El interferómetro de Michelson es una configuración común para la interferometría óptica y fue inventado por Albert Abraham Michelson . Usando un divisor de haz , una fuente de luz se divide en dos brazos. Cada uno de esos haces de luz se refleja hacia el divisor de haz, que luego combina sus amplitudes utilizando el principio de superposición . El patrón de interferencia resultante que no se dirige hacia la fuente se dirige típicamente a algún tipo de detector fotoeléctrico o cámara. Para diferentes aplicaciones del interferómetro, las dos trayectorias de luz pueden tener diferentes longitudes o incorporar elementos ópticos o incluso materiales sometidos a prueba.
El interferómetro de Michelson (entre otras configuraciones de interferómetro) se emplea en muchos experimentos científicos y se hizo muy conocido por su uso por Albert Michelson y Edward Morley en el famoso experimento de Michelson-Morley (1887) [1] en una configuración que habría detectado la tierra movimiento a través del supuesto éter luminífero que la mayoría de los físicos en ese momento creían que era el medio en el que se propagaban las ondas de luz. El resultado nulo de ese experimento esencialmente refutó la existencia de tal éter, lo que finalmente condujo a la teoría especial de la relatividad y la revolución de la física a principios del siglo XX. En 2015, otra aplicación del interferómetro de Michelson, LIGO , realizó la primera observación directa de ondas gravitacionales . [2] Esa observación confirmó una predicción importante de la relatividad general , validando la predicción de la teoría de la distorsión del espacio-tiempo en el contexto de eventos cósmicos a gran escala (conocidos como pruebas de campo fuerte ).
Configuración
Un interferómetro de Michelson consiste mínimamente de espejos M 1 y M 2 y un divisor de haz M . En la figura 2, una fuente S emite luz que incide en el divisor de haz (en este caso, un divisor de haz de placa) superficie M en el punto C . M es parcialmente reflectante, por lo que parte de la luz se transmite a través del punto B , mientras que algunos se refleja en la dirección de A . Ambos haces se recombinan en el punto C ' para producir un patrón de interferencia que incide en el detector en el punto E (o en la retina del ojo de una persona). Si hay un ligero ángulo entre los dos haces de retorno, por ejemplo, un detector de imágenes registrará un patrón de franjas sinusoidales como se muestra en la Fig. 3b. Si hay una alineación espacial perfecta entre los haces de retorno, entonces no habrá tal patrón sino una intensidad constante sobre el haz que depende de la longitud de trayectoria diferencial; esto es difícil y requiere un control muy preciso de las trayectorias del haz.
La figura 2 muestra el uso de una fuente coherente (láser). También se puede usar luz espectral de banda estrecha de una descarga o incluso luz blanca; sin embargo, para obtener un contraste de interferencia significativo se requiere que la longitud de trayectoria diferencial se reduzca por debajo de la longitud de coherencia de la fuente de luz. Eso puede ser solo micrómetros para luz blanca, como se explica a continuación.
Si se emplea un divisor de haz sin pérdidas, se puede demostrar que se conserva la energía óptica . En cada punto del patrón de interferencia, la potencia que no se dirige al detector en E está más bien presente en un haz (no mostrado) que regresa en la dirección de la fuente.
Como se muestra en las figuras 3a y 3b, el observador tiene una vista directa del espejo M 1 visto a través del divisor de haz y ve una imagen reflejada M ' 2 del espejo M 2 . Las franjas pueden ser interpretados como el resultado de la interferencia entre la luz procedente de las dos imágenes virtuales S ' 1 y S' 2 de la fuente original S . Las características del patrón de interferencia dependen de la naturaleza de la fuente de luz y la orientación precisa de los espejos y el divisor de haz. En la Fig.3a, los elementos ópticos están orientados de manera que S ' 1 y S' 2 estén alineados con el observador, y el patrón de interferencia resultante consiste en círculos centrados en la normal a M 1 y M ' 2 (franjas de igual inclinación ). Si, como en la Fig. 3b, M 1 y M ' 2 están inclinados entre sí, las franjas de interferencia generalmente tomarán la forma de secciones cónicas (hipérbolas), pero si M 1 y M' 2 se superponen, las franjas se acercan el eje será recto, paralelo e igualmente espaciado (franjas de igual espesor). Si S es una fuente extendida en lugar de una fuente puntual como se ilustra, las franjas de la Fig. 3a deben observarse con un telescopio colocado en el infinito, mientras que las franjas de la Fig. 3b se localizarán en los espejos. [3] : 17
Ancho de banda de origen
La luz blanca tiene una longitud de coherencia minúscula y es difícil de usar en un interferómetro de Michelson (o Mach-Zehnder ). Incluso una fuente espectral de banda estrecha (o "cuasi-monocromática") requiere una atención cuidadosa a los problemas de dispersión cromática cuando se utiliza para iluminar un interferómetro. Los dos caminos ópticos deben ser prácticamente iguales para todas las longitudes de onda presentes en la fuente. Este requisito puede cumplirse si ambas trayectorias de luz atraviesan un vidrio de igual espesor de la misma dispersión . En la Fig. 4a, el haz horizontal cruza el divisor de haz tres veces, mientras que el haz vertical cruza el divisor de haz una vez. Para igualar la dispersión, se puede insertar una denominada placa de compensación idéntica al sustrato del divisor de haz en la trayectoria del haz vertical. [3] : 16 En la Fig. 4b, vemos que el uso de un divisor de haz de cubo ya iguala las longitudes de trayectoria en el vidrio. El requisito de ecualización de la dispersión se elimina utilizando luz de banda extremadamente estrecha de un láser.
La extensión de las franjas depende de la longitud de coherencia de la fuente. En la figura 3b, la luz de sodio amarilla utilizada para la ilustración de franjas consiste en un par de líneas estrechamente espaciadas, D 1 y D 2 , lo que implica que el patrón de interferencia se difuminará después de varios cientos de franjas. Los láseres de modo longitudinal único son muy coherentes y pueden producir interferencias de alto contraste con longitudes de trayectoria diferenciales de millones o incluso miles de millones de longitudes de onda. Por otro lado, usando luz blanca (banda ancha), la franja central es nítida, pero lejos de la franja central, las franjas se colorean y rápidamente se vuelven indistintas a la vista.
Los primeros experimentales que intentaron detectar la velocidad de la tierra en relación con el supuesto éter luminífero , como Michelson y Morley (1887) [1] y Miller (1933), [4] utilizaron luz cuasi monocromática solo para la alineación inicial y la ecualización de la trayectoria gruesa de la interferómetro. A partir de entonces, cambiaron a luz blanca (banda ancha), ya que usando interferometría de luz blanca podían medir el punto de ecualización de fase absoluta (en lugar de módulo de fase 2π), estableciendo así las longitudes de trayectoria de los dos brazos iguales. [5] [nota 1] [6] [nota 2] Más importante aún, en un interferómetro de luz blanca, siempre se detectaría cualquier "salto de franja" posterior (cambio de longitud de trayectoria diferencial de una longitud de onda).
Aplicaciones
La configuración del interferómetro de Michelson se utiliza en varias aplicaciones diferentes.
Espectrómetro de transformada de Fourier
La figura 5 ilustra el funcionamiento de un espectrómetro de transformada de Fourier, que es esencialmente un interferómetro de Michelson con un espejo móvil. (Un espectrómetro de transformada de Fourier práctico sustituiría los reflectores de cubo de esquina por los espejos planos del interferómetro de Michelson convencional, pero para simplificar, la ilustración no muestra esto). Un interferograma se genera al realizar mediciones de la señal en muchas posiciones discretas del espejo. Una transformada de Fourier convierte el interferograma en un espectro real. [7] Los espectrómetros de transformada de Fourier pueden ofrecer ventajas significativas sobre los espectrómetros dispersivos ( es decir, de rejilla y prisma) en determinadas condiciones. (1) En efecto, el detector del interferómetro de Michelson monitorea todas las longitudes de onda simultáneamente durante toda la medición. Cuando se usa un detector ruidoso, como en longitudes de onda infrarrojas, esto ofrece un aumento en la relación señal / ruido mientras se usa un solo elemento detector; (2) el interferómetro no requiere una apertura limitada como lo hacen los espectrómetros de rejilla o prisma, que requieren que la luz entrante pase a través de una rendija estrecha para lograr una alta resolución espectral. Esto es una ventaja cuando la luz entrante no es de un solo modo espacial. [8] Para obtener más información, consulte la ventaja de Fellgett .
Interferómetro Twyman-Green
El interferómetro Twyman-Green es una variación del interferómetro de Michelson utilizado para probar pequeños componentes ópticos, inventado y patentado por Twyman y Green en 1916. Las características básicas que lo distinguen de la configuración de Michelson son el uso de una fuente de luz puntual monocromática y un colimador . Michelson (1918) criticó la configuración Twyman-Green por no ser adecuada para la prueba de grandes componentes ópticos, ya que las fuentes de luz disponibles tenían una longitud de coherencia limitada . Michelson señaló que las restricciones en la geometría forzadas por la longitud de coherencia limitada requerían el uso de un espejo de referencia del mismo tamaño que el espejo de prueba, lo que hacía que el Twyman-Green no fuera práctico para muchos propósitos. [9] Décadas más tarde, el advenimiento de las fuentes de luz láser respondió a las objeciones de Michelson.
El uso de un espejo de referencia con figura en un brazo permite utilizar el interferómetro Twyman – Green para probar diversas formas de componentes ópticos, como lentes o espejos telescópicos. [10] La Fig. 6 ilustra un interferómetro Twyman-Green configurado para probar una lente. Una fuente puntual de luz monocromática se expande mediante una lente divergente (no mostrada), luego se colima en un haz paralelo. Se coloca un espejo esférico convexo de modo que su centro de curvatura coincida con el foco de la lente que se está probando. El haz emergente es registrado por un sistema de imágenes para su análisis. [11]
Interferómetro láser de trayectoria desigual
El "LUPI" es un interferómetro Twyman-Green que utiliza una fuente de luz láser coherente. La longitud de alta coherencia de un láser permite longitudes de trayectoria desiguales en los brazos de prueba y de referencia y permite un uso económico de la configuración Twyman-Green para probar componentes ópticos grandes. Tajammal M ha utilizado un esquema similar en su tesis doctoral (Universidad de Manchester, Reino Unido, 1995) para equilibrar dos brazos de un sistema LDA. Este sistema utiliza acoplador de dirección de fibra óptica.
Medidas estelares
El interferómetro estelar de Michelson se utiliza para medir el diámetro de las estrellas. En 1920, Michelson y Francis G. Pease lo usaron para medir el diámetro de Betelgeuse , la primera vez que se midió el diámetro de una estrella distinta al sol.
Detección de ondas gravitacionales
La interferometría de Michelson es el método líder para la detección directa de ondas gravitacionales . Esto implica detectar pequeñas tensiones en el espacio mismo, que afectan de manera desigual a dos brazos largos del interferómetro, debido a una fuerte onda gravitacional pasajera. En 2015, la primera detección de ondas gravitacionales se logró utilizando los dos interferómetros de Michelson, cada uno con brazos de 4 km, que componen el Observatorio de ondas gravitacionales del interferómetro láser . [12] Esta fue la primera validación experimental de ondas gravitacionales, predicha por la Teoría de la Relatividad General de Albert Einstein . Con la adición del interferómetro Virgo en Europa, fue posible calcular la dirección desde la que se originan las ondas gravitacionales, utilizando las pequeñas diferencias de tiempo de llegada entre los tres detectores. [13] [14] [15] En 2020, India estaba construyendo un cuarto interferómetro de Michelson para la detección de ondas de gravedad.
Aplicaciones misceláneas
La Fig. 7 ilustra el uso de un interferómetro de Michelson como filtro de banda estrecha sintonizable para crear dopplergramas de la superficie del Sol. Cuando se utilizan como un filtro de banda estrecha sintonizable, los interferómetros de Michelson presentan una serie de ventajas y desventajas en comparación con tecnologías de la competencia como los interferómetros de Fabry-Pérot o los filtros de Lyot . Los interferómetros de Michelson tienen el campo de visión más grande para una longitud de onda específica y su funcionamiento es relativamente sencillo, ya que la sintonización se realiza mediante la rotación mecánica de las placas de ondas en lugar de mediante el control de alto voltaje de los cristales piezoeléctricos o los moduladores ópticos de niobato de litio como se usa en un sistema Fabry-Pérot . En comparación con los filtros Lyot, que utilizan elementos birrefringentes, los interferómetros de Michelson tienen una sensibilidad a la temperatura relativamente baja. En el lado negativo, los interferómetros de Michelson tienen un rango de longitud de onda relativamente restringido y requieren el uso de prefiltros que restringen la transmitancia. La fiabilidad de los interferómetros de Michelson ha tendido a favorecer su uso en aplicaciones espaciales, mientras que la amplia gama de longitudes de onda y la simplicidad general de los interferómetros Fabry-Pérot han favorecido su uso en sistemas terrestres. [dieciséis]
Otra aplicación del interferómetro de Michelson es la tomografía de coherencia óptica (OCT), una técnica de imágenes médicas que utiliza interferometría de baja coherencia para proporcionar visualización tomográfica de microestructuras de tejido interno. Como se ve en la Fig. 8, el núcleo de un sistema OCT típico es un interferómetro de Michelson. Un brazo del interferómetro se enfoca en la muestra de tejido y escanea la muestra en un patrón de trama longitudinal XY. El otro brazo del interferómetro rebota en un espejo de referencia. La luz reflejada de la muestra de tejido se combina con la luz reflejada de la referencia. Debido a la baja coherencia de la fuente de luz, la señal interferométrica se observa solo en una profundidad de muestra limitada. Por lo tanto, el escaneo XY registra un corte óptico delgado de la muestra a la vez. Al realizar múltiples exploraciones, moviendo el espejo de referencia entre cada exploración, se puede reconstruir una imagen tridimensional completa del tejido. [17] [18] Los avances recientes se han esforzado por combinar la recuperación de fase nanométrica de la interferometría coherente con la capacidad de medición de la interferometría de baja coherencia. [19]
Otras aplicaciones incluyen el interferómetro de línea de retardo que convierte la modulación de fase en modulación de amplitud en redes DWDM , la caracterización de circuitos de alta frecuencia [20] [21] y la generación de energía THz de bajo costo. [22]
Aplicaciones atmosféricas y espaciales
El interferómetro de Michelson ha jugado un papel importante en los estudios de la atmósfera superior , revelando temperaturas y vientos, empleando instrumentos espaciales y terrestres, midiendo los anchos Doppler y los cambios en los espectros de resplandor de aire y auroras. Por ejemplo, el interferómetro de imágenes del viento, WINDII, [23] en el satélite de investigación de la atmósfera superior, UARS, (lanzado el 12 de septiembre de 1991) midió los patrones globales de viento y temperatura de 80 a 300 km utilizando la emisión de resplandor de aire visible de estos altitudes como un objetivo y empleando interferometría Doppler óptica para medir los pequeños cambios de longitud de onda de las estrechas líneas de emisión de resplandor atmosférico atómico y molecular inducidas por la velocidad global de la atmósfera que transporta las especies emisoras. El instrumento era un interferómetro de Michelson de paso de fase compensado térmicamente y acromático de campo de vidrio, junto con un detector CCD desnudo que obtenía imágenes de la rama luminiscente a través del interferómetro. Se procesó una secuencia de imágenes escalonadas para derivar la velocidad del viento para dos direcciones de vista ortogonales, obteniendo el vector de viento horizontal.
El principio de utilizar un interferómetro polarizador de Michelson como filtro de banda estrecha fue descrito por primera vez por Evans [24], quien desarrolló un fotómetro birrefringente en el que la luz entrante se divide en dos componentes polarizados ortogonalmente mediante un divisor de haz polarizador, intercalado entre dos mitades de un Michelson. cubo. Esto condujo al primer interferómetro de Michelson polarizador de campo amplio descrito por Title y Ramsey [25], que se utilizó para observaciones solares; y condujo al desarrollo de un instrumento refinado aplicado a las mediciones de oscilaciones en la atmósfera del sol, empleando una red de observatorios alrededor de la Tierra conocida como Global Oscillations Network Group (GONG). [26]
El interferómetro polarizador atmosférico de Michelson, PAMI, desarrollado por Bird et al., [27] y discutido en Spectral Imaging of the Atmosphere , [28] combina la técnica de ajuste de polarización de Title y Ramsey [25] con Shepherd et al. [29] técnica para derivar vientos y temperaturas a partir de mediciones de tasa de emisión en diferencias de trayectoria secuencial, pero el sistema de escaneo utilizado por PAMI es mucho más simple que los sistemas de espejos móviles en el sentido de que no tiene partes móviles internas, sino que escanea con un polarizador externo al interferómetro. El PAMI se demostró en una campaña de observación [30] en la que se comparó su rendimiento con un espectrómetro Fabry-Pérot y se empleó para medir los vientos de la región E.
Más recientemente, el Helioseismic and Magnetic Imager ( HMI ), en el Observatorio de Dinámica Solar , emplea dos interferómetros Michelson con un polarizador y otros elementos sintonizables, para estudiar la variabilidad solar y caracterizar el interior del Sol junto con los diversos componentes de la actividad magnética. HMI toma medidas de alta resolución del campo magnético longitudinal y vectorial sobre todo el disco visible, ampliando así las capacidades de su predecesor, el instrumento MDI del SOHO (Ver Fig. 9). [31] HMI produce datos para determinar las fuentes interiores y los mecanismos de variabilidad solar y cómo los procesos físicos dentro del Sol están relacionados con el campo magnético de la superficie y la actividad. También produce datos que permiten estimaciones del campo magnético coronal para estudios de variabilidad en la atmósfera solar extendida. Las observaciones de HMI ayudarán a establecer las relaciones entre la dinámica interna y la actividad magnética para comprender la variabilidad solar y sus efectos. [32]
En un ejemplo del uso del MDI, los científicos de Stanford informaron sobre la detección de varias regiones de manchas solares en el interior profundo del Sol, uno o dos días antes de que aparecieran en el disco solar. [33] La detección de manchas solares en el interior solar puede, por tanto, proporcionar valiosas advertencias sobre la próxima actividad magnética de la superficie que podría utilizarse para mejorar y ampliar las predicciones de los pronósticos meteorológicos espaciales.
Temas técnicos
Interferómetro de fase escalonada
Se trata de un interferómetro de Michelson en el que el espejo de un brazo se sustituye por un etalón Gires-Tournois . [34] La onda altamente dispersa reflejada por el etalón Gires-Tournois interfiere con la onda original reflejada por el otro espejo. Debido a que el cambio de fase del etalón de Gires-Tournois es una función casi escalonada de la longitud de onda, el interferómetro resultante tiene características especiales. Tiene una aplicación en comunicaciones de fibra óptica como intercalador óptico .
Ambos espejos en un interferómetro de Michelson se pueden reemplazar con etalones Gires-Tournois. La relación escalonada de fase a longitud de onda es por lo tanto más pronunciada, y esto puede usarse para construir un intercalador óptico asimétrico. [ cita requerida ]
Interferometría de conjugación de fase
La reflexión del espejo de conjugación de fase de dos haces de luz invierte su diferencia de fase al opuesto . Por esta razón, el patrón de interferencia en el interferómetro de doble haz cambia drásticamente. En comparación con la curva de interferencia de Michelson convencional con un período de media longitud de onda:
,
dónde es una función de correlación de segundo orden, la curva de interferencia en el interferómetro de conjugación de fase [35] tiene un período mucho más largo definido por el desplazamiento de frecuencia de haces reflejados:
, donde la curva de visibilidad es distinta de cero cuando la diferencia de trayectoria óptica excede la longitud de coherencia de los haces de luz. Las características no triviales de las fluctuaciones de fase en el espejo óptico de conjugación de fase se habían estudiado mediante un interferómetro de Michelson con dos espejos de PC independientes. [36] La interferometría de Michelson de conjugación de fase es una tecnología prometedora para la suma coherente de amplificadores láser. [37] Interferencia constructiva en una matriz que contiene divisores de haz de Los rayos láser sincronizados por conjugación de fase pueden aumentar el brillo de los rayos amplificados como. [38]
Ver también
- Lista de tipos de interferómetros
- Observatorio de ondas gravitacionales con interferómetro láser LIGO
- NPOI
- GEO600
- VIRGO
Notas
- ↑ Michelson (1881) escribió: "... cuando [las franjas que usaban luz de sodio] eran de ancho conveniente y de máxima nitidez, se quitó la llama de sodio y se sustituyó de nuevo la lámpara.Luego se giró lentamente eltornillo m hasta que las bandas reaparecieron. Entonces, por supuesto, estaban coloreados, excepto la banda central, que era casi negra ".
- ↑ Shankland (1964) escribió sobre el experimento de 1881, p. 20: " Las franjas de interferencia se encontraron utilizando primero una fuente de luz de sodio y, después de ajustar para obtener la máxima visibilidad, la fuente se cambió a luz blanca y luego se ubicaron las franjas de colores. Se utilizaron franjas de luz blanca para facilitar la observación de los cambios en la posición de el patrón de interferencia " . Y con respecto al experimento de 1887, p. 31: " Con este nuevo interferómetro, la magnitud del cambio esperado del patrón de interferencia de luz blanca fue de 0,4 de una franja cuando el instrumento fue girado en un ángulo de 90 ° en el plano horizontal. (El cambio correspondiente en el interferómetro de Potsdam había sido 0,04 de franja.) "
Referencias
- ↑ a b Albert Michelson; Edward Morley (1887). "Sobre el movimiento relativo de la tierra y el éter luminífero" . Revista estadounidense de ciencia . 34 (203): 333–345. Código Bibliográfico : 1887AmJS ... 34..333M . doi : 10.2475 / ajs.s3-34.203.333 .
- ^ Abbott, BP; et al. (Colaboración científica LIGO y Colaboración Virgo) (15 de junio de 2016). "GW151226: observación de ondas gravitacionales de una coalescencia de agujero negro binario de 22 masas solares". Cartas de revisión física . 116 (24): 241103. arXiv : 1606.04855 . Código Bibliográfico : 2016PhRvL.116x1103A . doi : 10.1103 / PhysRevLett.116.241103 . PMID 27367379 .
- ^ a b Hariharan, P. (2007). Conceptos básicos de interferometría, segunda edición . Elsevier. ISBN 978-0-12-373589-8.
- ^ Dayton C. Miller, "El experimento de la deriva del éter y la determinación del movimiento absoluto de la Tierra", Rev. Mod. Phys. , V5, N3, págs. 203-242 (julio de 1933).
- ^ Michelson, AA (1881). "El movimiento relativo de la tierra y el éter luminífero" . Revista estadounidense de ciencia . 22 (128): 120-129. Código Bibliográfico : 1881AmJS ... 22..120M . doi : 10.2475 / ajs.s3-22.128.120 .
- ^ Shankland, RS (1964). "Experimento de Michelson-Morley". Revista estadounidense de física . 31 (1): 16–35. Código Bibliográfico : 1964AmJPh..32 ... 16S . doi : 10.1119 / 1.1970063 .
- ^ "Espectrometría por transformada de Fourier" . OPI - Optique pour l'Ingénieur . Consultado el 3 de abril de 2012 .
- ^ "Operación del interferómetro de Michelson" . Ingeniería de bloques . Consultado el 26 de abril de 2012 .
- ^ Michelson, AA (1918). "Sobre la corrección de superficies ópticas" . Actas de la Academia Nacional de Ciencias de los Estados Unidos de América . 4 (7): 210–212. Código bibliográfico : 1918PNAS .... 4..210M . doi : 10.1073 / pnas.4.7.210 . PMC 1091444 . PMID 16576300 .
- ^ Malacara, D. (2007). "Interferómetro Twyman-Green". Pruebas de taller óptico . págs. 46–96. doi : 10.1002 / 9780470135976.ch2 . ISBN 9780470135976.
- ^ "Dispositivos interferenciales - Interferómetro Twyman-Green" . OPI - Optique pour l'Ingénieur . Consultado el 4 de abril de 2012 .
- ^ "¿Qué es un interferómetro?" . Laboratorio LIGO - Caltech . Consultado el 23 de abril de 2018 .
- ^ "Ondas gravitacionales detectadas 100 años después de la predicción de Einstein" . caltech.edu . Consultado el 23 de abril de 2018 .
- ^ Naturaleza , "El amanecer de una nueva astronomía", M. Coleman Miller, Vol 531, número 7592, página 40, 3 de marzo de 2016
- ^ The New York Times , "Con débil chirrido, los científicos demuestran que Einstein es correcto", Dennis Overbye, 12 de febrero de 2016, página A1, Nueva York
- ^ Gary, GA; Balasubramaniam, KS "Notas adicionales sobre la selección de un sistema de múltiples étanos para ATST" (PDF) . Telescopio solar de tecnología avanzada. Archivado desde el original (PDF) el 10 de agosto de 2010 . Consultado el 29 de abril de 2012 .
- ^ Huang, D .; Swanson, EA; Lin, CP; Schuman, JS; et al. (1991). "Tomografía de coherencia óptica" (PDF) . Ciencia . 254 (5035): 1178–81. Código Bibliográfico : 1991Sci ... 254.1178H . doi : 10.1126 / science.1957169 . PMC 4638169 . PMID 1957169 . Consultado el 10 de abril de 2012 .
- ^ Fercher, AF (1996). "Tomografía de coherencia óptica" (PDF) . Revista de Óptica Biomédica . 1 (2): 157-173. Bibcode : 1996JBO ..... 1..157F . doi : 10.1117 / 12.231361 . PMID 23014682 . Archivado desde el original (PDF) el 25 de septiembre de 2018 . Consultado el 10 de abril de 2012 .
- ^ Olszak, AG; Schmit, J .; Heaton, MG "Interferometría: tecnología y aplicaciones" (PDF) . Bruker . Consultado el 1 de abril de 2012 .[ enlace muerto permanente ]
- ^ Seok, Eunyoung, et al. "Un oscilador push-push CMOS de 410 GHz con una antena de parche en el chip". 2008 IEEE International Solid-State Circuits Conference-Digest of Technical Papers. IEEE, 2008. | https://doi.org/10.1109/ISSCC.2008.4523262
- ^ Arenas, DJ; et al. (2011). "Caracterización de circuitos semiconductores de óxido de metal complementarios de casi terahercios utilizando un interferómetro de transformada de Fourier". Revisión de instrumentos científicos . 82 (10): 103106. doi : 10.1063 / 1.3647223 .
- ^ Shim, Dongha, et al. "Generación de energía THz más allá del transistor fmax". Generación de energía RF y mm-Wave en silicio. Prensa académica, 2016. 461-484. doi : 10.1016 / B978-0-12-408052-2.00017-7
- ^ Pastor, GG; et al. (1993). "WINDII, el interferómetro de imágenes del viento en el satélite de investigación de la atmósfera superior". J. Geophys. Res. 98 (D6): 10, 725-10, 750.
- ^ Evans, JW (1947). "El filtro birrefringente". J. Opt. Soc. Soy. 39 229.
- ^ a b Título, AM; Ramsey, HE (1980). "Mejoras en filtros birrefringentes. 6: Elementos birrefringentes analógicos". Apl. Optar. 19, pág. 2046.
- ^ Harvey, J .; et al. (1996). "Proyecto del Grupo de Red de Oscilación Global (GONG)" . Ciencia . 272 (5266): 1284–1286. Código Bibliográfico : 1996Sci ... 272.1284H . doi : 10.1126 / science.272.5266.1284 .
- ^ Bird, J .; et al. (1995). "Un interferómetro polarizador de Michelson para medir los vientos termosféricos". Meas. Sci. Technol. 6 (9): 1368-1378. Código Bibliográfico : 1995MeScT ... 6.1368B . doi : 10.1088 / 0957-0233 / 6/9/019 .
- ^ Pastor, GG (2002). Imágenes espectrales de la atmósfera . Prensa académica . ISBN 0-12-639481-4.
- ^ Pastor, GG; et al. (1985). "WAMDII: interferómetro de imagen de gran angular Michelson Doppler para Spacelab". Apl. Optar. 24, pág. 1571.
- ^ Bird, J .; Pastor GG; CA Tepley (1995). "Comparación de vientos termosféricos inferiores medidos por un interferómetro polarizador de Michelson y un espectrómetro Fabry-Pérot durante la campaña AIDA". Revista de Física Atmosférica y Terrestre . 55 (3): 313–324. Código Bibliográfico : 1993JATP ... 55..313B . doi : 10.1016 / 0021-9169 (93) 90071-6 .
- ^ Dean Pesnell; Kevin Addison (5 de febrero de 2010). "SDO - Observatorio de dinámica solar: SDO Instruments" . NASA . Consultado el 13 de febrero de 2010 .
- ^ Grupo de Investigación en Física Solar. "Investigación del generador de imágenes heliosísmico y magnético" . Universidad de Stanford . Consultado el 13 de febrero de 2010 .
- ^ Ilonidis, S .; Zhao, J .; Kosovichev, A. (2011). "Detección de regiones emergentes de manchas solares en el interior solar". Ciencia . 333 (6045): 993–996. Código bibliográfico : 2011Sci ... 333..993I . doi : 10.1126 / science.1206253 . PMID 21852494 .
- ^ F. Gires y P. Tournois (1964). "Interféromètre utilisable pour la compresión d'impulsions lumineuses modulées en fréquence". Comptes Rendus de l'Académie des Sciences de Paris . 258 : 6112–6115.
- ^ Basov, NG; Zubarev, IG; Mironov, AB; Michailov, SI; Okulov, A Yu (1980). "Interferómetro láser con espejos de inversión de frente de onda". Sov. Phys. JETP . 52 (5): 847. Código Bibliográfico : 1980ZhETF..79.1678B .
- ^ Basov, NG; Zubarev, IG; Mironov, AB; Michailov, SI; Okulov, A Yu (1980). "Fluctuaciones de fase de la onda Stockes producidas como resultado de la dispersión estimulada de la luz". Sov. Phys. JETP Lett . 31 (11): 645. Código Bibliográfico : 1980JETPL..31..645B .
- ^ Bowers, MW; Boyd, RW; Hankla, AK (1997). "Espejo conjugado de fase de vector de mezcla de cuatro ondas mejorado con Brillouin con capacidad de combinación de haz". Letras de óptica . 22 (6): 360–362. doi : 10.1364 / OL.22.000360 .
- ^ Okulov, A Yu (2014). "Red de láser de pulso con chirrido coherente con conjugador de fase Mickelson". Óptica aplicada . 53 (11): 2302–2311. arXiv : 1311.6703 . doi : 10.1364 / AO.53.002302 .
enlaces externos
- Diagramas de interferómetros de Michelson
- Aplicación de un interferómetro de fase escalonada en comunicación óptica
- Una vista de satélite del interferómetro VIRGO
- Un software gratuito, para simular y comprender los principios del interferómetro de Michelson, realizado por estudiantes de la Facultad de Ingeniería de la Universidad de Oporto.