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簡介 \|CPR6I  
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天文光干涉儀能夠實現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�，F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，一種經典的邁克遜恒星干涉儀將會在FRED里面進行設計和分析。 rh@r\H@j  
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恒星干涉儀設計 F\a]n^ Y  
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系統(tǒng)的幾何結構如圖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。 k`Nyi)AGe  
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圖1 邁克爾遜恒星干涉儀的幾何結構。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，相應的具有吸收的探測器平面放置在透鏡的焦平面處。 A (Bk@;  
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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照射干涉儀，這對應于它的角直徑。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。 3KSpB;HX  
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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。 eP