[科普中國]-納拉布里恒星強(qiáng)度干涉儀

納拉布里恒星強(qiáng)度干涉儀 (NSII)是第一個(gè)測量大量恒星在可見光波長直徑的天文儀器。他是由Robert Hanbury Brown(還有其他人)設(shè)計(jì)的，他因這項(xiàng)工作在1971年獲得休斯勛章。

簡介納拉布里恒星強(qiáng)度干涉儀(NSII)是第一個(gè)測量大量恒星在可見光波長直徑的天文儀器。他是由Robert Hanbury Brown(還有其他人)設(shè)計(jì)的，他因這項(xiàng)工作在1971年獲得休斯勛章。它是由雪梨大學(xué)物理學(xué)院建造，座落于澳州新南威爾士中心偏北的納拉布里。它的設(shè)計(jì)是基于較早期由Hanbury Brown和Richard Q. Twiss在英國焦德雷班克建造的光學(xué)強(qiáng)度干涉儀。NSII從1963年工作至1974年，曾用來測量32顆恒星的角直徑。1

恒星恒星是一種天體，由引力凝聚在一起的一顆球型發(fā)光等離子體體，太陽就是最接近地球的恒星。在地球的夜晚可以看見的其他恒星，幾乎全都在銀河系內(nèi)，但由于距離非常遙遠(yuǎn)，這些恒星看似只是固定的發(fā)光點(diǎn)。歷史上，那些比較顯著的恒星被組成一個(gè)個(gè)的星座和星群，而最亮的恒星都有專有的傳統(tǒng)名稱。天文學(xué)家組合成的恒星目錄，提供了許多不同恒星命名的標(biāo)準(zhǔn)。

至少在恒星生命的一段時(shí)期，恒星會(huì)在核心進(jìn)行氫融合成氦的核聚變反應(yīng)，從恒星的內(nèi)部將能量向外傳輸，經(jīng)過漫長的路徑，然后從表面輻射到外太空。一旦核心的氫消耗殆盡，恒星的生命就即將結(jié)束。有一些恒星在生命結(jié)束之前，會(huì)經(jīng)歷恒星核合成的過程；而有些恒星在爆炸前會(huì)經(jīng)歷超新星核合成，會(huì)創(chuàng)建出幾乎所有比氦重的天然元素。在生命的盡頭，恒星也會(huì)包含簡并物質(zhì)。天文學(xué)家經(jīng)由觀測其在空間中的運(yùn)動(dòng)、亮度和光譜，確知一顆恒星的質(zhì)量、年齡、金屬量（化學(xué)元素的豐度），和許多其它屬性。一顆恒星的總質(zhì)量是恒星演化和決定最終命運(yùn)的主要因素：恒星在其一生中，包括直徑、溫度和其它特征，在生命的不同階段都會(huì)變化，而恒星周圍的環(huán)境會(huì)影響其自轉(zhuǎn)和運(yùn)動(dòng)。描繪眾多恒星的溫度相對(duì)于亮度的圖，即赫羅圖（H-R圖），可以讓我們測量一顆恒星的年齡和演化的狀態(tài)。

恒星的生命是由氣態(tài)星云（主要由氫、氦，以及其它微量的較重元素所組成）引力坍縮開始的。一旦核心有了足夠的密度，氫聚變成氦的核聚變反應(yīng)就可以穩(wěn)定的持續(xù)進(jìn)行，釋放過程中產(chǎn)生的能量。恒星內(nèi)部的其它部分會(huì)進(jìn)行組合，形成輻射層和對(duì)流層，將能量向外傳輸；恒星內(nèi)部的壓力能防止其因自身的重力繼續(xù)向內(nèi)坍縮。一旦耗盡了核心的氫燃料，質(zhì)量大于0.4太陽質(zhì)量的恒星，會(huì)膨脹成為一顆紅巨星，在某些情況下，在核心或核心周圍的殼層會(huì)融合成更重的元素。然后這顆恒星會(huì)演化出簡并型態(tài)，并將一些物質(zhì)回歸至星際空間的環(huán)境中。這些釋放至間中的物質(zhì)有助于形成新一代的恒星，它們會(huì)含有比例較高的重元素。與此同時(shí)，核心成為恒星殘骸：白矮星、中子星、或黑洞（如果它有足夠龐大的質(zhì)量）。

聯(lián)星和多星系統(tǒng)包含兩顆或更多受到引力束縛的恒星，通常彼此都在穩(wěn)定的軌道上各自運(yùn)行著。當(dāng)這樣的兩顆恒星在相對(duì)較近的軌道上時(shí)，其間的引力作用可以對(duì)它們的演化產(chǎn)生重大的影響。恒星可以構(gòu)成更巨大的引力束縛結(jié)構(gòu)，像是星團(tuán)或是星系。2

干涉 (物理學(xué))干涉（interference）在物理學(xué)中，指的是兩列或兩列以上的波在空間中重疊時(shí)發(fā)生疊加，從而形成新波形的現(xiàn)象。

例如采用分束器將一束單色光束分成兩束后，再讓它們在空間中的某個(gè)區(qū)域內(nèi)重疊，將會(huì)發(fā)現(xiàn)在重疊區(qū)域內(nèi)的光強(qiáng)并不是均勻分布的：其明暗程度隨其在空間中位置的不同而變化，最亮的地方超過了原先兩束光的光強(qiáng)之和，而最暗的地方光強(qiáng)有可能為零，這種光強(qiáng)的重新分布被稱作“干涉條紋”。在歷史上，干涉現(xiàn)象及其相關(guān)實(shí)驗(yàn)是證明光的波動(dòng)性的重要依據(jù)，但光的這種干涉性質(zhì)直到十九世紀(jì)初才逐漸被人們發(fā)現(xiàn)，主要原因是相干光源的不易獲得。

為了獲得可以觀測到可見光干涉的相干光源，人們發(fā)明制造了各種產(chǎn)生相干光的光學(xué)器件以及干涉儀，這些干涉儀在當(dāng)時(shí)都具有非常高的測量精度：阿爾伯特·邁克耳孫就借助邁克耳孫干涉儀完成了著名的邁克耳孫－莫雷實(shí)驗(yàn)，得到了以太風(fēng)觀測的零結(jié)果。邁克耳孫也利用此干涉儀測得標(biāo)準(zhǔn)米尺的精確長度，并因此獲得了1907年的諾貝爾物理學(xué)獎(jiǎng)。而在二十世紀(jì)六十年代之后，激光這一高強(qiáng)度相干光源的發(fā)明使光學(xué)干涉測量技術(shù)得到了前所未有的廣泛應(yīng)用，在各種精密測量中都能見到激光干涉儀的身影?，F(xiàn)在人們知道，兩束電磁波的干涉是彼此振動(dòng)的電場強(qiáng)度矢量疊加的結(jié)果，而由于光的波粒二象性，光的干涉也是光子自身的幾率幅疊加的結(jié)果。2

參見衍射

摩爾紋

干涉儀列表

干涉測量術(shù)

本詞條內(nèi)容貢獻(xiàn)者為:

劉軍 - 副研究員 - 中國科學(xué)院工程熱物理研究所