о півхвиль, то зображення, навпаки, виглядає світлим на темному тлі. Тут не випадково використано слово «інтерферометр». Інтерференційний мікроскоп являє собою, по суті, мікроінтерферометр - прилад для вимірювання малих різниць ходу, що дозволяє спостерігати д?? талі мікроскопічних об'єктів.
Зоряний інтерферометр
Природно, що принцип інтерференції можна застосовувати при спостереженні не тільки бактерій, але і при спостереженні зірок. Це настільки очевидно, що ідея інтерференційного телескопа виникла за півстоліття до появи інтерференційного мікроскопа. Але одне й те саме явище в цих двох застосуваннях послужило, абсолютно різним цілям. Якщо в інтерференційному мікроскопі інтерференція використовується для спостереження безпосередньо невидимою структури об'єктів, що не дають амплітудного контрасту, то в телескопі з її допомогою як би спробували вийти за межа дозволу, який диктується дифракційної формулою:
(14)
Потреба в підвищенні дозволу телескопа диктувалася тим, що треба було отримати уявлення про розміри зірок. Одна з найбільших зірок - альфа сузір'я Оріон, відома під назвою Бетельгейзе, має кутовий діаметр всього лише 0,047 кутових секунд. Щоб визначати такі нікчемні кутові розміри, спочатку використовували принцип паралакса: зіставляли результати, отримані з двох спостережень в точках, розташованих, скажімо, на протилежних кінцях діаметра земної орбіти, тобто результати зимового і літнього вимірювань положення зірок на небі. Потім стали будувати більш великі телескопи. Але навіть самий великий сучасний телескоп (він встановлений на Північному Кавказі) з діаметром дзеркала 6 метрів володіє дозволом 0,02 кутових секунд, тоді як переважна більшість астрономічних об'єктів має в десятки і сотні разів менші кутові розміри.
В останній третині XIX століття французький фізик Арман Іполит Луї Фізо і Майкельсон запропонували поліпшити це положення за допомогою простого на вигляд прийому. Закриємо об'єктив телескопа діафрагмою, в якій пророблені два невеликі отвори. Розглянемо, що вийде при спостереженні двох точкових джерел на небі. Кожен з них створить в телескопі свою інтерференційну картину, утворену складанням хвиль від двох маленьких отворів в діафрагмі, і картини будуть зрушені один щодо одного на величину, яка визначається різницею ходу світлових хвиль від джерел до телескопа. Якщо ця різниця ходу дорівнює парному числу півхвиль, то картини співпадуть і загальна картина стане найбільш чіткій. Якщо ж різниця ходу дорівнює непарному числу півхвиль, то максимуми однієї інтерференційної картини припадуть на мінімуми другий і загальна картина виявиться найбільш сильно змащеній. Можна варіювати цю різницю ходу, змінюючи відстань d між отворами в діафрагмі, і при цьому спостерігати, як інтерференційні смуги (якщо отвори в діафрагмі мають вигляд вузьких щілин) будуть ставати то більш, то менш виразними. Перший мінімум виразності смуг настане при:
d =,
де - кутова відстань між джерелами на небі. Звідси, знаючи і d можна визначити. Аналогічно, якщо замість двох джерел розглянемо один протяжний джерело з кутовими розмірами, то знайдемо:
d =, (15)
де k=1,22 для круглого джерела з рівномірною яскравістю і k gt; 1,22 для такого ж джерела, у якого яскравість убуває від центру диска до його країв.
Але чи виходить при цьому будь-якої виграш в дозволі? Порівняємо, наприклад, формули (14) і (15). Покладемо D=1 м, тоді за формулою (14) кутових секунд. Нехай відстань між щілинами в діафрагмі телескопа теж граничне - 1м. Беручи для значення м в середині видимого діапазону, одержуємо кутових секунд. Виходить, що ніякого виграшу ні? Звичайно. Його і не може бути, так само як і в інтерференційному мікроскопі. Зате саме значення тепер можна виміряти. Це дуже важлива перевага.
Але справа на цьому не закінчується, а тільки починається. Майкельсон додумався «розсунути» отвори в діафрагмі далеко за межі об'єктива телескопа. Це, звичайно, на треба розуміти буквально: самі отвори залишилися на своїх колишніх місцях, але от світло від зірок падав на них не безпосередньо, а спочатку на два нерухомих віддалених дзеркала (дивися малюнок 21), від яких вже двома іншими дзеркалами світло відбивалося на отвори в діафрагмі. І це виявилося еквівалентним тому, як якби діаметр об'єктива телескопа виріс до відстані між віддаленими один від одного дзеркалами, і відповідно в стільки ж разів збільшувалося дозвіл. За допомогою такого зоряного інтерферометра Майкельсон провів перше надійні вимірювання діаметрів гігантських зірок.
Однак навіть відстань 6м між дзеркалами в першому зоряному інтерферометрі виявилося явно недостатнім. З формули (14) можна бачити, що при D=6м=0,02 кутовим секундам. Тим часом переважна більшість зірок має не гігантські, а приблизно «сонячні...
