿探测器Q和角跟踪探测 器Qg上。.一旦平面镜八，八的跟踪偏离 目标或程差补偿有差异，均将消弱Qg和: Qd上的信号强度。这样，其将产生相应. 的反馈信息作为平面镜定向及控制程差补.； 偿的伺服控

12、制信号。实际上，这一伺服控 制信号应以误差改正信号的形或加到由于 被测星的周日视运动所顼的平面镜定向及 程差补偿的已知周日速率上。两束干涉光 j 经滤波器S的透射部分进入光于记数探测器刀】，。2?测Dlt 02所产生的光电信号的互相关便可得到相应干涉条纹的可见度。 星光波振而倾斜改正和程差箱确补偿是干涉仪光学系统的两个关键部分。这是因为：两束光线在干涉处必满足（1）两束星光波振面的相对倾斜不能大于两主平面镜 7和丁2的衍射极限角；（2）对于宽的光学频宽，两束光的程差必须小于平均波长的 一半。光滤波器S的反射系数应设计得可调。这样，当做天体测虽观测时，把S的艮射系数 调到最大，从而Qd和Qg所得

13、到的信号较强，可以提高整个仪器的灵敏度；当做恒星物理观测时，对于不同星等的被测星适当调节S 的反射系数，兼顾Qg和Di、Dz J：的 信号强度，可使仪器工作在最佳状态。由此 可以体现出仪器的双功能性。3 几何时廷口的精确测瑜.（I）'消除仪器热效应及机械不稳定性程差补偿影响的时间项 利用激光监测设备测定满足干涉条件时 后向反射器尺的相对位置，可以测得总时延 补偿t。其包括仪器外部的几何时延j及仪71994-2014 China Academic Journal Electronic Publishing House. All rights reserved, 64芸南天文台台刊器内部经

14、补偿后两路光程不等所造成的内部时延T ( / ),因而：T ="+ T ( / )< 1 )J是天体测凰被测矣x(/)是直接误差来源。这样，在T中消除时间参数丫( t ) 显得格外重要C仪器内部时延T ( f )随时间的变化主要产生两个方面。(1 )基线的热效应及机械 不稳定性；(2)仪器内部光学元件间的热效应及机械不稳定性。对于前者，由文章 (I)的分析知，基线的不稳定性可用«( O, 6 ( r), IU)三个时间参数表示，且 一般情况下M/), 6(0, / ( / )中的时间项均可求解。这样，基不稳定性对工的 影响可以消除；第二部分的影响可以利用激光监测系统对

15、产生误差的圭要部件进行监测 予以消除。假定t(/)的形式为，T ( O = T 0 + T1 + T 22-( 2 )那么时间项(T/+T2严)可以消除。消除J的影响也是一个关键的问题。J(H)箱确测定程差补偿零点 '工。代表着程差(时延补偿的零点。消除5的影响可以通过“人造光源”对仪器 内部进行自校准予以实现，即，人造光源(如激光)经半反射面B以相反的方向沿光路, 到平面镜:G, T2 ±,然后平面镜再把这一光线沿原路返回，调节回向反射器的位置， 直到在相应的干涉处潜望镜中可以看到零级(程差为零)干涉条纹。此时意味着仪器内 部的程差为零，从而确定了延迟线的零点。:参考文献9

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