Реферат: Развитие взглядов на природу света. Явление интерференции света

Для устранения этих неприятных последствий многократного отражения света от оптически прозрачных поверхностей надо уменьшить долю отражаемой световой энергии от каждой из этих поверхностей. Даваемое оптической системой изображение становится при этом ярче, т.е., как говорят физики, «просветляется». Отсюда и происходит термин «просветление оптики».

Просветление оптики основано на явлении интерференции. На оптически прозрачную поверхность, например линзы, наносят тонкую плёнку с показателем преломления n , меньшим показателя линзы n . Для простоты рассмотрим случай нормального падения света на плёнку (смотри рисунок 19).

Условие того, что отражённые от верхней и нижней поверхностей плёнки световые волны гасят друг друга, запишется (для плёнки минимальной толщины) следующим образом:

 (13)

где  - длина световой волны в плёнке, а 2h - разность хода интерферирующих волн. В случае, когда показатель преломления воздуха меньше показателя преломления плёнки, а показатель преломления плёнки меньше показателя преломления стекла происходит изменение фазы на . В результате эти отражения не влияют на разность фаз волн 1 и 2; она определяется только толщиной плёнки.

Если амплитуды обеих отражённых волн одинаковы или очень близки друг к другу, то гашение света будет полным. Чтобы добиться этого, подбирают соответствующим образом показатель преломления плёнки, так как интенсивность отражённого света определяется отношением коэффициентов преломления двух оптически прозрачных граничащих сред. На линзу при обычных условиях падает белый свет. Выражение (смотри формулу 13) показывает, что требуемая толщина плёнки зависит от длины световой волны. Поэтому осуществить гашение отражённых световых волн всех частот невозможно. Толщину плёнки подбирают так, чтобы полное гашение при нормальном падении света имело место для длин световых волн средней части спектра видимого света (т.е. для света зелёного цвета, длина волны которого λ₃=550 нм) она должна быть равна четверти длины световой волны в плёнке:

Следует заметить, что на практике наносят слой, толщина которого на целое число длин световых волн больше, так как это гораздо удобнее. Промышленный метод нанесения тонких прозрачных плёнок на прозрачные поверхности был разработан российскими физиками И. В. Гребенщиковым и А. Н. Терениным.

Отражение света крайних участков спектра видимого света - красного и фиолетового - ослабляется незначительно. Поэтому оптический объектив с просветлённой оптикой в отражённом свете имеет сиреневый оттенок. Сейчас даже самые простые фотоаппараты имеют просветлённую оптику.

Интерференционный микроскоп

Первый интерференционный микроскоп был создан в Санкт-Петербурге русским физиком Александром Лебедевым в 1931 году. В данном микроскопе интерферируют два пучка света, один из которых прошёл мимо объекта, а другой - через объект (соответственно их можно называть опорным и рабочим пучками). Конечно, для получения стабильной интерференционной картины волны должны быть когерентными, т.е. иметь постоянную во времени разность фаз. Распределение этой разности в пространстве, создаваемое наблюдаемым предметом, и проявляется в интерференционном контрасте изображения (от французского kontraste - противоположность).

Интерференционный контраст имеет то преимущество (перед фазовым), что отчётливо проявляется не только при резких, но и при плавных изменениях показателя преломления и толщины отдельных участков предмета. В результате распределение освещённости на изображении зависит только от сдвига фаз, вносимого этими участками, но не от их формы или размеров, и на изображении нет ореолов, присущих фазово-контрастным изображениям. Далее, интерференционный микроскоп может давать как чёрно-белые, так и цветные изображения при работе в белом свете. Дело в том, что в результате интерференции волны некоторых длин могут гасить друг друга, и тогда изображение окрашивается в дополняющие цвета. Поскольку глаз очень чувствителен к цветовому контрасту, это даёт большое преимущество перед фазово-контрастным микроскопом, в котором наблюдается контраст лишь между оттенками одного и того же цвета.

Но главное достоинство интерференционного микроскопа состоит в том, что он позволяет не только отмечать разности фаз от различных участков предмета, но и измерять соответствующие им разности хода световых лучей, т.е. или разности показателей преломления при одной толщине, или разности толщин при одном показателе преломления. Измеренные же разности хода можно пересчитать в концентрацию, массу сухого вещества в препарате и получать другую ценную количественную информацию. По этой причине интерференционный микроскоп используют главным образом для количественных исследований, тогда как фазово-контрастный - для визуального наблюдения предметов, не вносящих амплитудного контраста, т.е. практически не поглощающих света. Реализовать интерференционный микроскоп (смотри рисунок 20) значительно сложнее, чем фазово-контрастный. Прежде всего, поскольку луч света ещё до того, как он упадёт на предмет, надо разделить на два, вообще говоря, нужны две оптические системы - по одной для каждого из лучей, - причём в весьма высокой степени идентичные друг другу. Только тогда, после сведения лучей, можно будет гарантировать, что интерференционная картина целиком обусловлена лишь предметом, поставленным на пути этих лучей.

Поскольку интерферировать должны когерентные волны, любая разность хода лучей в обеих ветвях интерференционного микроскопа не должна заметно превышать так называемой длины когерентности. Эта длина для белого света составляет лишь около метров и увеличивается при сужении диапазона длин волн используемого света, т.е. при повышении степени его монохроматичности. Разные элементы предмета вносят разные сдвиги фаз, и они проявляются в изображении с неодинаковым контрастом. Обычно сдвиг фаз очень мал по сравнению с 180 (другими словами, разность хода между рабочим и опорным пучками много меньше длины полуволны), и когда длины обеих ветвей интерференционного микроскопа одинаковы или различаются на целое число длин волн, изображение предмета выглядит тёмным на светлом фоне. Если же длины ветвей интерферометра различаются на нечётное число полуволн, то изображение, напротив, выглядит светлым на тёмном фоне. Здесь не случайно использовано слово «интерферометр». Интерференционный микроскоп представляет собой, в сущности, микроинтерферометр - прибор для измерения малых разностей хода, позволяющий наблюдать детали микроскопических объектов.

Звёздный интерферометр

Естественно, что принцип интерференции можно применять при наблюдении не только бактерий, но и при наблюдении звёзд. Это настолько очевидно, что идея интерференционного телескопа возникла за полвека до появления интерференционного микроскопа. Но одно и то же явление в этих двух применениях послужило, совершенно различным целям. Если в интерференционном микроскопе интерференция используется для наблюдения непосредственно невидимой структуры объектов, не дающих амплитудного контраста, то в телескопе с её помощью как бы попытались выйти за предел разрешения, который диктуется дифракционной формулой:

 (14)

Потребность в повышении разрешения телескопа диктовалась тем, что надо было получить представление о размерах звёзд. Одна из самых крупных звёзд - альфа созвездия Орион, известная под названием Бетельгейзе, имеет угловой диаметр всего лишь 0,047 угловых секунд. Чтобы определять такие ничтожные угловые размеры, вначале использовали принцип параллакса: сопоставляли результаты, полученные из двух наблюдений в точках, расположенных, скажем, на противоположных концах диаметра земной орбиты, т.е. результаты зимнего и летнего измерений положения звёзд на небе. Затем стали строить более крупные телескопы. Но даже самый большой современный телескоп (он установлен на Северном Кавказе) с диаметром зеркала 6 метров обладает разрешением 0,02 угловых секунд, тогда как подавляющее большинство астрономических объектов имеет в десятки и сотни раз меньшие угловые размеры.

В последней трети XIX века французский физик Арман Ипполит Луи Физо и Майкельсон предложили улучшить это положение с помощью простого на вид приёма. Закроем объектив телескопа диафрагмой, в которой проделаны два небольших отверстия. Рассмотрим, что получится при наблюдении двух точечных источников на небе. Каждый из них создаст в телескопе свою интерференционную картину, образованную сложением волн от двух маленьких отверстий в диафрагме, и картины будут сдвинуты друг относительно друга на величину, определяемую разностью хода световых волн от источников к телескопу. Если эта разность хода равна чётному числу полуволн, то картины совпадут и общая картина станет наиболее чёткой. Если же разность хода равна нечётному числу полуволн, то максимумы одной интерференционной картины придутся на минимумы другой и общая картина окажется наиболее сильно смазанной. Можно варьировать эту разность хода, изменяя расстояние d между отверстиями в диафрагме, и при этом наблюдать, как интерференционные полосы (если отверстия в диафрагме имеют вид узких щелей) будут становиться то более, то менее отчётливыми. Первый минимум отчётливости полос наступит при:

d = ,

где - угловое расстояние между источниками на небе. Отсюда, зная  и d можно определить . Аналогично, если вместо двух источников рассмотрим один протяжённый источник с угловыми размерами , то найдём:

d = ,(15)

где k = 1,22 для круглого источника с равномерной яркостью и k > 1,22 для такого же источника, у которого яркость убывает от центра диска к его краям.

Но получается ли при этом какой-либо выигрыш в разрешении? Сравним, например, формулы (14) и (15). Положим D = 1 м, тогда по формуле (14) угловых секунд. Пусть расстояние между щелями в диафрагме телескопа тоже предельное - 1м. Беря для  значение  м в середине видимого диапазона, получаем  угловых секунд. Выходит, что никакого выигрыша нет? Конечно. Его и не может быть, так же как и в интерференционном микроскопе. Зато само значение  теперь можно измерить. Это очень важное преимущество.

Но дело на этом не кончается, а только начинается. Майкельсон додумался «раздвинуть» отверстия в диафрагме далеко за пределы объектива телескопа. Это, конечно, на надо понимать буквально: сами отверстия остались на своих прежних местах, но вот свет от звёзд падал на них не непосредственно, а сначала на два неподвижных удалённых зеркала (смотри рисунок 21), от которых уже двумя другими зеркалами свет отражался на отверстия в диафрагме. И это оказалось эквивалентным тому, как если бы диаметр объектива телескопа вырос до расстояния между удалёнными друг от друга зеркалами, и соответственно во столько же раз увеличивалось разрешение. С помощью такого звёздного интерферометра Майкельсон провёл первые надёжные измерения диаметров гигантских звёзд.

Однако даже расстояние 6м между зеркалами в первом звёздном интерферометре оказалось явно недостаточным. Из формулы (14) можно видеть, что при D=6м =0,02 угловым секундам. Между тем подавляющее большинство звёзд имеет не гигантские, а примерно «солнечные» размеры. Солнце же, если его поместить на расстоянии ближайшей звезды (звезда  в созвездии Центавра), было бы видно как диск с угловыми размерами 0,007 угловых секунд и потребовало бы для измерения его размеров телескопа с зеркалами, разнесёнными на добрых 20 м. Постройка такого телескопа чрезвычайно трудна, поскольку нужна очень жёсткая механическая конструкция.

В процессе наблюдения расстояния между зеркалами и окуляром могут изменяться лишь на доли длины световой волны, между тем как сами эти расстояния чуть ли не в миллиард раз больше длины световой волны! Однако даже первый интерференционный телескоп Майкельсона имел ещё одно заметное преимущество перед обычным, недиафрагмированным телескопом. Наблюдения звёзд ведутся, как правило, с поверхности Земли (космическая астрономия только зарождается). На пути к телескопам «звёздный» свет проходит сквозь неспокойную атмосферу Земли, в которой постоянно присутствуют турбулентные потоки воздуха. Вследствие хаотических изменений плотности и показателя преломления воздуха наблюдаются мерцания звёзд, а их изображения в недиафрагмированном телескопе сильно искажены. В интерференционном же телескопе влияние атмосферных возмущений значительно слабее благодаря малым отверстиям в диафрагме. Небыстрые флуктуации показателя преломления воздуха приводят к тому, что интерференционная картина «ползает» по полю зрения, но почти не меняет своего вида, т.е. не изменяются взаимное положение и контрастность полос интерференции (смотри рисунок 22).

Радиоинтерферометр

В 40-вые годы XIX века для астрономических исследований начали использовать новый диапазон электромагнитных волн - радиоизлучение космических объектов. Появились радиотелескопы и радиоинтерферометры. Самые крупные радиотелескопы имеют диаметр зеркала антенны около 100 м. Это намного больше, чем диаметр зеркала крупнейшего оптического телескопа, но не забудем, что длины радиоволн в десятки тысяч раз больше длин световых волн, поэтому разрешение радиотелескопа в тысячи раз хуже, чем у оптического собрата. Так, у 6-метрового оптического телескопа, как уже говорилось выше, оно составляет примерно 0,02 угловые секунды, тогда как у 100-метрового радиотелескопа, работающего, скажем, на длине 0,1 м, - всего лишь около 4-ёх угловых секунд.

Для достижения лучшего разрешения отдельные радиотелескопы стали «объединять» в радиоинтерферометры, рассматривая их антенны как зеркала в звёздном интерферометре Майкельсона. Теперь уже в качестве базы интерферометра можно было взять чуть ли не диаметр земного шара. Легко подсчитать, что разрешение при этом улучшилось на несколько порядков. В настоящее время оно достигает примерно 0,001 доли угловой секунды, т.е., по крайней мере, в 20 тысяч раз выше, чем у крупнейшего оптического телескопа.

Но такие радиоинтерферометры со сверхдлинными базами создают свои большие проблемы. В оптическом телескопе интерферирующие пучки сводятся воедино с помощью зеркал и объектива. А как свести воедино радиоволны, принятые двумя очень удалёнными друг от друга радиотелескопами, чтобы заставить их интерферировать? Сразу возникнет множество осложнений, большинство которых упирается в главную физическую проблему: как сохранить когерентность радиоволн, принятых двумя радиотелескопами. Даже если считать, что радиоволна от одного космического источника, не испытав никаких искажений в атмосфере, пришла к двум радиотелескопам и в них полностью сохранила когерентность, то дальше эта легко может устраниться. Тянуть от радиотелескопов кабели в единый центр, в котором будут складываться высокочастотные токи от приёмников, отвечающие принятым радиоволнам, нереально. Мы не говорим уже о шумах и в самих приёмниках и кабелях, которые приводят к хаотическому изменению фаз в сигналах и нарушают их когерентность.

В результате приходится регистрировать сигналы от радиоволн каждый на своём радиотелескопе и вместо радиоволн «сводить» их записи на магнитных лентах. Для сличения двух или большего числа сделанных записей (т.к. в наблюдении могут участвовать и более двух радиотелескопов, более того, в оптике также существуют и многолучевые интерферометры) надо на первый взгляд немногое: привязать друг к другу моменты начала этих записей, т.е. использовать единые часы. Однако это отнюдь не просто. На антенны поступают волны не одной частоты, а в целом диапазоне частот, определяемом шириной полосы пропускания. Пусть, скажем, радиотелескоп работает на длине волны 1м, т.е. на частоте 300 МГц, и пусть избирательность его приёма 0,003, т.е. полоса частот, воспринимаемая антенной, составляет 1 МГц. Требуемая точность синхронизации равна обратной величине от ширины полосы частот воспринимаемого антенной радиосигнала, т.е. в данном случае 1 микросекунда. Иначе говоря, такую точность должны иметь метки единого времени при записях на магнитной ленте. Ясно, что из одного центра это сделать трудно. При каждом радиотелескопе надо иметь свои часы, в какой-то момент сверенные с другими часами при других радиотелескопах и идущие с точностью не хуже указанной.