Interferometri

Wikipedia
Loikkaa: valikkoon, hakuun
Michelsonin interferometri

Interferometri on optiikassa laite, joka yhdistää kahdesta eri lähteestä tulevat valoaallot tai muut aallot yhdeksi kuvaksi eli interferenssikuvioksi. Tietoa kohteesta saadaan vasta tätä interferenssikuviota tutkimalla. Myös interferometriä säädettäessä tapahtuvia interferenssikuvion muutoksia voidaan tutkia.

Interferometria on sovelletun tieteen ala, jossa useista tietyn datatyypin syötetiedoista muodostetaan yhdistämällä parempi esitys.selvennä Usein mittaukset ovat optisia.

Alun alkaen useimmat interferometrit käyttivät valkoista valoa. Nykyisin käytetään usein monokromaattista valoa, esimerkiksi lasereita. Jopa materian aaltoluonnetta voidaan tutkia. Eräs ensimmäisistä materiainterferometreistä oli elektroni-interferometri, sitä seurasi neutroni-interferometri ja vuoden 1990 tienoilla atomi-interferometri.lähde? Tämän jälkeen seurasi molekyyli-interferometria. Ei ole selvää mikä suurin mahdollinen hiukkaskoko interferometriassa voi olla.

Interferometrien parhaiten tunnettuja sovelluskohteita ovat tähtitiede ja pituusmittaus. Tämän ohella esimerkiksi integroiduissa optisissa piireissä Machin–Zehnderin interferometrit ovat tärkeitä monissa komponenteissa.

Interferometrityypit[muokkaa | muokkaa wikitekstiä]

Michelsonin interferometrin toimintaperiaate. A. Valon- tai materianlähde, B. puoliläpäisevä peili, C. peilit ja D. detektori.

On olemassa monia interferometrityyppejä. Ne eroavat lähinnä geometrialtaan. Seuraavassa on esitelty muutamia merkittävämpiä.

Michelsonin interferometri[muokkaa | muokkaa wikitekstiä]

Michelsonin interferometri on yleinen interferometrityyppi. Se koostuu monokromaattisesta valon- tai materianlähteestä, ilmaisimesta, kahdesta peilistä ja yhdestä puoliläpäisevästä peilistä (katso kuva). Tarkastellaan tilannetta, jossa lähde on valonlähde. Valo voi kulkea kahta kautta laitteen läpi. Toinen on heijastua puoliläpäisevästä peilistä vasemmalla olevaan peiliin, heijastua siitä takaisin ja jatkaa puoliläpäisevän peilin läpi detektoriin. Toinen on läpäistä puoliläpäisevä peili, heijastua yläpeilistä, heijastua puoliläpäisevästä peilistä ja päätyä detektoriin. Jos näiden reittien pituusero on aallonpituuden monikerta, säteet vahvistavat toisiaan (konstruktiivinen interferenssi). Jos polkujen ero on jokin aallonpituuden monikerta lisättynä puolella (0,5; 1,5; 2,5; ...), säteet heikentävät toisiaan (destruktiivinen interferenssi).

Michelsonin interferometria käytettiin Michelsonin–Morleyn kokeessa. Tällöin valolähteenä käytettiin kaasupurkauslamppua, suodatinta ja ohutta rakoa. Myös tähtien valoa kokeiltiin eräässä kokeessa. Vaikka tähtien valo on epäkoherenttia, se kuitenkin on käytännössä pistelähde ja tuottaa interferenssikuvion. Michelsonin interferometria käytetään näiden kokeiden lisäksi esimerkiksi gravitaatioaaltojen etsinnässä.

Fabryn–Pérot'n interferometri[muokkaa | muokkaa wikitekstiä]

Fabryn–Pérot'n interferometrin rakenne. Valo saapuu vasemmalta ja heijastuu useita kertoja ennen poistumistaan.

Fabryn–Pérot'n interferometri tai etaloni muodostuu tyypillisesti läpinäkyvästä levystä, jossa on kaksi heijastavaa pintaa, tai kahdesta hyvin heijastavasta yhdensuuntaisesta puoliläpäisevästä peilistä. Erityisesti ensimmäistä tyyppiä kutsutaan usein etaloniksi. Fabryn–Pérot'n interferometri on nimetty Charles Fabryn ja Alfred Pérot'n mukaan. Interferometrin läpi kulkevassa valossa havaitaan piikkejä laitteen resonanssitaajuuksia vastaavilla aallonpituuksilla.

Etaloneja käytetään yleisesti tietoliikennetekniikassa, lasereissa ja spektroskopiassa. Nykyinen valmistustekniikka on mahdollistanut hyvin tarkat Fabryn–Pérot'n interferometrit.

Tähtitiede[muokkaa | muokkaa wikitekstiä]

Tähtitieteessä interferometri parantaa kohteen havaitsemisen tarkkuutta eli erotuskykyä. Se poistaa ilmakehän rauhattomuudesta aiheutuvaa kohteen leviämistä. Näkyvän valon alueella interferometria vaatii yleensä suuria määriä valoa eli kirkkaita kohteita ja on siksi ennen harvoin käytetty, vaikka onkin tunnettu jo 1800-luvulta. Interferometri yhdistää kaksi tai useampaa kaukoputkea, esimerkiksi laitteissa COAST, NPOI ja IOTA. Myös maailman suurimmalla Keck-kaukoputkiparilla on käytetty interferometriaa. Pian otetaan käyttöön VLT tai VLTI. Radioteleskoopeissa interferometriaa on käytetty pitkään. Parhaillaan suunnitteilla on avaruuteen sijoitettava LISA interferometri gravitonien havaitsemiseksi.


Intensiteetti-interferometri[muokkaa | muokkaa wikitekstiä]

Auringon korona kuvattu LASCO C1 -koronagrafilla, jossa käytetään myös Fabryn–Pérot'n interferometriä.

Interferometri perustuu ajatukseen, että samanvaiheiset (esimerkiksi ylhäällä - ylhäällä) olevat valoaallot vahvistavat toisiaan. Interferometrissa käytetään aina suodatettua, tietyn väristä valoa eli tiettyä valon aallonpituutta. Jos samasta kohteesta tulevat eri raolla varustetulla levyllä peitettyyn kaukoputkiin valo yhdistetään, syntyy interferenssikuvio, jossa on viivoja.

Näkyvän valon aallonpituudella interferometreilla on pitkään mitattu tähtien läpimittoja. Ns. intensitetti-interferometrilla on onnistuttu mittaamaan muutaman kymmenen kirkkaan tähden kulmaläpimitat. Tällä menetelmällä mitataan kapean raon läpi tähden tietystä kohdasta tuleva valo kahdella kaukoputkella, joiden etäisyyttä muunnellaan. Kun valoaallot vahvistavat toisensa eli yhdistetty kohteiden kuva on kirkkaimmillaan, kaukoputkien asentojen erosta saadaan kohteen kulmaläpimitta. Jos kaksi valonsädettä ovat samassa vaiheessa ja täsmälleen saman värisiä, valoaallot ovat koherentteja. Kaksi koherenttia valonsädettä tulevat täsmälleen samassa suunnassa (kulmassa) interferometriin. Nykyaikana kohenrenssiasteen mittaus suoritetaan elektronisesti. Ajatus on löytää koherenssipoikkeama eli samasta tähden osasta lähtevät valonsäteet on saatava inkoherenteiksi. Inkoherenssi saavutetaan, kun kaukoputkia siirretään kauemmaksi toisistaan kunnes tähdestä tulevien valokuvioiden interferenssiviivat häviävät. Menetelmä on kuitenkin erittäin vaativa ja sopii vain hyvin kirkkaille kohteille.

Täpläinterferometria[muokkaa | muokkaa wikitekstiä]

Pääartikkeli: Täpläinterferometria

Täpläinterferometrialla otetaan tähdestä hyvin suurella suurennuksella 1/50 sekunnin valotusajalla kuvia, jotka yhdistetään ja käsitellään tietokoneella. Näin saadaan näkyviin kuvaa levittävä ilmakehän rauhattomuus, joka voidaan poistaa kuvasta tietokonekäsittelyllä.

Käännös suomeksi
Tämä artikkeli tai sen osa on käännetty tai siihen on haettu tietoja vieraskielisen Wikipedian artikkelista.