干涉原理回顧？

依據疊加原理，波的匯合結果具有能夠反映波原始狀態的性質。干涉測量術正是基于這一點。當兩束頻率相同的光疊加時，它們產生的條紋取決于它們的相位差：相位相同時會產生增強條紋，相反則會產生減弱條紋。

處于兩種情況之間則會產生中間強度的條紋。這些條紋可以用來分析這兩束波的相對相位關系。絕大多數的干涉儀利用的是可見光等電磁波。

單束入射的相干光，在干涉儀中會經過分光鏡分為兩束。這兩束光在到達探測器重新匯聚前會各自經過不同的路徑，這個路徑常稱之為光路。光路的不同會導致它們相位產生差異。

干涉條紋正是產生于由此引入的相位差。如果單束光被分為兩路，這兩路光的相位差就可以表征任何可能影響它們光程的因素。這些因素包括路徑長度的改變或是路徑上折射率的變化。

（邁克耳孫干涉儀中圖紋的形成）

上圖中，當觀察者透過分光鏡觀察反射鏡M1時，可以看到反射鏡M2的像M2'。所產生的圖紋可以解釋為光源S的兩個虛像S1'和S2'所發出的光而產生的干涉紋。干涉紋的特征取決于光源的性質以及反射鏡與分光鏡的具體朝向。在圖a中，光學元件的朝向使得S1'與S2'在觀察者眼前排成一線，所產生的干涉紋則為圓心位于M1和M2'法線上的一組同心圓。

而當M1和M2'之間如在圖b那樣存在一定傾角時，干涉紋則會變為雙曲線形，而在 M1和M2'重疊時，軸向附近的圖紋會變為彼此平行、均勻分布的直線。

而當S不是圖中的點光源，而是具有一定空間外延的光源時，圖a中的圖紋則需要在無限遠處才能觀察到，而圖b中的圖紋則位于反射鏡上。

干涉測量術的分類

零差檢測與外差檢測。

零差檢測使用的是波長相同的兩束波。它們的相位差會導致檢測儀上光強的變化。這種檢測涉及兩束光匯合后光強的測量以及干涉紋樣式的記錄。外差檢測用于改變輸入信號的頻率范圍或增強輸入信號（通常會用到主動混流器）。頻率為f1的較弱的輸入信號會和頻率為f2的產生自本地振蕩器的較強的參考信號混合在一起。

這種非線性的混合會產生兩個新信號，一束的頻率為兩束輸入信號頻率之和f1 + f2，另一束的頻率則為兩束輸入信號的頻率差f1 ? f2。這些新頻率稱作外差。通常檢測只會用到其中一種頻率，另一束則會自混流器輸出時被過濾掉。輸出信號的強度與輸入信號的振幅之積成比例。

外差技術最為廣泛而重要的應用，是美國工程師埃德溫·霍華德·阿姆斯特朗于1918年發明的超外差收音機。在這種收音機的電路中，由天線接收到的射頻信號會與本地振蕩器產生的信號混流，然后通過外差技術轉換為較低的中頻信號。之后這個中頻信號會經放大以及濾波，由檢波器從中提取出音頻信號輸送到揚聲器。光學外差檢測是外差技術向可見光頻段的延伸。

??????????????雙光路與共光路

在雙光路干涉儀中，參考光束與待檢光束沿各自的光路傳播。邁克耳孫干涉儀、特懷曼-格林干涉儀、馬赫-曾德爾干涉儀皆屬此類。待檢光束與樣品相互作用后，再和參考光束重新匯合產生用以分析的干涉圖紋。

共用光路干涉儀中則是參考光束與樣本光束在共同的光路傳播。下圖為我們展示了薩奈克干涉儀、光纖陀螺儀、點衍射干涉儀以及橫向剪切干涉儀這四種共光路干涉儀。這類干涉儀還有澤尼克相襯顯微鏡、菲涅耳雙棱鏡、零面積薩奈克干涉儀及散射板這幾類。

（四種共用光路干涉儀）

波前分割與波幅分割

波前分割干涉儀會在一個點或一條狹縫分割波前（可以理解為將一束光分割為兩束空間相干光），之后讓波前的這兩個部分分別經不同光路傳播之后再匯合。

下圖展示了楊氏干涉和勞埃德鏡這兩種波前分割機制。波前分割還有菲涅爾雙棱鏡、比耶（Billet）雙透鏡以及瑞利干涉儀這幾種機制。

（兩種波前分割機制）

1803年進行的楊氏干涉實驗在光的波動理論為公眾接受的過程中舉足輕重。如果實驗中使用的是白光的話，干涉結果中心會是由相長干涉（由于兩束干涉光的光路相同）造成的白色光帶，兩側則是亮度逐漸降低的對稱彩色光帶。除了連續的電磁輻射外，單光子以及電子間也會發生楊氏干涉。電子顯微鏡能夠觀測到的巴基球同樣也能楊氏干涉。

勞埃德鏡中則是由光源與光源的掠射像發出的光（分別是上圖中的藍線與紅線）發生干涉。所產生的干涉紋并不對稱。離反射鏡最近的由同光路產生的光帶卻并不是亮的而是暗光帶。

漢弗萊·勞埃德在1834年通過這個效應證明了前表面反射光束的相位發生反轉的現象。波幅分割干涉儀則利用部分反射鏡通過分割待測光波波幅將其分為幾束，然后在重新匯聚。

下圖展示了斐索干涉儀、 馬赫－曾德爾干涉儀以及法布里－佩羅干涉儀。波幅分割干涉儀還有邁克耳孫干涉儀、特懷曼-格林干涉儀、激光不等光程干涉儀以及林尼克干涉儀幾種。

（三種波幅分割干涉儀）

干涉測量術的應用

在光纖干涉測量中，可見光的干涉測量是干涉測量術中最先發展同時也得到最廣泛應用的類別，早期的實際應用如邁克耳孫測星干涉儀對恒星角直徑的測量，但如何獲取穩定的相干光源始終是限制光學測量發展的重要原因之一。直至二十世紀六十年代，光學干涉測量技術得到了飛速的發展，這要歸功于激光這一高強度相干光源的發明，計算機等數字集成電路獲取并處理干涉儀所得數據的能力大大提升，以及單模光纖的應用增長了實驗中的有效光程并仍能保持很低的噪聲。電子技術的發展使人們不必再去觀察干涉儀產生的干涉條紋，而可以對相干光的相位差直接進行測量。這里列舉了光學干涉測量在多個方面的一些重要應用。

射電干涉測量中，望遠鏡的角分辨率正比于波長除以口徑，而由于無線電波的波長遠長于可見光，這造成單個射電望遠鏡無法達到觀測一般的射電源所需的分辨率（例如采用波長為2.8厘米的無線電波進行分辨率為1毫角秒的觀測，需要達6000千米的望遠鏡口徑）。

基于這個原因，英國天文學家馬丁?賴爾爵士等人于1946年發明了射電干涉技術，他們用一架兩根天線組成的射電干涉儀對太陽進行了觀測。射電干涉技術采用多個分立的射電望遠鏡構成陣列，這些望遠鏡在觀測時都對準同一射電發射源，各自觀測所得的信號彼此用同軸電纜、波導或光纖連接后發生干涉。這種干涉不僅僅是提升了觀測信號的強度，而且由于望遠鏡彼此間的基線距離很長，從而提升了觀測的有效口徑。由于各個望遠鏡的位置不同，同一波前到達各個望遠鏡的時間因而會存在延遲，這就需要對先到達的信號進行恰當的延遲以保持信號彼此之間的時間相干性。

此外，構成干涉的望遠鏡數量越多越好，這是由于觀測射電源表面的光強分布時，兩臺望遠鏡組成的干涉只能觀測到光強分布的傅立葉變換（即可見度）的各個空間頻率（這里空間頻率的含義是描述光強在不同方向上變化快慢的傅立葉頻率）中的一個頻率；而采用多個望遠鏡構成陣列，則可以在多個空間頻率上對射電源進行觀測，再對觀測所得的可見度函數進行逆傅立葉變換得到射電源的光強分布，這種方法叫做合成孔徑。例如，位于新墨西哥州的甚大天線陣（VLA）由27架射電望遠鏡組成，每架望遠鏡由直徑為25米的拋物面天線構成，彼此共形成351條彼此獨立的干涉基線，最長的等效基線可達36千米

審核編輯：劉清