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1、Four short words sum up what has lifted most successful individuals above the crowd: a little bit more.-author-date光的干涉及其应用实际应用光的干涉及其与应用（作者：赵迪）摘 要 我们通过对光的干涉本质、种类及其各种应用做了一定的查阅与思考，汇总成为该文章。中文中重点介绍的是，光的干涉在日常生活中、普通物理实验中的应用以及在天文学方面的发展和应用，由于文章内容和字数的限制，我们不能对所有提到的应用做出详细的表述，仅取其中的几个例子进行具体的介绍。关键词 光的干涉 等倾干涉 等厚干涉
2、 照相技术 天文学1 绪论我们知道在光学的发展史上，“光的本质”这个问题进行了将近4个世纪的争论，直到爱因斯坦提出“波粒二象性”才将这个问题的争论暂时告一段落，本文所提到的的光的干涉现象就是这段精彩历史上不可磨灭的一部分。1801年的英国由托马斯杨设计的杨氏双缝干涉实验使得“微粒说”近乎土崩瓦解，并强有力的支持了“波动说”。1811年，阿拉格首先研究了偏振光的干涉现象。现代生活中，光的干涉已经广泛的用于精密计量、天文观测、光弹性应力分析、光学精密加工中的自控等许多领域。虽然“波粒二象性”已经作为主流说法，终结了这个问题的争论，但是对于现代生活来说，光的干涉及其理论所带来的影响却是不可或缺的。我
3、们将在本文中简单介绍一下光的干涉在日常生活中、普通物理实验中的应用以及在天文学方面的发展和应用。2 光的干涉现象与产生2.1 现象简介干涉，指满足一定条件的两列相干波相遇叠加，在叠加区域某些点的振动始终加强，某些点的震动始终减弱，即在干涉区域内振动强度有着稳定的空间分布，而忽略时间的影响。图2-1 复色光的干涉图样由于光也具有波动性，因此，光也可以产生干涉现象，称为光的干涉。光的干涉通常表现为光场强度在空间作相当稳定的明暗相间的条纹或圆环的分布；有时则表现为，当干涉装置的某一参量随空间改变时，某一固定点处接收到的光强按一定规律作强弱交替变化。2. 2 产生条件 2.2.1 主要条件 两列波的产
4、生干涉的条件是：两列光波频率一致、相位差恒定、振动方向一致的相干光源才能产生光的干涉。由于两个普通独立的光源发出的光不可能具有相同的频率，更不可能存在更不可能存在固定的相位差，因此，不可能产生干涉现象。图2-2 单色光的干涉图样 2.2.2 补充条件 由于干涉图样的效果会受到称比度的影响，因此，两列相干波还须满足三个补充条件：参与叠加的两束光光强不能相差太大；参与叠加的两束光振动的夹角越小越好，虽然理论上小于即可产生叠加，但是对比度效果不好，即最好接近平行；光程差不能相差太大。2.3 具体方法为了使合成波场的光强分布的在一段时间内稳定，要求：各成员波的频率（因而波长）相同；两相干波的初相位之差
5、内保持不不变。条件意味着若干个通常独立发光的光源，即使它们发出相同频率的光，这些光相遇时也不会出现干涉现象。原因在于：通常光源发出的光的初相位是无规则的，振动的方向也是不确定的。分布的大量波列，每一波列持续时间不超过10秒的数量级，就是说，每隔10秒左右，波列的初相位就会做一次随机的改变。而且，任何两个独立的光源发出的波列的初相位又是无法统计的。由此可以想象，当这些独立光源发出的波列相遇时，只在短暂的时间内产生一副确定的条纹图样，而每过10秒左右，就换成另一副图样迄今尚无任何检测或记录装置能够跟上如此急剧的变化，因而观测到的是上述大量图样的平均效果，即均匀光强而非明暗条纹。不过，近代特制的激光
6、器已经做到发出的波列长达十公里，亦即波列为10秒的数量级。因此可以说，若用时间分辨本领比10秒更短的检测器（这样的装置是可以做到的），则两个同频率的独立激光器发出的光波的干涉，也是能够观察到的。另外，以双波干涉为例还要求：两列波的振幅不得相差悬殊；在叠加点两波的偏振面大体一致。以上四点即为通常所说的相干条件。满足这些条件的两个或多个光源或光波，称为相干光源或相干光波。2.4 光的干涉分类光的干涉根据产生条件的不同，可以分成三大类：分波阵面法（分波面法）、分振幅法（分光强法）、分振动法。 2.4.1 分波面法分波面法的典型实验是1801年由托马斯杨设计的杨氏双缝干涉实验。两个点光源的干涉实验中，
7、两振源是装在同一支架上的振子，其装置如图：图2-4-1 杨氏实验装置简图杨氏双缝干涉实验的实验结果是：在观察屏上出现等宽、等间距的、明暗相间的条纹。实验使得“微粒说”近乎土崩瓦解，并强有力的支持了“波动说”。另外，分波面法得到干涉现象典型的实验还有菲涅尔双面镜干涉、菲涅尔双棱镜干涉、劳埃镜干涉不细展开。 2.4.2 分振幅法分阵幅法的典型例子有两种：等倾干涉和等厚干涉。为防止重复，后面要介绍的应用中会具体展开相关内容。3 光的干涉的应用3.1 等倾干涉的实际应用与等倾干涉有着莫大联系的重要仪器有：迈克尔逊干涉仪和发布罗-玻罗干涉仪，在这里我们会简单展开一下迈克尔逊干涉仪及其应用，介绍之前，我们
8、先了解一下等倾干涉。3.1.1 等倾干涉简介简单地说，等倾干涉是薄膜干涉的一种，是指相干光线在经过一层薄膜时，倾角相同的光会在薄膜厚度为常数的条件下，发生对应同一级条纹的干涉现象。3.1.2 迈克尔逊干涉仪及其应用图3-1-2-a 迈克尔逊干涉实物图a.迈克尔逊简介迈克尔逊是美国物理学家，主要从事光学和光谱学方面的研究。以其毕生精力从事光速的精密测量。由于他在光学精密测量仪器、光谱学及基本度量学中的卓越贡献，1907年获得了美国的第一个诺贝尔物理学奖。b.测量折射率 在迈克尔逊干涉仪的两臂中分别引入长的玻璃管A、B，其中一个抽成真空，另一个在充以一个大气压空气的过程中观察到条条纹移动，所用波长
9、为，则其折射率可以这样求得：图3-1-2-b 测量折射率简图设空气的折射率为 相邻条纹或说条纹移动一条时，对应光程差的变化为一个波长，当观察到条纹过时,光程差的改变量满足：迈克尔逊干涉仪的两臂中便于放入待测样品，由条纹的变化测量有关参数。3.1.3 迈克尔逊-莫雷实验1887年迈克尔逊和莫雷根据设想：如果以太存在而且以太又不完全为地球运动所带动，则地球对于以太的运动速度就是地球的绝对速度。利用地球的绝对速度和光速在方向上的不同，应该在所设计的迈克尔逊干涉仪试验中观测某种预期的结果，从而求得地球相对以太的速度。迈克尔逊-莫雷实验一直被认为是狭义相对论的主要实验支柱。另外，法布尔-玻罗干涉仪也是与
10、等倾干涉原理有很大联系的一种光学仪器，由于内容及字数的限制在此不再展开。3.2 等厚干涉及其应应用 3.2.1等厚干涉简介与等倾干涉一样，等厚干涉也是薄膜干涉的一种，与之不同的是，等厚干涉是在相干光线与薄膜倾角不变的情况下，照射到薄膜厚度相同的相干光线在反射之后对应着同一级的相干条纹的干涉现象。a. 劈尖及其应用图3-1-2-a 劈尖 仪器平整度检测 利用干涉现象还可以检测加工过程中工件表面的几何形状与设计要求之间的微小差异。简单的说，首先将两块玻璃构成一个劈尖，然后用单色光从劈尖上方垂直照射，最后观察条纹形状，如下图所示：图3-1-2-b 利用劈尖干涉检验光学仪器的平整度如上图所示，若出现的
11、条纹不是等宽等间距，且平行与棱边，则被测光学仪器的表面不是平整的。精度很高的平面玻璃板（样板）。使样板的平面与待测件的表面接触，于是此二表面间形成一层空气薄膜。若待测表面确是合格的平面，则当光照射时，薄膜形成的干涉光强呈一片均匀或是平行、等间隔的直条纹。如果待测表面在某些局域偏离了平面，则此处的干涉光强与别处不同或者干涉条纹在该处呈现弯曲。从条纹变异的情况可以推知待测表面偏离平面的情况。测量波长其中是两个劈尖之间的夹角，是两块玻璃的折射率，是待测波长。除以上两种应用之外，利用劈尖还可以测量精密仪器的微小长度微小长度变化等。另外还有牛顿环全息干涉同样与人们的生活密不可分。3.3在天文学方面的应用
12、 3.3.1天体测量在迈克耳孙测星干涉仪被发明以前，恒星直径的测量始终是天文学上的一个难题，因为已知体积最大的恒星的角直径也只有10角秒。然而即使是迈克耳孙测星干涉仪，其分辨率也只能测量某些巨星的角直径，对质量稍小的恒星就无能为力。正是激光和外差干涉技术的发明，自二十世纪七十年代起在测星干涉领域引发了一场革新。在这些经改进的干涉仪中，望远镜捕捉到的星光与本地的激光发生外差干涉，两者频率非常接近，从而产生了射电频域内的拍频信号；并且由于这个拍频信号的光强来自星光和激光光强的乘积，这种干涉从而能获得更高的分辨率。此外这些实验大多使用了波长为10.6微米的二氧化碳激光，这也是由于较长的波长能提高外差
13、干涉的分辨率。1974年，约翰森、贝茨和唐尼斯建造了一台基线长度为5.5米的差频干涉仪，使用了功率为1瓦特并经过稳频的二氧化碳激光，其工作波长为10.6微米。他们用这台干涉仪对一系列红外线源进行了观测，包括M型超巨星、米拉变星，并取得了一些星周尘壳的温度和质量分布等信息。而今随着技术和制造工艺的进步，这类干涉仪的基线长度已经可以扩展到几百米的距离，从而克服了最初迈克耳孙测星干涉仪遇到的困难。天体测量学上的另一个问题是关于天体的位置和运动的测量。通过对恒星进行精确定位，可以将观测到的射电源位置和它们观测到的相应光学位置进行比对，从而直接测量它们的视差并建立宇宙距离尺度。此外这种测量还能帮助确定双
14、星系统轨道的尺寸和形状。这类干涉仪包括位于亚利桑那州的海军原型光学干涉仪（NPOI），它由四个基本部分组成Y形，彼此之间的干涉臂长度为20米，NPOI对天体的定位可以达到毫角秒的量级；以及太阳系外行星天文干涉仪（ASEPS-0），它通过监视恒星因围绕其运动的行星而引起的反映运动来研究太阳系外行星。3.1.2引力波探测引力波是广义相对论所预言的以光速传播的时空扰动，虽然引力波与物质的相互作用非常微弱，但已有间接的天体观测证据表明它确实存在于诸如双星系统这样的天体中，并对这类天体的物理性质有着重要影响。对引力波的直接观测不仅可以验证广义相对论，更重要的是提供了一种有别于基于电磁波观测的传统观测天文
15、学的新观测手段。并且由于电磁波与引力波的不同性质，引力波天文学所研究的将是借助电磁波无法观测到的宇宙的另一个侧面。自二十世纪七十年代起，人们逐渐认识到基于干涉原理的引力波探测器是一种较有希望成功的设计，这类探测器的基本构成都是一架等臂迈克耳孙干涉仪：本质上，激光干涉引力波探测器是对干涉臂的长度变化进行测量，并对所观测得的数据进行分析，寄希望于寻找到其中引力波所导致的影响。即引力波所导致的干涉臂长度变化与干涉臂长度的比值。其中和是引力波的两个偏振态，和是探测器分别对这两个偏振态的响应，是引力波的应力强度。在实际操作中，来自外界振动、分子热运动、以及光检测器读出的散粒噪声等噪声会叠加到观测数据中，因而对一般来自天体的引力波而言，如要探测到它们要求探测器的灵敏度要优于并尽可能地降低其他噪声。通过使用较长的干涉臂同时在两端分别增加法布里珀罗谐振腔，以及采用功率回收技术等方法，可以有效地降低噪声并提高干涉仪的灵敏度。4 总结光学的发展史是曲折而多变的，人们对光的本质的认识分为以下几个阶段：17世纪，人们提出了光本性的两种学说“微粒说”与“波动说”。光的“微粒说”由笛卡尔提
