6.6.2. Интерферометр интенсивностей

Принцип интерферометра интенсивностей принадлежит Р. Ханбери Брауну, который в 1949 г. рассматривал в Джодрелл-Бэнк две проблемы, с которыми столкнулись радиоастрономы: как освоить понастоящему длинные базы и как преодолеть влияние атмосферной турбулентности. Напоминание о Джодрелл-Бэнк неизбежно ассоциируется с фотографией крупного полноповоротного радиотелескопа диаметром 250 футов (около 76 м). Он был построен для продолжения программы работ А. К. Б. Ловелла (ныне сэра Бернарда Ловелла) и его сотрудников по изучению радиолокационных отражений от метеоров и ливней космических лучей. Помимо указанных исследований эта крупная чашеобразная антенна (каких теперь, различных по форме и размерам, много в мире) сыграла важную роль в развитии различных аспектов интерферометрии со сверхдлинными базами.

В своей книге «Интерферометр интенсивностей» Ханбери Браун вспоминает о том, как в 1949 г. стоял вопрос об измерении угловых размеров двух самых известных внеземных радиоисточников, Лебедя А и Кассиопеи А.

«В то время мы знали лишь то, что их угловые размеры не превышают существенно несколько минут дуги, но не располагали никакими данными о том, насколько они могут быть малы. Если, как полагали некоторые, они оказались бы такими же малыми, как видимые звезды, то для метровых волн потребовалось бы разместить приемные станции на противоположных концах Земли. Можно ли создать радиоинтерферометр с базой, которая при необходимости могла бы простираться на десятки, сотни или даже тысячи километров? Непосредственная техническая трудность в реализации существующих решений была связана с обеспечением когерентности гетеродинов в двух удаленных точках, и я начал размышлять, действительно ли это условие необходимо. Может быть, принимаемые в двух точках волны удастся сравнивать каким-либо другим способом? Для примера я вообразил простой детектор, который демодулирует волны от источника и отображает их в виде обычного

шума, который наблюдается на катодно-лучевом осциллографе. Если сфотографировать одновременно шум на двух станциях, будут ли две фотографии одинаковы? Этот вопрос непосредственно привел меня к идее корреляции флуктуаций интенсивности и принципу интерферометра интенсивности».

Таким образом, идея состояла в том, что если флуктуации интенсивности на двух близких антеннах коррелировали, то уменьшение корреляции (отсюда корреляционный интерферометр) с увеличением базы позволяло бы определять угловой размер источника (это был бы аналог метода Майкельсона, использующий интенсивности для измерения диаметров оптически видимых звезд). Тогда трудность, связанная с взаимной нестабильностью далеко разнесенных гетеродинов, была бы преодолена. (В то время не были разработаны атомные часы, которые сейчас используются в интерферометрии с длинными базами.)

Эта идея была успешно опробована в Джодрелл-Бэнк на интерферометре, работающем на частоте 125 мГц, для измерения углового размера Солнца [22]. Годом позже он был использован для измерения упоминавшихся двух радиоисточников, которые вызывали споры. По воле случая они оказались больше, чем ожидалось, и потребовалась база размером всего в несколько километров. Создалось впечатление, будто кузнечный молот был использован только для того, чтобы расколоть орех. Тем не менее Ханбери Браун и его коллеги обнаружили, что когда радиоисточники сильно мерцали из-за ионосферных неоднородностей, данные измерения корреляции незначительно искажались, поэтому была попутно решена и другая проблема. Теория интерферометра интенсивностей была сформулирована на математической основе Ханбери Брауном и Р. К. Твиссом в 1954 г. [23]. Хотя в радиоастрономии этот метод получил ограниченное применение из-за того, что в нем измеряемый сигнал должен быть больше по сравнению с уровнем шума в приемнике, в оптической астрономии он имел большой практический выход. Решение проблемы атмосферной турбулентности и явилось стимулом к исследованию вопроса о том, можно ли использовать интерферометр интенсивностей в оптической астрономии. Напомним, что атмосферная турбулентность была серьезной трудностью в методе Майкельсона для измерения диаметров звезд.

В 1956 г. вариант рассматриваемого инструмента (рис. 6.18) из двух параболических зеркал диаметром 1,56 м и с переменной базой до 14 м был использован впервые для измерения углового диаметра Сириуса. Каждое из зеркал в отдельности давало размытое

Рис. 6.18. Интерферометр интенсивностей (корреляционный).

изображение размером 8 мм, которое направлялось на катод фотоумножителя . После усиления сигналы перемножались. Среднее за несколько часов значение произведения являлось непосредственной мерой кросс - корреляции между флуктуациями интенсивности света на двух зеркалах. Угловой диаметр Сириуса, вычисленный по падению корреляции с увеличением базы (т.е. падению видности в методе Майкельсона) оказался равным в хорошем согласии со значением предсказанным теоретической астрофизикой на совсем другой основе.

Теория оптического интерферометра интенсивности осложняется из-за квантовой природы фотоэлектрического эффекта [25].

Пусть в точках на рис. 6.18 мгновенные интенсивности равны . Флуктуации можно записать в виде и аналогично для предположении, что выходные токи фотоумножителей пропорциональны интенсивности падающего на них света, среднее по времени произведение этих токов пропорционально . Статические расчеты показывают, что последнее выражение пропорционально квадрату модуля кросс - корреляции между . Поэтому фурье - преобразование дает пространственное распределение яркости источника, при условии (которое выполняется при измерении диаметров звезд), что источник симметричен.

Сравнительно малочувствительный к качеству зеркал и нестабильностям базы и менее чем его предшественники подверженный атмосферным возмущениям этот метод стал важным средством оптической астрономии и активно использовался в самые последние годы Ханбери Брауном и его коллегами в Австралии.