简介天文光干涉仪能够实现恒星和星系的高角分辨率的测量。首次搭建的天文光干涉仪分别由菲索1868和迈克尔逊1890提出。迈克尔逊恒星干涉仪于1920年成功地测出参宿四的直径。现如今恒星干涉仪可用于前沿研究如外行星识别和恒星的超高分辨率4豪弧秒成像。在本文中一种经典的迈克逊恒星干涉仪将会在FRED里面进行设计和分析。恒星干涉仪设计系统的几何结构如图1所示。干涉仪由四个反射镜、一对小孔、一个正透镜和一个探测仪组成。图1.迈克尔逊恒星干涉仪的几何结构。反射镜M1和M2由可变的距离d分开。另一组反射镜使光线转向通过不透明掩膜上的一对小孔上。一个平凸透镜放置在掩膜的后面相应的具有吸收的探测器平面放置在透镜的焦平面处。考虑恒星的测量。恒星由一个多色光光源模拟它在一个小的角度范围内照射干涉仪这对应于它的角直径。正常入射在两个路径P1和P2之间没有光程差。然而进入到干涉仪中光线的光程差会随着角度的增大而增大。探测器上生成的干涉图样的一些例子如图2所示。图2.左角度范围为1弧秒的恒星在探测器上的白光干涉图样白光的中心波长为0.55um半带宽为0.1um。干涉仪的小孔半径为1mm反射镜距离为50mm。右增加反射镜间距到100mm的干涉图样此干涉图的能见度降低了。全局变量的脚本条纹可见度是光源角度范围、光谱含量、小孔半径和两个外反射镜M1和M2之间的距离d的函数。在实际中改变反射镜间距可以获得预期的未知值光源的角度范围。为了观察干涉图样上这些变量每个的影响使用FRED内置的BASIC脚本环境可以写入带有全局变量的嵌入式脚本。这些变量如图3所示。全局变量允许用户对脚本化FRED模型进行调整而不需要直接编辑脚本本身。图3.迈克尔逊恒星干涉仪的全局脚本变量嵌入式脚本可以用于产生具有合适波长和角距的光源来代表恒星对象。实现这个目的的一种方法是产生一对相干的平面波光源一个光源就位于M1之前另一个就位于M2之前。每个光源都有基于光源光谱的合适的波长和相对功率并且在提供的角度直径内的任意方向传播。一旦所有的光源创建好相干光线追迹就会执行。在探测器平面上的辐照度和彩色图会得到计算并显示出来。为了模拟迈克尔逊恒星干涉仪的运行额外的循环可以添加到脚本中它会在每一步扫描反射镜间距并计算条纹可见度。条纹可见度的第一个极小值会出现在dλ0/(2θ)处其中λ0是恒星发光的中心波长θ是以度为单位的角距。[1] “Astromomical Interferometer.” Wikipedia. September 16, 2015. Accessed December 15, 2015. https://en.wikipedia.org/wiki/Astronomical_interferometer[2] “Michelson Stellar Interferometer.” Wikipedia. June 15, 2014. Accessed December 15, 2015. https://en.wikipedia.org/wiki/Michelson_stellar_interferometer.[3] “Measurement of Stellar Diameters.” Brown, R. H. Annual Review of Astronomy and Astrophysics, vol. 6, p.13. 1968