Wurde optische Interferometrie bei Hochfrequenz durch Überlagerung mit einem Laser in einem nichtlinearen Material durchgeführt?

Vielleicht habe ich es, oder sie .

Dies könnte das sein, woran ich dachte, ein optisches Intensitätsinterferometer , das auf dem Effekt des Hanbury Brown- und Twiss-Effekts basiert , aber durch Überlagerung mit Lasern abwärts konvertiert.

Allerdings: Anstatt dass der heterodyne Abwärtswandlungsprozess in einem optischen Kristall stattfindet, der Radiowellen erzeugt, die elektrisch verstärkt werden, erfolgt das Mischen und Detektieren in einem Halbleiterkristall, der als Fotodiode fungiert, und das Ausgangssignal ist ein Fotoelektronenstrom. Das ist also nicht genau das, was in der Frage beschrieben wurde. Da dies eher der richtige Weg ist, die Messung durchzuführen, habe ich mich wahrscheinlich falsch an die Umstellung auf Radio mit anschließender elektronischer Verstärkung erinnert.

Möglichkeit zur Breitenmessung schmaler astrophysikalischer Fe II Laserlinien in der Nähe von Eta Carinae mittels Brown-Twiss-Townes Heterodyne Correlation Interferometry

Das Papier enthält eine schöne Erklärung des Effekts und der Messung, die sie vorschlagen.

Es gibt Lichtverstärkung und Photonen sind Bosonen usw.

Abstrakt

Wir erwägen die Möglichkeit, die wahre Breite der schmalen optischen Linien von Fe II zu messen, die in den Spektren der Weigelt-Blobs in der Nähe von Eta Carinae beobachtet wurden. Die Linien entstehen als Ergebnis der stimulierten Verstärkung der spontanen Emission von Strahlung bei Quantenübergängen zwischen Energieniveaus, die eine invertierte Besetzung zeigen (Johansson & Letokhov, 2002, 2003, 2004). Die Linien sollten je nach Geometrie des Laservolumens eine Subdoppler-Spektralbreite von 30–100 MHz haben. Um Messungen mit einer spektralen Auflösung von R > 10 ⁷ und einer Winkelauflösung von besser als 0,1 Bogensekunden durchzuführen, schlagen wir die Verwendung der optischen Heterodyn-Intensitätskorrelationsinterferometrie nach Brown-Twiss-Townes vor. Die Schätzungen des S/N-Verhältnisses für das optische heterodyne astrophysikalische Laserexperiment implizieren, dass es machbar ist.

und noch wichtiger aus der Einleitung:

Gut geeignet ist die Brown-Twiss-Korrelationsinterferometrie (Hanbury Brown & Twiss, 1956; Hanbury Brown, 1974), modifiziert durch heterodyne Detektion mit einem CO2-Laser als lokalem Oszillator (Johnson et al., 1974) für den 10-µm-Bereich erreichen gleichzeitig eine sehr hohe Winkel- und Spektralauflösung. Wir nennen dieses Verfahren die Brown-Twiss-Townes (BTT)-Technik. Im Bereich 0,9-1,0 µm gelingt dies heute mit zwei räumlich getrennten Teleskopen, die mit zwei heterodynen Photoempfängern, z. B. Avalanche-Dioden, und einer durchstimmbaren Halbleiter-Laserdiode ausgestattet sind, die ihre Strahlung über eine optische Faser transportiert (Abschn. 3). Ein allgemeiner Ansatz dieser Methode wurde bereits in einer nicht-astronomischen Zeitschrift betrachtet und diskutiert (Lavrinovich & Letokhov, 1976; Letokhov, 1996).In der vorliegenden Arbeit konzentrieren wir uns auf die Verwendung der BBT-Korrelations-Heterodyn-Interferometrie zur Untersuchung der Fe II -Laserlinien im Bereich von 0,9 bis 1,0 µm und die entsprechenden Schätzungen des Signal-Rausch-Verhältnisses (S/N) (Abschnitt 4). .

Und ab Abschnitt 3:

Um neue Wellenlängenbereiche zu beherrschen und hohe spektrale Auflösungsniveaus zu erreichen, wurde das Intensitäts-Interferometrie-Verfahren modifiziert, um Heterodyn-Interferometrie zu werden (Johnson et al., 1974). Diese Technik verwendet einen lokalen monochromatischen Laseroszillator, um Schwebungen zwischen der Lichtwelle des interessierenden Sterns und der kohärenten Laserwelle des lokalen Oszillators zu erzeugen. Das Verfahren kann als Mittelding zwischen Intensitätsinterferometrie und direkter Interferometrie angesehen werden. Townes und Mitarbeiter machten erfolgreiche Beobachtungen im 10-µm-Infrarotfenster der Atmosphäre mit einem CO2-Laser als lokalem Oszillator (Johnsson et al., 1974; Townes, 1977). Die verwendete Basislinie bestand aus einem Paar von Hilfsteleskopen, die am Sonnenteleskop Kitt Peaks einige Meter voneinander entfernt waren.

MA Johnson, AL Betz und CH Townes, 1974 10-μm Heterodyne Stellar Interferometer

Ein räumliches Interferometer für 10 μm Wellenlänge, das zwei unabhängige Teleskope im Abstand von 5,5 m, heterodyne Detektion der Infrarotstrahlung und Wegausgleich durch ein HF-Kabel variabler Länge verwendet, hat Interferenzstreifen von der Strahlung des Planeten Merkur ergeben. Kontinuierliche Streifenbeobachtungen während 4000 Sekunden zeigen eine bemerkenswerte Stabilität in der optischen Wegdifferenz durch die Atmosphäre und die beiden Teleskope, wobei Schwankungen zwischen 20-Sekunden-Mittelwerten etwa 1/6 der 10-μm-Wellenlänge betragen.

DDS Hale et al (2000) The Berkeley Infrared Spatial Interferometer: A Heterodyne Stellar Interferometer for the Mid-Infrared

Es wird eine detaillierte Beschreibung des räumlichen Infrarot-Interferometers (ISI) gegeben, das am Labor für Weltraumwissenschaften der Universität von Kalifornien in Berkeley entwickelt wurde und ein Interferometer mit hoher räumlicher Auflösung für Wellenlängen im mittleren Infrarotbereich ist. Die Instrumentierung, ihre Fähigkeiten und Leistungen, die Datenanalyse, das wissenschaftliche Programm und Zukunftspläne werden alle diskutiert. Die Verwendung der heterodynen Detektion durch das System, analog zu der eines modernen Funkinterferometers, wird auch mit den homodynen oder direkten Methoden verglichen, die häufiger im sichtbaren und infraroten Bereich anzutreffen sind. Das ISI arbeitet seit 10 Jahren produktiv auf dem Mount Wilson und vermisst Materialien in unmittelbarer Umgebung von Sternen und deren Veränderungen sowie einige Sterndurchmesser. Die hier beschriebenen neuen spektralen Fähigkeiten, eine kürzliche Erhöhung der Basislinienlänge,

FEIGE. 1. Konzeptionelles Blockdiagramm der ISI-Optik, der Schaltung und des heterodynen Detektionssystems, einschließlich Laser-Phasenverriegelungs- und Weglängenkompensationssystemen. Teleskop 1 und sein Anhänger mit zugehöriger Optik und Schaltung sind in der gestrichelten Linie eingeschlossen. Teleskop 2 wird durch Geräte außerhalb der gestrichelten Linie dargestellt. Der Anhänger für Teleskop 1 ist der primäre Betriebsstandort mit dem Zentralcomputer, der Verzögerungsleitung, dem Korrelator und der Datenerfassungsausrüstung. Teleskop 2 und sein Anhänger enthalten neben der erforderlichen Optik und Detektionshardware auch eine Weglängenkompensationsausrüstung. Wenn ein drittes Teleskop installiert wird, werden die Steuerungen, Verzögerungsleitungen, Datenerfassung, Korrelatoren und andere Geräte, die nicht in jedem einzelnen Teleskop benötigt werden, in einer zentralen Station untergebracht.

Siehe auch

• Konzeption und Anwendungen von HgCdTe-Infrarot-Fotodioden für heterodyne Systeme, Teil 2 (groß)
• Konzeptdesign und Anwendungen von HgCdTe-Infrarot-Fotodioden für heterodyne Systeme