Введение
Метод измерения с использованием интерференции волн
Интерферометрия – это техника, использующая интерференцию наложенных волн для получения информации. Обычно интерферометрия использует электромагнитные волны и является важным исследовательским методом в таких областях, как астрономия, волоконная оптика, инженерная метрология, оптическая метрология, океанография, сейсмология, спектроскопия (и ее применение в химии), квантовая механика, ядерная и физика частиц, физика плазмы, биомолекулярные взаимодействия, профилирование поверхности, микрофлюидика, измерение механических напряжений и деформаций, велометрия, оптометрия и создание голограмм. Интерферометры – это приборы, извлекающие информацию из интерференции. Они широко применяются в науке и промышленности для измерения микроскопических смещений, изменений показателя преломления и неровностей поверхности. В большинстве интерферометров свет от одного источника разделяется на два луча, которые проходят по разным оптическим путям и затем объединяются для создания интерференционной картины; при определенных условиях интерференцию могут создавать даже два некогерентных источника. Получающиеся интерференционные полосы содержат информацию о разнице в оптических длинах путей. В аналитической науке интерферометры используются для измерения длины и формы оптических компонентов с нанометровой точностью; это самые точные приборы для измерения длины, существующие на данный момент. В спектроскопии преобразования Фурье они применяются для анализа света, содержащего признаки поглощения или излучения, связанные с веществом или смесью. Астрономический интерферометр состоит из двух или более отдельных телескопов, объединяющих свои сигналы, что обеспечивает разрешение, эквивалентное разрешению телескопа с диаметром, равным наибольшему расстоянию между его отдельными элементами.
Основные принципы
Интерферометрия использует принцип суперпозиции для объединения волн таким образом, чтобы результат их комбинации обладал значимым свойством, диагностирующим исходное состояние волн. Это работает, потому что при объединении двух волн с одинаковой частотой, полученная картина интенсивности определяется разностью фаз между этими волнами: волны, находящиеся в фазе, испытывают конструктивную интерференцию, а волны, находящиеся в противофазе – деструктивную. Волны, не находящиеся полностью в фазе и не находящиеся полностью в противофазе, будут иметь промежуточную картину интенсивности, которую можно использовать для определения их относительной разности фаз. Большинство интерферометров используют свет или другую форму электромагнитной волны. В рамках подготовки к лекции Янг провёл эксперимент с двумя щелями, который продемонстрировал интерференционные полосы. Его интерпретация в терминах интерференции волн была отвергнута большинством учёных того времени из-за доминирования корпускулярной теории света Исаака Ньютона, предложенной столетием ранее. Французский инженер Огюстен Жан Френель, не зная о результатах Янга, начал работу над волновой теорией света и интерференцией и был представлен Франсуа Араго. В период с 1816 по 1818 год Френель и Араго провели интерференционные эксперименты в Парижской обсерватории. В это время Араго спроектировал и построил первый интерферометр, используя его для измерения показателя преломления влажного воздуха по отношению к сухому, что представляло потенциальную проблему для астрономических наблюдений положений звёзд. Успех волновой теории света Френеля был подтверждён в его призовом мемуаре 1819 года, в котором были предсказаны и измерены дифракционные картины. Интерферометр Араго позднее был использован Леоном Фуко в 1850 году для измерения скорости света в воздухе по отношению к воде, а в 1851 году – Ипполитом Физо для измерения эффекта волнового сопротивления Френеля на скорость света в движущейся воде. Жюль Жамин разработал первый интерферометр с одним лучом (не требующий разделительной апертуры, как интерферометр Араго) в 1856 году. В 1881 году американский физик Альберт А. Микельсон, посещая Германа фон Гельмгольца в Берлине, изобрел интерферометр, названный в его честь – интерферометр Микельсона, для поиска эффектов движения Земли на скорость света. Нулевые результаты Микельсона, полученные в подвале Потсдамской обсерватории под Берлином (конный транспорт в центре Берлина создавал слишком много вибраций), и его более точные нулевые результаты, полученные совместно с Эдвардом В. Морли в Case College в Кливленде, штат Огайо, способствовали углублению кризиса, связанного с гипотезой о существовании светоносного эфира. Эйнштейн утверждал, что именно измерение Физо скорости света в движущейся воде с помощью интерферометра Араго вдохновило его на создание теории релятивистского сложения скоростей.
Определение гомодинового и гетеродинового соотношения
При гомодинном обнаружении интерференция возникает между двумя лучами с одинаковой длиной волны (или частотой несущей). Разность фаз между двумя лучами приводит к изменению интенсивности света на детекторе. Измеряется результирующая интенсивность света после смешения этих двух лучей, либо наблюдается или регистрируется картина интерференционных полос. Оптическое гетеродинное обнаружение является расширением гетеродинной техники на более высокие (видимые) частоты. В то время как оптическая гетеродинная интерферометрия обычно выполняется в одной точке, также возможно её выполнение в широком поле зрения.
Двойной путь против общего пути
Двойной интерферометр – это интерферометр, в котором опорный и измеряемый пучки распространяются по расходящимся траекториям. Примерами служат интерферометр Майкельсона, интерферометр Тваймена — Грина и интерферометр Маха — Цендера. После изменения, вызванного взаимодействием с исследуемым образцом, измеряемый пучок рекомбинируется с опорным пучком для создания интерференционной картины, которая затем анализируется.
Инферометры с разделением фронта волны
Интерферометр, разделяющий фронт волны, разделяет световой фронт волны, исходящий из точки или узкой щели (то есть пространственно когерентный свет), и, после того как две части фронта волны проходят разными путями, позволяет им рекомбинироваться. Рисунок 5 иллюстрирует интерференционный эксперимент Янга и зеркало Ллойда. Другие примеры интерферометров, разделяющих фронт волны, включают бипризму Френеля, билинзу Биле, дифракционную решетку в интерферометре Микельсона и интерферометр Рэлея. В 1803 году интерференционный эксперимент Янга сыграл ключевую роль в широком признании волновой теории света. Если в эксперименте Янга используется белый свет, результатом является белая центральная полоса конструктивной интерференции, соответствующая равной длине пути от двух щелей, окруженная симметричным рисунком цветных интерференционных полос убывающей интенсивности. Помимо непрерывного электромагнитного излучения, эксперимент Янга проводился с отдельными фотонами, электронами и молекулами бакминстера, достаточно большими для наблюдения под электронным микроскопом. Зеркало Ллойда генерирует интерференционные полосы, объединяя прямой свет от источника (синие линии) и свет от отраженного изображения источника (красные линии) от зеркала, установленного под скользящим углом. В результате получается асимметричный рисунок полос. Полоса равной длины пути, ближайшая к зеркалу, темная, а не светлая. В 1834 году Хамфри Ллойд интерпретировал этот эффект как доказательство того, что фаза отраженного луча от передней поверхности изменяется на противоположную.
Инферометры с разделением амплитуды
Амплитудно-разделительный интерферометр использует частичный отражатель для разделения амплитуды падающей волны на отдельные пучки, которые разделяются и рекомбинируются. Интерферометр Физо показан в том виде, в котором он может быть установлен для проверки оптической плоскости. На поверхность испытываемой плоскости помещается прецизионно изготовленная эталонная плоскость, разделенная узкими прокладками. Эталонная плоскость слегка скошена (достаточно скоса в доли градуса), чтобы предотвратить образование интерференционных полос от задней поверхности плоскости. Разделение испытываемой и эталонной плоскостей позволяет наклонять обе плоскости относительно друг друга. Регулируя наклон, который вносит контролируемый фазовый градиент в картину интерференции, можно управлять расстоянием и направлением полос, чтобы получить легко интерпретируемую серию почти параллельных полос, а не сложный вихрь линий уровня. Однако разделение пластин требует, чтобы освещающий свет был коллимирован. На рис. 6 показан коллимированный пучок монохромного света, освещающий две плоскости, и разделитель пучка, позволяющий наблюдать интерференционную картину по оси. Интерферометр Маха-Зендера – более универсальный прибор, чем интерферометр Микельсона. Каждый из хорошо разделенных световых путей проходит только один раз, и интерференционную картину можно настроить так, чтобы она локализовалась в любой желаемой плоскости. Основным элементом интерферометра Фабри-Перо является пара частично посеребренных стеклянных оптических плоскостей, расположенных на расстоянии от нескольких миллиметров до сантиметров друг от друга, при этом посеребренные поверхности обращены друг к другу. (В качестве альтернативы, эталон Фабри-Перо использует прозрачную пластину с двумя параллельными отражающими поверхностями.) На рис. 6 изображение с низкой когерентностью соответствует отражательной способности 0,04 (т.е. непосеребренные поверхности) по сравнению с отражательной способностью 0,95 для изображения с высокой когерентностью. Рис. 6 иллюстрирует интерферометры Физо, Маха-Зендера и Фабри-Перо. Другие примеры амплитудно-разделительных интерферометров включают интерферометры Микельсона, Тваймена-Грина, с неравномерной длиной хода и Линника.
Микельсон-Морли
Микельсон и Морли (1887) и другие ранние экспериментаторы, использовавшие интерферометрические методы в попытке измерить свойства светоносного эфира, использовали монохроматический свет лишь для предварительной настройки оборудования, но всегда переходили на белый свет для проведения фактических измерений. Это объяснялось тем, что результаты измерений фиксировались визуально. Монохроматический свет приводил к получению однородной интерференционной картины. Не располагая современными средствами контроля температуры окружающей среды, экспериментаторы сталкивались с постоянным смещением интерференционных полос, даже если интерферометр устанавливался в подвале. Поскольку полосы иногда исчезали из-за вибраций, вызванных проезжающим транспортом, удалёнными грозами и подобными факторами, наблюдателю было легко "потерять ориентацию" при их повторном появлении. Преимущества белого света, создающего отчетливую цветную интерференционную картину, значительно превышали трудности, связанные с настройкой аппаратуры из-за его малой длины когерентности. Это был ранний пример использования белого света для устранения неоднозначности "2π".
Физика и астрономия
В физике одним из самых важных экспериментов конца XIX века был знаменитый "неудачный эксперимент" Микельсона и Морли, который предоставил доказательства специальной теории относительности. Недавние повторения эксперимента Майкельсона и Морли выполняют гетеродиновые измерения частот биений скрещенных криогенных оптических резонаторов. На рис. 7 иллюстрирован эксперимент с резонатором, выполненный Мюллером и др. в 2003 году. Два оптических резонатора, построенных из кристаллического сапфира и контролирующих частоты двух лазеров, были установлены под прямым углом внутри гелиевого криостата. Частотный компаратор измерял частоту биений комбинированных выходов двух резонаторов. По состоянию на 2009 год точность, с которой анизотропия скорости света может быть исключена в резонаторных экспериментах, составляла 10−17. Рисунок 7. Эксперимент Майкельсона и Морли с криогенными оптическими резонаторами. Рисунок 8. Спектроскопия преобразования Фурье. Рисунок 9. Изображение солнечной короны, полученное с помощью коронографа LASCO C1.
Michelson interferometers are used in tunable narrow band optical filters and as the core hardware component of Fourier transform spectrometers. When used as a tunable narrow band filter, Michelson interferometers exhibit a number of advantages and disadvantages when compared with competing technologies such as Fabry–Pérot interferometers or Lyot filters. Michelson interferometers have the largest field of view for a specified wavelength, and are relatively simple in operation, since tuning is via mechanical rotation of waveplates rather than via high voltage control of piezoelectric crystals or lithium niobate optical modulators as used in a Fabry–Pérot system. Compared with Lyot filters, which use birefringent elements, Michelson interferometers have a relatively low temperature sensitivity. On the negative side, Michelson interferometers have a relatively restricted wavelength range and require use of prefilters which restrict transmittance. Fig. 8 illustrates the operation of a Fourier transform spectrometer, which is essentially a Michelson interferometer with one mirror movable. (A practical Fourier transform spectrometer would substitute corner cube reflectors for the flat mirrors of the conventional Michelson interferometer, but for simplicity, the illustration does not show this.) An interferogram is generated by making measurements of the signal at many discrete positions of the moving mirror. A Fourier transform converts the interferogram into an actual spectrum. Fig. 9 shows a doppler image of the solar corona made using a tunable Fabry Pérot interferometer to recover scans of the solar corona at a number of wavelengths near the FeXIV green line. The picture is a color coded image of the doppler shift of the line, which may be associated with the coronal plasma velocity towards or away from the satellite camera. Fabry–Pérot thin film etalons are used in narrow bandpass filters capable of selecting a single spectral line for imaging; for example, the H alpha line or the Ca K line of the Sun or stars. Fig. 10 shows an Extreme ultraviolet Imaging Telescope (EIT) image of the Sun at 195 Ångströms (19.5 nm), corresponding to a spectral line of multiply ionized iron atoms. EIT used multilayer coated reflective mirrors that were coated with alternate layers of a light "spacer" element (such as silicon), and a heavy "scatterer" element (such as molybdenum). Approximately 100 layers of each type were placed on each mirror, with a thickness of around 10 nm each. The layer thicknesses were tightly controlled so that at the desired wavelength, reflected photons from each layer interfered constructively. The Laser Interferometer Gravitational Wave Observatory (LIGO) uses two 4 km Michelson–Fabry–Pérot interferometers for the detection of gravitational waves. In this application, the Fabry–Pérot cavity is used to store photons for almost a millisecond while they bounce up and down between the mirrors. This increases the time a gravitational wave can interact with the light, which results in a better sensitivity at low frequencies. Smaller cavities, usually called mode cleaners, are used for spatial filtering and frequency stabilization of the main laser. The first observation of gravitational waves occurred on September 14, 2015. The Mach–Zehnder interferometer's relatively large and freely accessible working space, and its flexibility in locating the fringes has made it the interferometer of choice for visualizing flow in wind tunnels, and for flow visualization studies in general. It is frequently used in the fields of aerodynamics, plasma physics and heat transfer to measure pressure, density, and temperature changes in gases. An astronomical interferometer achieves high resolution observations using the technique of aperture synthesis, mixing signals from a cluster of comparatively small telescopes rather than a single very expensive monolithic telescope. Astronomical optical interferometry has had to overcome a number of technical issues not shared by radio telescope interferometry. The short wavelengths of light necessitate extreme precision and stability of construction. For example, spatial resolution of 1 milliarcsecond requires 0.5 μm stability in a 100 m baseline. Optical interferometric measurements require high sensitivity, low noise detectors that did not become available until the late 1990s. Astronomical "seeing", the turbulence that causes stars to twinkle, introduces rapid, random phase changes in the incoming light, requiring data collection rates to be faster than the rate of turbulence. Despite these technical difficulties, three major facilities are now in operation offering resolutions down to the fractional milliarcsecond range. This linked video shows a movie assembled from aperture synthesis images of the Beta Lyrae system, a binary star system approximately 960 light years (290 parsecs) away in the constellation Lyra, as observed by the CHARA array with the MIRC instrument. The brighter component is the primary star, or the mass donor. The fainter component is the thick disk surrounding the secondary star, or the mass gainer. The two components are separated by 1 milli arcsecond. Tidal distortions of the mass donor and the mass gainer are both clearly visible. The wave character of matter can be exploited to build interferometers. The first examples of matter interferometers were electron interferometers, later followed by neutron interferometers. Around 1990 the first atom interferometers were demonstrated, later followed by interferometers employing molecules. Electron holography is an imaging technique that photographically records the electron interference pattern of an object, which is then reconstructed to yield a greatly magnified image of the original object. This technique was developed to enable greater resolution in electron microscopy than is possible using conventional imaging techniques. The resolution of conventional electron microscopy is not limited by electron wavelength, but by the large aberrations of electron lenses. Neutron interferometry has been used to investigate the Aharonov–Bohm effect, to examine the effects of gravity acting on an elementary particle, and to demonstrate a strange behavior of fermions that is at the basis of the Pauli exclusion principle: Unlike macroscopic objects, when fermions are rotated by 360° about any axis, they do not return to their original state, but develop a minus sign in their wave function. In other words, a fermion needs to be rotated 720° before returning to its original state. Atom interferometry techniques are reaching sufficient precision to allow laboratory scale tests of general relativity. Interferometers are used in atmospheric physics for high precision measurements of trace gases via remote sounding of the atmosphere. There are several examples of interferometers that utilize either absorption or emission features of trace gases. A typical use would be in continual monitoring of the column concentration of trace gases such as ozone and carbon monoxide above the instrument.
Интерферометры Микельсона используются в настраиваемых узкополосных оптических фильтрах и в качестве основного аппаратного компонента спектрометров преобразования Фурье. При использовании в качестве настраиваемого узкополосного фильтра интерферометры Микельсона имеют ряд преимуществ и недостатков по сравнению с конкурирующими технологиями, такими как интерферометры Фабри-Перо или фильтры Лио. Интерферометры Микельсона имеют наибольшее поле зрения для заданной длины волны и относительно просты в эксплуатации, поскольку настройка осуществляется с помощью механического вращения волновых пластин, а не с помощью высоковольтного управления пьезоэлектрическими кристаллами или оптическими модуляторами ниобата лития, как это используется в системе Фабри-Перо. По сравнению с фильтрами Лио, которые используют двупреломляющие элементы, интерферометры Микельсона имеют относительно низкую температурную чувствительность. С другой стороны, интерферометры Микельсона имеют относительно ограниченный диапазон длин волн и требуют использования префильтров, которые ограничивают пропускание. На рис. 8 иллюстрирована работа спектрометра преобразования Фурье, который по сути является интерферометром Микельсона с одним движимым зеркалом. (Практический спектрометр преобразования Фурье заменит угловые отражатели на плоские зеркала обычного интерферометра Микельсона, но для простоты на иллюстрации это не показано.) Интерферограмма создается путем измерения сигнала во многих дискретных положениях движущегося зеркала. Преобразование Фурье преобразует интерферограмму в фактический спектр. На рис. 9 показано допплеровское изображение солнечной короны, полученное с помощью настраиваемого интерферометра Фабри-Перо для восстановления сканирования солнечной короны на нескольких длинах волн вблизи зеленой линии FeXIV. На снимке представлено цветное изображение допплеровского смещения линии, которое может быть связано со скоростью корональной плазмы в направлении или от спутниковой камеры. Тонкопленочные эталоны Фабри-Перо используются в узкополосных фильтрах, способных выбрать одну спектральную линию для визуализации, например, H-альфа-линию или Ca-линию Солнца или звезд. На рис. 10 показано изображение Солнца, полученное с помощью экстремального ультрафиолетового телескопа (EIT) на 195 ангстрем (19,5 нм), соответствующее спектральной линии многократно ионизированных атомов железа. EIT использовал многослойные зеркала с отражающим покрытием, которые были покрыты чередующимися слоями легкого "прокладчатого" элемента (такого как кремний) и тяжелого "рассеивающего" элемента (такого как молибден). На каждое зеркало было нанесено около 100 слоев каждого типа, толщина каждого из которых составляла около 10 нм. Толщина слоев была тщательно контролирована, чтобы на желаемой длине волны отраженные фотоны из каждого слоя конструктивно интерферировали. Лазерная интерферометрическая гравитационно-волновая обсерватория (LIGO) использует два 4-километровых интерферометра Микельсона-Фабри-Перо для обнаружения гравитационных волн. В этом применении полость Фабри-Перо используется для хранения фотонов почти в течение миллисекунды, пока они отскакивают вверх и вниз между зеркалами. Это увеличивает время, в течение которого гравитационная волна может взаимодействовать со светом, что приводит к лучшей чувствительности на низких частотах. Меньшие полости, обычно называемые очистителями мод, используются для пространственной фильтрации и стабилизации частоты основного лазера. Первое наблюдение гравитационных волн произошло 14 сентября 2015 года.
Michelson interferometers are used in tunable narrow band optical filters and as the core hardware component of Fourier transform spectrometers. When used as a tunable narrow band filter, Michelson interferometers exhibit a number of advantages and disadvantages when compared with competing technologies such as Fabry–Pérot interferometers or Lyot filters. Michelson interferometers have the largest field of view for a specified wavelength, and are relatively simple in operation, since tuning is via mechanical rotation of waveplates rather than via high voltage control of piezoelectric crystals or lithium niobate optical modulators as used in a Fabry–Pérot system. Compared with Lyot filters, which use birefringent elements, Michelson interferometers have a relatively low temperature sensitivity. On the negative side, Michelson interferometers have a relatively restricted wavelength range and require use of prefilters which restrict transmittance. Fig. 8 illustrates the operation of a Fourier transform spectrometer, which is essentially a Michelson interferometer with one mirror movable. (A practical Fourier transform spectrometer would substitute corner cube reflectors for the flat mirrors of the conventional Michelson interferometer, but for simplicity, the illustration does not show this.) An interferogram is generated by making measurements of the signal at many discrete positions of the moving mirror. A Fourier transform converts the interferogram into an actual spectrum. Fig. 9 shows a doppler image of the solar corona made using a tunable Fabry Pérot interferometer to recover scans of the solar corona at a number of wavelengths near the FeXIV green line. The picture is a color coded image of the doppler shift of the line, which may be associated with the coronal plasma velocity towards or away from the satellite camera. Fabry–Pérot thin film etalons are used in narrow bandpass filters capable of selecting a single spectral line for imaging; for example, the H alpha line or the Ca K line of the Sun or stars. Fig. 10 shows an Extreme ultraviolet Imaging Telescope (EIT) image of the Sun at 195 Ångströms (19.5 nm), corresponding to a spectral line of multiply ionized iron atoms. EIT used multilayer coated reflective mirrors that were coated with alternate layers of a light "spacer" element (such as silicon), and a heavy "scatterer" element (such as molybdenum). Approximately 100 layers of each type were placed on each mirror, with a thickness of around 10 nm each. The layer thicknesses were tightly controlled so that at the desired wavelength, reflected photons from each layer interfered constructively. The Laser Interferometer Gravitational Wave Observatory (LIGO) uses two 4 km Michelson–Fabry–Pérot interferometers for the detection of gravitational waves. In this application, the Fabry–Pérot cavity is used to store photons for almost a millisecond while they bounce up and down between the mirrors. This increases the time a gravitational wave can interact with the light, which results in a better sensitivity at low frequencies. Smaller cavities, usually called mode cleaners, are used for spatial filtering and frequency stabilization of the main laser. The first observation of gravitational waves occurred on September 14, 2015. The Mach–Zehnder interferometer's relatively large and freely accessible working space, and its flexibility in locating the fringes has made it the interferometer of choice for visualizing flow in wind tunnels, and for flow visualization studies in general. It is frequently used in the fields of aerodynamics, plasma physics and heat transfer to measure pressure, density, and temperature changes in gases. An astronomical interferometer achieves high resolution observations using the technique of aperture synthesis, mixing signals from a cluster of comparatively small telescopes rather than a single very expensive monolithic telescope. Astronomical optical interferometry has had to overcome a number of technical issues not shared by radio telescope interferometry. The short wavelengths of light necessitate extreme precision and stability of construction. For example, spatial resolution of 1 milliarcsecond requires 0.5 μm stability in a 100 m baseline. Optical interferometric measurements require high sensitivity, low noise detectors that did not become available until the late 1990s. Astronomical "seeing", the turbulence that causes stars to twinkle, introduces rapid, random phase changes in the incoming light, requiring data collection rates to be faster than the rate of turbulence. Despite these technical difficulties, three major facilities are now in operation offering resolutions down to the fractional milliarcsecond range. This linked video shows a movie assembled from aperture synthesis images of the Beta Lyrae system, a binary star system approximately 960 light years (290 parsecs) away in the constellation Lyra, as observed by the CHARA array with the MIRC instrument. The brighter component is the primary star, or the mass donor. The fainter component is the thick disk surrounding the secondary star, or the mass gainer. The two components are separated by 1 milli arcsecond. Tidal distortions of the mass donor and the mass gainer are both clearly visible. The wave character of matter can be exploited to build interferometers. The first examples of matter interferometers were electron interferometers, later followed by neutron interferometers. Around 1990 the first atom interferometers were demonstrated, later followed by interferometers employing molecules. Electron holography is an imaging technique that photographically records the electron interference pattern of an object, which is then reconstructed to yield a greatly magnified image of the original object. This technique was developed to enable greater resolution in electron microscopy than is possible using conventional imaging techniques. The resolution of conventional electron microscopy is not limited by electron wavelength, but by the large aberrations of electron lenses. Neutron interferometry has been used to investigate the Aharonov–Bohm effect, to examine the effects of gravity acting on an elementary particle, and to demonstrate a strange behavior of fermions that is at the basis of the Pauli exclusion principle: Unlike macroscopic objects, when fermions are rotated by 360° about any axis, they do not return to their original state, but develop a minus sign in their wave function. In other words, a fermion needs to be rotated 720° before returning to its original state. Atom interferometry techniques are reaching sufficient precision to allow laboratory scale tests of general relativity. Interferometers are used in atmospheric physics for high precision measurements of trace gases via remote sounding of the atmosphere. There are several examples of interferometers that utilize either absorption or emission features of trace gases. A typical use would be in continual monitoring of the column concentration of trace gases such as ozone and carbon monoxide above the instrument.
Интерферометр Маха-Цендера, благодаря относительно большому и свободному рабочему пространству, а также гибкости в расположении интерференционных полос, стал интерферометром выбора для визуализации потока в аэродинамических трубах и для исследований визуализации потока в целом. Он часто используется в областях аэродинамики, физики плазмы и теплопередачи для измерения изменений давления, плотности и температуры в газах. Астрономический интерферометр достигает наблюдений высокого разрешения, используя технику синтеза апертуры, смешивая сигналы от группы сравнительно небольших телескопов, а не от одного очень дорогого монолитного телескопа. Астрономическая оптическая интерферометрия должна была преодолеть ряд технических проблем, не свойственных радиоинтерферометрии. Короткие длины волн света требуют экстремальной точности и стабильности конструкции. Например, пространственное разрешение 1 миллисекунды дуги требует стабильности 0,5 мкм на базовой линии 100 м. Оптические интерферометрические измерения требуют высокочувствительных, малошумящих детекторов, которые стали доступны только в конце 1990-х годов. Астрономическое "видение", турбулентность, вызывающая мерцание звезд, вносит быстрые, случайные фазовые изменения в поступающий свет, требуя скорости сбора данных, превышающей скорость турбулентности. Несмотря на эти технические трудности, в настоящее время в эксплуатации находятся три крупных объекта, предлагающих разрешение до долей миллисекунды дуги. Это видео демонстрирует фильм, собранный из изображений синтеза апертуры системы Beta Lyrae, двойной звездной системы, расположенной примерно в 960 световых годах (290 парсеках) в созвездии Лиры, как наблюдалось с помощью массива CHARA с инструментом MIRC. Более яркий компонент - первичная звезда, или донор массы. Более тусклый компонент - толстый диск, окружающий вторичную звезду, или акцептор массы. Два компонента разделены на 1 миллисекунду дуги. Приливные искажения донора и акцептора массы отчетливо видны.
Michelson interferometers are used in tunable narrow band optical filters and as the core hardware component of Fourier transform spectrometers. When used as a tunable narrow band filter, Michelson interferometers exhibit a number of advantages and disadvantages when compared with competing technologies such as Fabry–Pérot interferometers or Lyot filters. Michelson interferometers have the largest field of view for a specified wavelength, and are relatively simple in operation, since tuning is via mechanical rotation of waveplates rather than via high voltage control of piezoelectric crystals or lithium niobate optical modulators as used in a Fabry–Pérot system. Compared with Lyot filters, which use birefringent elements, Michelson interferometers have a relatively low temperature sensitivity. On the negative side, Michelson interferometers have a relatively restricted wavelength range and require use of prefilters which restrict transmittance. Fig. 8 illustrates the operation of a Fourier transform spectrometer, which is essentially a Michelson interferometer with one mirror movable. (A practical Fourier transform spectrometer would substitute corner cube reflectors for the flat mirrors of the conventional Michelson interferometer, but for simplicity, the illustration does not show this.) An interferogram is generated by making measurements of the signal at many discrete positions of the moving mirror. A Fourier transform converts the interferogram into an actual spectrum. Fig. 9 shows a doppler image of the solar corona made using a tunable Fabry Pérot interferometer to recover scans of the solar corona at a number of wavelengths near the FeXIV green line. The picture is a color coded image of the doppler shift of the line, which may be associated with the coronal plasma velocity towards or away from the satellite camera. Fabry–Pérot thin film etalons are used in narrow bandpass filters capable of selecting a single spectral line for imaging; for example, the H alpha line or the Ca K line of the Sun or stars. Fig. 10 shows an Extreme ultraviolet Imaging Telescope (EIT) image of the Sun at 195 Ångströms (19.5 nm), corresponding to a spectral line of multiply ionized iron atoms. EIT used multilayer coated reflective mirrors that were coated with alternate layers of a light "spacer" element (such as silicon), and a heavy "scatterer" element (such as molybdenum). Approximately 100 layers of each type were placed on each mirror, with a thickness of around 10 nm each. The layer thicknesses were tightly controlled so that at the desired wavelength, reflected photons from each layer interfered constructively. The Laser Interferometer Gravitational Wave Observatory (LIGO) uses two 4 km Michelson–Fabry–Pérot interferometers for the detection of gravitational waves. In this application, the Fabry–Pérot cavity is used to store photons for almost a millisecond while they bounce up and down between the mirrors. This increases the time a gravitational wave can interact with the light, which results in a better sensitivity at low frequencies. Smaller cavities, usually called mode cleaners, are used for spatial filtering and frequency stabilization of the main laser. The first observation of gravitational waves occurred on September 14, 2015. The Mach–Zehnder interferometer's relatively large and freely accessible working space, and its flexibility in locating the fringes has made it the interferometer of choice for visualizing flow in wind tunnels, and for flow visualization studies in general. It is frequently used in the fields of aerodynamics, plasma physics and heat transfer to measure pressure, density, and temperature changes in gases. An astronomical interferometer achieves high resolution observations using the technique of aperture synthesis, mixing signals from a cluster of comparatively small telescopes rather than a single very expensive monolithic telescope. Astronomical optical interferometry has had to overcome a number of technical issues not shared by radio telescope interferometry. The short wavelengths of light necessitate extreme precision and stability of construction. For example, spatial resolution of 1 milliarcsecond requires 0.5 μm stability in a 100 m baseline. Optical interferometric measurements require high sensitivity, low noise detectors that did not become available until the late 1990s. Astronomical "seeing", the turbulence that causes stars to twinkle, introduces rapid, random phase changes in the incoming light, requiring data collection rates to be faster than the rate of turbulence. Despite these technical difficulties, three major facilities are now in operation offering resolutions down to the fractional milliarcsecond range. This linked video shows a movie assembled from aperture synthesis images of the Beta Lyrae system, a binary star system approximately 960 light years (290 parsecs) away in the constellation Lyra, as observed by the CHARA array with the MIRC instrument. The brighter component is the primary star, or the mass donor. The fainter component is the thick disk surrounding the secondary star, or the mass gainer. The two components are separated by 1 milli arcsecond. Tidal distortions of the mass donor and the mass gainer are both clearly visible. The wave character of matter can be exploited to build interferometers. The first examples of matter interferometers were electron interferometers, later followed by neutron interferometers. Around 1990 the first atom interferometers were demonstrated, later followed by interferometers employing molecules. Electron holography is an imaging technique that photographically records the electron interference pattern of an object, which is then reconstructed to yield a greatly magnified image of the original object. This technique was developed to enable greater resolution in electron microscopy than is possible using conventional imaging techniques. The resolution of conventional electron microscopy is not limited by electron wavelength, but by the large aberrations of electron lenses. Neutron interferometry has been used to investigate the Aharonov–Bohm effect, to examine the effects of gravity acting on an elementary particle, and to demonstrate a strange behavior of fermions that is at the basis of the Pauli exclusion principle: Unlike macroscopic objects, when fermions are rotated by 360° about any axis, they do not return to their original state, but develop a minus sign in their wave function. In other words, a fermion needs to be rotated 720° before returning to its original state. Atom interferometry techniques are reaching sufficient precision to allow laboratory scale tests of general relativity. Interferometers are used in atmospheric physics for high precision measurements of trace gases via remote sounding of the atmosphere. There are several examples of interferometers that utilize either absorption or emission features of trace gases. A typical use would be in continual monitoring of the column concentration of trace gases such as ozone and carbon monoxide above the instrument.
Волновая природа материи может быть использована для создания интерферометров. Первыми примерами интерферометров материи были электронные интерферометры, за которыми последовали нейтронные интерферометры. Около 1990 года были продемонстрированы первые атомные интерферометры, за которыми последовали интерферометры, использующие молекулы. Электронная голография - это метод визуализации, который фотографически записывает интерференционную картину электронов объекта, которая затем реконструируется для получения сильно увеличенного изображения исходного объекта. Эта техника была разработана для обеспечения более высокого разрешения в электронной микроскопии, чем возможно с использованием традиционных методов визуализации. Разрешение обычной электронной микроскопии не ограничивается длиной волны электронов, а большими аберрациями электронных линз. Нейтронная интерферометрия использовалась для исследования эффекта Ааронова-Бома, для изучения воздействия гравитации на элементарную частицу и для демонстрации странного поведения фермионов, которое лежит в основе принципа исключения Паули: в отличие от макроскопических объектов, при вращении фермионов на 360° вокруг любой оси они не возвращаются в свое первоначальное состояние, а приобретают знак минус в своей волновой функции. Другими словами, фермион необходимо повернуть на 720°, прежде чем он вернется в свое первоначальное состояние. Методы атомной интерферометрии достигают достаточной точности для проведения лабораторных тестов общей теории относительности. Интерферометры используются в атмосферной физике для высокоточных измерений следовых газов посредством дистанционного зондирования атмосферы. Существует несколько примеров интерферометров, использующих либо абсорбционные, либо эмиссионные особенности следовых газов. Типичным применением было бы...
Michelson interferometers are used in tunable narrow band optical filters and as the core hardware component of Fourier transform spectrometers. When used as a tunable narrow band filter, Michelson interferometers exhibit a number of advantages and disadvantages when compared with competing technologies such as Fabry–Pérot interferometers or Lyot filters. Michelson interferometers have the largest field of view for a specified wavelength, and are relatively simple in operation, since tuning is via mechanical rotation of waveplates rather than via high voltage control of piezoelectric crystals or lithium niobate optical modulators as used in a Fabry–Pérot system. Compared with Lyot filters, which use birefringent elements, Michelson interferometers have a relatively low temperature sensitivity. On the negative side, Michelson interferometers have a relatively restricted wavelength range and require use of prefilters which restrict transmittance. Fig. 8 illustrates the operation of a Fourier transform spectrometer, which is essentially a Michelson interferometer with one mirror movable. (A practical Fourier transform spectrometer would substitute corner cube reflectors for the flat mirrors of the conventional Michelson interferometer, but for simplicity, the illustration does not show this.) An interferogram is generated by making measurements of the signal at many discrete positions of the moving mirror. A Fourier transform converts the interferogram into an actual spectrum. Fig. 9 shows a doppler image of the solar corona made using a tunable Fabry Pérot interferometer to recover scans of the solar corona at a number of wavelengths near the FeXIV green line. The picture is a color coded image of the doppler shift of the line, which may be associated with the coronal plasma velocity towards or away from the satellite camera. Fabry–Pérot thin film etalons are used in narrow bandpass filters capable of selecting a single spectral line for imaging; for example, the H alpha line or the Ca K line of the Sun or stars. Fig. 10 shows an Extreme ultraviolet Imaging Telescope (EIT) image of the Sun at 195 Ångströms (19.5 nm), corresponding to a spectral line of multiply ionized iron atoms. EIT used multilayer coated reflective mirrors that were coated with alternate layers of a light "spacer" element (such as silicon), and a heavy "scatterer" element (such as molybdenum). Approximately 100 layers of each type were placed on each mirror, with a thickness of around 10 nm each. The layer thicknesses were tightly controlled so that at the desired wavelength, reflected photons from each layer interfered constructively. The Laser Interferometer Gravitational Wave Observatory (LIGO) uses two 4 km Michelson–Fabry–Pérot interferometers for the detection of gravitational waves. In this application, the Fabry–Pérot cavity is used to store photons for almost a millisecond while they bounce up and down between the mirrors. This increases the time a gravitational wave can interact with the light, which results in a better sensitivity at low frequencies. Smaller cavities, usually called mode cleaners, are used for spatial filtering and frequency stabilization of the main laser. The first observation of gravitational waves occurred on September 14, 2015. The Mach–Zehnder interferometer's relatively large and freely accessible working space, and its flexibility in locating the fringes has made it the interferometer of choice for visualizing flow in wind tunnels, and for flow visualization studies in general. It is frequently used in the fields of aerodynamics, plasma physics and heat transfer to measure pressure, density, and temperature changes in gases. An astronomical interferometer achieves high resolution observations using the technique of aperture synthesis, mixing signals from a cluster of comparatively small telescopes rather than a single very expensive monolithic telescope. Astronomical optical interferometry has had to overcome a number of technical issues not shared by radio telescope interferometry. The short wavelengths of light necessitate extreme precision and stability of construction. For example, spatial resolution of 1 milliarcsecond requires 0.5 μm stability in a 100 m baseline. Optical interferometric measurements require high sensitivity, low noise detectors that did not become available until the late 1990s. Astronomical "seeing", the turbulence that causes stars to twinkle, introduces rapid, random phase changes in the incoming light, requiring data collection rates to be faster than the rate of turbulence. Despite these technical difficulties, three major facilities are now in operation offering resolutions down to the fractional milliarcsecond range. This linked video shows a movie assembled from aperture synthesis images of the Beta Lyrae system, a binary star system approximately 960 light years (290 parsecs) away in the constellation Lyra, as observed by the CHARA array with the MIRC instrument. The brighter component is the primary star, or the mass donor. The fainter component is the thick disk surrounding the secondary star, or the mass gainer. The two components are separated by 1 milli arcsecond. Tidal distortions of the mass donor and the mass gainer are both clearly visible. The wave character of matter can be exploited to build interferometers. The first examples of matter interferometers were electron interferometers, later followed by neutron interferometers. Around 1990 the first atom interferometers were demonstrated, later followed by interferometers employing molecules. Electron holography is an imaging technique that photographically records the electron interference pattern of an object, which is then reconstructed to yield a greatly magnified image of the original object. This technique was developed to enable greater resolution in electron microscopy than is possible using conventional imaging techniques. The resolution of conventional electron microscopy is not limited by electron wavelength, but by the large aberrations of electron lenses. Neutron interferometry has been used to investigate the Aharonov–Bohm effect, to examine the effects of gravity acting on an elementary particle, and to demonstrate a strange behavior of fermions that is at the basis of the Pauli exclusion principle: Unlike macroscopic objects, when fermions are rotated by 360° about any axis, they do not return to their original state, but develop a minus sign in their wave function. In other words, a fermion needs to be rotated 720° before returning to its original state. Atom interferometry techniques are reaching sufficient precision to allow laboratory scale tests of general relativity. Interferometers are used in atmospheric physics for high precision measurements of trace gases via remote sounding of the atmosphere. There are several examples of interferometers that utilize either absorption or emission features of trace gases. A typical use would be in continual monitoring of the column concentration of trace gases such as ozone and carbon monoxide above the instrument.
Инженерные и прикладные науки
Интерферометрия по методу Ньютона часто используется в оптической промышленности для контроля качества поверхностей в процессе их обработки и формовки. На рис. 13 показаны фотографии эталонных плоскостей, используемых для проверки двух тестовых плоскостей на разных стадиях изготовления, демонстрирующие различные картины интерференционных полос. Эталонные плоскости опираются на поверхности, при этом их нижние поверхности контактируют с тестовыми плоскостями, и они освещаются монохроматическим источником света. Световые волны, отраженные от обеих поверхностей, интерферируют, образуя картину светлых и темных полос. Поверхность на левом снимке почти плоская, что указывает на картину прямых параллельных интерференционных полос, расположенных на равном расстоянии друг от друга. Поверхность на правом снимке неровная, что приводит к появлению изогнутых полос. Каждая пара соседних полос соответствует разнице высот поверхности, равной половине длины волны используемого света, поэтому разницу высот можно измерить, подсчитывая количество полос. Плоскостность поверхностей может быть измерена с точностью до долей микрона этим методом. Для определения того, является ли испытываемая поверхность вогнутой или выпуклой относительно эталонной оптической плоскости, можно использовать несколько различных процедур. Можно наблюдать смещение полос при легком нажатии на верхнюю плоскость. При наблюдении за полосами в белом свете последовательность цветов становится узнаваемой с опытом и помогает в интерпретации. Кроме того, можно сравнить вид полос при перемещении головы из нормального положения в наклонное. Такие манипуляции, хотя и распространены в оптической мастерской, не подходят для формальных испытаний. Когда плоскости готовы к продаже, они обычно монтируются в интерферометр Fizeau для официального тестирования и сертификации. Эталоны Фабри-Перо широко используются в телекоммуникациях, лазерах и спектроскопии для контроля и измерения длин волн света. Дихроические фильтры представляют собой многослойные тонкопленочные эталоны. В телекоммуникациях мультиплексирование с разделением по длине волны, технология, позволяющая использовать несколько длин волн света по одному оптическому волокну, зависит от фильтрующих устройств, являющихся тонкопленочными эталонами. Лазеры с одним продольным режимом используют эталоны для подавления всех оптических мод резонатора, кроме интересующей. Основными характеристиками, отличающими его от конфигурации Майкельсона, являются использование монохромного точечного источника света и коллиматора. Микельсон (1918) критиковал конфигурацию Тваймана-Грина как непригодную для тестирования больших оптических компонентов, поскольку доступные в то время источники света имели ограниченную длину когерентности. Микельсон указал, что ограничения на геометрию, обусловленные ограниченной длиной когерентности, требовали использования эталонного зеркала, равного по размеру испытательному зеркалу, что делало Twyman-Green непрактичным для многих целей. Десятилетия спустя, с появлением лазерных источников света, возражения Микельсона были опровергнуты. (Интерферометр Twyman-Green, использующий лазерный источник света и неравную длину пути, известен как интерферометр лазерного неравного пути, или LUPI.) На рис. 14 показана схема интерферометра Twyman-Green, используемого для проверки линзы. Свет от монохромного точечного источника расширяется рассеивающей линзой (не показана), а затем коллимируется в параллельный пучок. Выпуклое сферическое зеркало расположено таким образом, что его центр кривизны совпадает с фокусом проверяемой линзы. Выходящий пучок регистрируется системой визуализации для анализа. Интерферометры Маха-Цендера используются в интегрированных оптических схемах, в которых свет интерферирует между двумя ветвями волновода, внешне модулируемыми для изменения их относительной фазы. Небольшой наклон одного из разделителей луча приводит к разности хода и изменению картины интерференции. Интерферометры Маха-Цендера являются основой широкого спектра устройств, от RF-модуляторов до датчиков и оптических переключателей. Новейшие предлагаемые сверхбольшие астрономические телескопы, такие как Тридцатиметровый телескоп и Чрезвычайно Большой телескоп, будут иметь сегментированную конструкцию. Их первичные зеркала будут построены из сотен шестиугольных зеркальных сегментов. Полировка и формовка этих сильно астигматичных и невращательно-симметричных зеркальных сегментов представляет собой серьезную задачу. Традиционные методы оптического тестирования сравнивают поверхность со сферической эталонной с помощью нуль-корректора. В последние годы компьютерные голограммы (КГ) стали дополнять нуль-корректоры в схемах тестирования сложных астигматичных поверхностей. На рис. 15 показано, как это делается. В отличие от рисунка, фактические КГ имеют расстояние между линиями порядка 1–10 мкм. При прохождении лазерного света через КГ дифракционный пучок нулевого порядка не испытывает модификации волнового фронта. Однако волновой фронт дифракционного пучка первого порядка модифицируется для соответствия желаемой форме испытываемой поверхности. В показанной схеме интерферометра Fizeau дифракционный пучок нулевого порядка направляется на сферическую эталонную поверхность, а дифракционный пучок первого порядка направляется на испытываемую поверхность таким образом, что два отраженных пучка объединяются для формирования интерференционных полос. Та же схема тестирования может использоваться как для внутренних, так и для внешних зеркал, при этом требуется замена только КГ. Кольцевые лазерные гироскопы (КЛГ) и волоконно-оптические гироскопы (ВОГ) являются интерферометрами, используемыми в навигационных системах. Они работают на принципе эффекта Саняка. Отличие КЛГ от ВОГ заключается в том, что в КЛГ все кольцо является частью лазера, а в ВОГ внешний лазер вводит встречно распространяющиеся пучки в оптическое волоконное кольцо, и вращение системы вызывает относительный сдвиг фаз между этими пучками. В КЛГ наблюдаемый сдвиг фаз пропорционален накопленному вращению, а в ВОГ наблюдаемый сдвиг фаз пропорционален угловой скорости. В телекоммуникационных сетях гетеродинирование используется для перемещения частот отдельных сигналов на разные каналы, которые могут совместно использовать одну физическую линию передачи. Это называется мультиплексированием с разделением по частоте (ЧРП). Например, коаксиальный кабель, используемый кабельным телевидением, может одновременно передавать 500 телевизионных каналов, поскольку каждому из них присвоена своя частота, поэтому они не мешают друг другу. Радары-допплеровские детекторы непрерывного излучения (CW) по сути являются гетеродинными устройствами обнаружения, которые сравнивают излучаемые и отраженные пучки. Гетеродинное оптическое обнаружение используется для когерентных допплеровских лидарных измерений, способных обнаруживать очень слабое рассеянное в атмосфере излучение и контролировать скорость ветра с высокой точностью. Оно находит применение в оптических волоконных коммуникациях, в различных высокоразрешающих спектроскопических методах, а метод самогетеродинирования может использоваться для измерения ширины линии лазера. Гетеродинное оптическое обнаружение является важной техникой, используемой для высокоточных измерений частот оптических источников, а также для стабилизации их частот. До недавних лет для соединения микроволновой частоты цезия или другого атомного эталона времени с оптическими частотами требовались длинные частотные цепи. На каждом этапе цепи использовался умножитель частоты для получения гармоники частоты этого этапа, которая сравнивалась гетеродинным обнаружением со следующим этапом (выходом микроволнового источника, далеко-инфракрасного лазера, инфракрасного лазера или видимого лазера). Каждое измерение одной спектральной линии требовало нескольких лет усилий по созданию индивидуальной частотной цепи. В настоящее время оптические гребенки обеспечили гораздо более простой метод измерения оптических частот. Если модулированный лазер с блокировкой мод формирует последовательность импульсов, его спектр состоит из несущей частоты, окруженной плотно расположенной гребенкой оптических боковых полос с шагом, равным частоте повторения импульсов (рис. 16). Частота повторения импульсов заблокирована на частоте...
Биология и медицина
Оптическая интерферометрия, применяемая в биологии и медицине, обеспечивает чувствительные метрологические возможности для измерения биомолекул, субклеточных компонентов, клеток и тканей. Многие формы биосенсоров без меток основаны на интерферометрии, поскольку прямое взаимодействие электромагнитных полей с локальной молекулярной поляризуемостью устраняет необходимость в флуоресцентных метках или маркерах наночастиц. В большем масштабе клеточная интерферометрия имеет общие черты с фазоконтрастной микроскопией, но включает в себя гораздо более широкий класс фазочувствительных оптических конфигураций, основанных на оптической интерференции между клеточными компонентами посредством преломления и дифракции. В масштабе ткани частично когерентное распространение рассеянного света вперед через микроаберрации и неоднородность структуры ткани открывает возможности для использования фазочувствительной селекции (оптическая когерентная томография), а также фазочувствительной флуктуационной спектроскопии для визуализации тонких структурных и динамических свойств. Рисунок 22. Типичная оптическая схема одноточечной ОКТ. Рисунок 23. Центральная серозная ретинопатия, визуализированная с помощью оптической когерентной томографии.
Оптическая когерентная томография (ОКТ) – это медицинская техника визуализации, использующая интерферометрию с низкой когерентностью для получения томографических изображений микроструктур внутренних тканей. Как показано на рисунке 22, основой типичной системы ОКТ является интерферометр Майкельсона. Одна рука интерферометра фокусируется на образце ткани и сканирует его по X и Y в виде продольного растра. Другая рука интерферометра отражается от эталонного зеркала. Отраженный свет от образца ткани комбинируется с отраженным светом от эталона. Из-за низкой когерентности источника света интерференционный сигнал наблюдается только на ограниченной глубине образца. Таким образом, сканирование записывает один тонкий оптический срез образца за один раз. Выполняя несколько сканирований и перемещая эталонное зеркало между каждым из них, можно реконструировать трехмерное изображение ткани. Недавние разработки направлены на объединение нанометрового извлечения фазы когерентной интерферометрии с возможностями определения дальности интерферометрии с низкой когерентностью. DIC также имеет небиологические применения, например, в анализе обработки плоских полупроводниковых пластин из кремния. Интерферометрия с угловым разрешением и низкой когерентностью (a/LCI) использует рассеянный свет для измерения размеров субклеточных объектов, включая клеточные ядра. Это позволяет комбинировать измерения глубины с помощью интерферометрии с измерениями плотности. Обнаружены различные корреляции между состоянием здоровья ткани и измерениями субклеточных объектов. Например, установлено, что при переходе ткани от нормального состояния к раковому средний размер клеточных ядер увеличивается. Фазоконтрастная рентгеновская визуализация (рисунок 26) относится к ряду методов, использующих фазовую информацию когерентного рентгеновского пучка для визуализации мягких тканей. (Для базового обсуждения см. Фазоконтрастная рентгеновская визуализация (введение). Для более подробного обзора см. Фазоконтрастная рентгеновская визуализация.) Она стала важным методом визуализации клеточных и гистологических структур в широком спектре биологических и медицинских исследований. Существует несколько технологий, используемых для фазоконтрастной рентгеновской визуализации, все они используют различные принципы для преобразования фазовых изменений в рентгеновских лучах, выходящих из объекта, в изменения интенсивности. К ним относятся фазовый контраст, основанный на распространении, интерферометрия Талбота, визуализация с усилением преломления и рентгеновская интерферометрия. Эти методы обеспечивают более высокий контраст по сравнению с обычной рентгеновской визуализацией контраста поглощения, что позволяет видеть более мелкие детали. Недостатком является то, что эти методы требуют более сложного оборудования, такого как синхротронные или микрофокусные источники рентгеновских лучей, рентгеновская оптика или высокоразрешающие рентгеновские детекторы.