астрономический оптический инструмент для измерения чрезвычайно малых угловых расстояний (десятые и сотые доли секунды дуги) с использованием явления интерференции света. Применяется в основном для измерения угловых расстояний между компонентами тесных двойных звёзд (См. Двойные звёзды) (с близкими по блеску компонентами) и угловых диаметров звёзд. Различают простой и перископический З. и. Первый - это обычный телескоп, на объектив которого падет непрозрачный экран с двумя одинаковыми по форме отверстиями, например параллельными щелями. В этом случае на изображении звезды наблюдаются интерференционные полосы, вид которых меняется при изменении расстояния между отверстиями в экране, а в случае двойных звёзд - и от взаимной ориентации линии, соединяющей компоненты двойной звезды и отверстий в экране. Простой З. и. позволяет примерно удвоить разрешающую способность телескопа.

В периодическом З. и., предложенном А. А. Майкельсоном (США), перед объективом телескопа установлена оптическая система из двух пар плоских зеркал, позволяющая направить в объектив телескопа два более удалённых друг от друга световых луча от измеряемого источника. Эта система увеличивает разрешающую способность телескопа пропорционально расстоянию между крайними зеркалами. В 1920-21 с помощью перископических З. и. были впервые измерены угловые диаметры нескольких звёзд.

Лит.: Мартынов Д. Я., Курс практической астрофизики, 2 изд., М., 1967.

Е. С. Кулагин.

Схема перископического звёздного интерферометра: S₁, S₂, S₃, S₄ - плоские зеркала.

измерительный прибор, в котором используется Интерференция волн. Существуют И. для звуковых и для электромагнитных волн: оптических (ультрафиолетовой, видимой и инфракрасной областей спектра) и радиоволн различной длины. Применяются И. весьма широко. Так, акустические И. и радиоинтерферометры используются для измерения скорости распространения волн (акустических и радио), для измерения расстояний между двумя излучателями волн или между излучателем и отражающим телом, т. е. применяются как дальномеры. Наибольшее распространение получили оптические И., о которых пойдёт речь ниже. Они применяются для измерения длин волн спектральных линий, показателей преломления прозрачных сред, абсолютных и относительных длин, угловых размеров звёзд и пр., для контроля качества оптических деталей и их поверхностей, для контроля чистоты обработки металлических поверхностей и пр.

Принцип действия всех И. одинаков, и различаются они лишь методами получения когерентных волн и тем, какая величина непосредственно измеряется. Пучок света с помощью того или иного устройства пространственно разделяется на два или большее число когерентных пучков (см. Когерентность), которые проходят различные оптические пути, а затем сводятся вместе. В месте схождения пучков наблюдается интерференционная картина (см. Интерференция света), вид которой, т. е. форма и взаимное расположение интерференционных максимумов и минимумов, зависит от способа разделения пучка света на когерентные пучки, от числа интерферирующих пучков, разности их оптических путей (оптической разности хода), относительной интенсивности, размеров источника, спектрального состава света.

Методы получения когерентных пучков в И. очень разнообразны, поэтому существует большое число различных конструкций И. По числу интерферирующих пучков света оптические И. можно разбить на многолучевые и двухлучевые.

Примером двухлучевого И. может служить И. Майкельсона (рис. 1). Параллельный пучок света источника L, попадая на полупрозрачную пластинку P₁, разделяется на пучки 1 и 2. После отражения от зеркал M₁ и M₂ и повторного прохождения через пластинку P₁ оба пучка попадают в объектив O₂, в фокальной плоскости D которого они интерферируют. Оптическая разность хода Δ = 2(AC - AB) = 2l, где l - расстояние между зеркалом M₂ и мнимым изображением M₁' зеркала M₁ в пластинке P₁. Таким образом, наблюдаемая интерференционная картина эквивалентна интерференции в воздушной пластинке толщиной l. Если зеркало M₁ расположено так, что M₁' и M₂ параллельны, то образуются полосы равного наклона, локализованные в фокальной плоскости объектива O₂ и имеющие форму концентрических колец. Если же M₂ и M₁' образуют воздушный клин, то возникают полосы равной толщины, локализованные в плоскости клина M₂M₁' и представляющие собой параллельные линии.

И. Майкельсона широко используется в физических измерениях и технических приборах. С его помощью впервые была измерена абсолютная величина длины волны света, доказана независимость скорости света от движения Земли (см. Майкельсона опыт). Перемещая одно из зеркал И. Майкельсона, получают возможность плавно изменять Δ, а зависимость интенсивности центрального пятна от Δ, в свою очередь, даёт возможность анализировать спектральный состав падающего излучения с разрешением 1/Δ см^-1. На этом принципе построены Фурье-спектрометры (см. Фурье-спектроскопия), применяющиеся для длинноволновой инфракрасной области спектра (50-1000 мкм) при решении задач физики твёрдого тела, органической химии и химии полимеров, диагностики плазмы. Впервые получено разрешение Интерферометр 0,005 см^-1 в диапазоне длин волн 0,8-3,5 мкм на Фурье-спектрометре, разность хода в котором контролировалась и измерялась с помощью гелий-неонового газового лазера (См. Газовый лазер).

Сочетание И. Майкельсона и призменного монохроматора (рис. 2, а) - Компаратор интерференционный Кёстерса - применяется для абсолютного и относительного измерений длин концевых мер (См. Концевые меры) (измерительных плиток) сравнением их с длиной волны света или между собой с точностью ≈ 0,025 мкм, а сочетание его с лазером (при стабилизации частоты Интерферометр 2․10^-9) позволяет с такой же абсолютной точностью измерять длины порядка 10 м. При замене плоских зеркал в И. Майкельсона отражающими триэдрами его используют для измерения углов с точностью до 10^-6 рад. Сочетание И. Майкельсона с микроскопом (микроинтерферометр В. П. Линника) позволяет по виду интерференционной картины определять величину и форму микронеровностей металлических поверхностей.

Существуют двухлучевые И., предназначенные для измерения показателей преломления газов и жидкостей, - интерференционные Рефрактометры. Один из них - И. Жамена (рис. 3). Пучок света S после отражения от передней и задней поверхностей первой пластины P₁ разделяется на два пучка S₁ и S₂. Пройдя через кюветы K₁ и K₂, пучки, отразившиеся от поверхностей пластины P₂, попадают в зрительную трубу Т, где интерферируют, образуя полосы равного наклона. Если одна из кювет наполнена веществом с показателем преломления n₁, а другая с n₂, то по смещению интерференционной картины на число полос m по сравнению со случаем, когда обе кюветы наполнены одним и тем же веществом, можно найти Δn = n₁ - n₂ = =mλ/l (l - длина кюветы).

Разновидностями И. Жамена являются И. Маха - Цендера и И. Рождественского (рис. 4), где используются две полупрозрачные пластинки P₁ и P₂ и два зеркала M₁ и M₂. В этих И. расстояние между пучками S₁ и S₂ может быть сделано очень большим, что облегчает установку в один из них различных исследуемых объектов, поэтому они широко применяются в аэрогазодинамических исследованиях.

В И. Рэлея (рис. 5) интерферирующие пучки выделяются с помощью двух щелевых диафрагм D. Пройдя кюветы K₁ и K₂, эти пучки собираются в фокальной плоскости объективом O₂, где образуется интерференционная картина полос равного наклона, которая рассматривается через окуляр O₃. При этом часть пучков, выходящих из диафрагм, проходит ниже кювет и образует свою интерференционную картину, расположенную ниже первой. Если показатели преломления n₁ и n₂ веществ в кюветах, то из-за разности хода в кюветах верхняя картина сместится относительно нижней. Измеряя величину смещения по числу полос m, можно найти Δn.

Точность измерения показателей преломления с помощью интерференционных рефрактометров очень высока и достигает 7-го и даже 8-го десятичного знака.

Для измерения угловых размеров звёзд и угловых расстояний между двойными звёздами применяется звёздный И. Майкельсона (рис. 6). Свет от звезды, отразившись от зеркал M₁, M₂, M₃, M₄, образует в фокальной плоскости телескопа интерференционную картину. Угловое расстояние между соседними максимумами θ = λ/D (рис. 6, б). При наличии двух близких звёзд, находящихся на угловом расстоянии φ, в телескопе образуются две интерференционные картины, также смещенные на угол φ. Изменением D добиваются наихудшей видимости картины, что будет при условии φ = ¹/₂θ = λ/2D, откуда можно определить φ.

Многолучевой И. Фабри - Перо (рис. 7) состоит из двух стеклянных или кварцевых пластинок P₁ и P₂, на обращённые друг к другу и параллельные между собой поверхности которых нанесены зеркальные покрытия с высоким (85-98\%) коэффициентом отражения. Параллельный пучок света, падающий из объектива O₁, в результате многократных отражений от зеркал образует большое число параллельных, когерентных пучков с постоянной разностью хода между соседними пучками. В результате многолучевой интерференции в фокальной плоскости L объектива O₂ образуется интерференционная картина, имеющая форму концентрических колец с резкими интенсивными максимумами, положение которых зависит от длины волны. Поэтому И. Фабри - Перо разлагает сложное излучение в спектр. Применяется И. Фабри - Перо как интерференционный спектральный прибор высокой разрешающей силы. Специальные сканирующие И. Фабри - Перо с фотоэлектрической регистрацией используются для исследования спектров в видимой, инфракрасной и сантиметровой областях длин волн. Разновидностью И. Фабри - Перо являются оптические резонаторы Лазеров, излучающая среда которых располагается между зеркалами И.

К многолучевым И. также относятся различного рода дифракционные решётки (См. Дифракционная решётка), которые используются как интерференционные спектральные приборы.

Лит.: Ландсберг Г. С., Оптика, 4 изд., M., 1957 (Общий курс физики, т. 3); Захарьевский А. Н., Интерферометры, М., 1952; Королёв Ф. А., Спектроскопия высокой разрешающей силы, М., 1953; Толанский С., Спектроскопия высокой разрешающей силы, пер. с англ., М., 1955; Инфракрасная спектроскопия высокого разрешения, пер. с франц., М., 1972; Жакино П., Последние достижения интерференционной спектроскопии, "Успехи физических наук", 1962, т. 78, с. 123.

В. И. Малышев.

Рис. 1. Схема интерферометра Майкельсона (P₂ - пластинка, компенсирующая дополнительную разность хода, появляющуюся за счёт того, что луч 1 проходит дважды через пластинку P₁).

Рис. 2. а - схема интерферометра Кёстерса (обозначения те же, что в интерферометре Майкельсона; А - диспергирующая призма, К - концевая мера, S₁ - щель монохроматора); б - вид интерференционной картины.

Рис. 3. Схема интерферометра Жамена.

Рис. 4. Схема интерферометра Рождественского.

Рис. 5. а - схема интерферометра Рэлея; б - вид интерференционной картины.

Рис. 6. а - схема звёздного интерферометра Майкельсона; б - вид интерференционных картин.

Рис. 7. Схема интерферометра Фабри - Перо (S - источник света).