目录：

• 1、干涉的干涉测量技术
• 2、天线的发展经历了哪些阶段？
• 3、天线阵列的工作原理

干涉的干涉测量技术

主条目：干涉测量术 干涉测量术是基于电磁波的干涉理论，通过检测相干电磁波的干涉图样、频率、振幅、相位等属性，将其应用于各种相关测量的技术的统称。用于实现干涉测量术的仪器被称作干涉仪。在当今多个科研领域，干涉测量术都发挥着重要作用，包括天文学、光纤光学、工程测量学等。一般而言，干涉测量术分为两种基本类型：零差检波和外差检波。

零差检波

干涉测量术中，类似于前文中所叙述的两列波的干涉都可看作零差检波，即发生干涉的两列电磁波具有相同的（载波）频率或波长。在零差检波中待测电磁波和一个已知的参考信号（经常被称作本地振荡器）进行混波，而待测信号和参考信号的载频是相同的，这样得到的干涉光场可以消除电磁波本身频率噪声所带来的影响。典型的光学零差检波装置如马赫－曾德尔干涉仪，待测信号和参考信号来自同一波源。

外差检波

一个外差干涉的例子：频率分别为1千赫兹、1.4千赫兹、1.8千赫兹、2.2千赫兹的单色波发生外差干涉后，显示出400赫兹的拍频

外差检波是两束频率不同但相近的相干电磁波的干涉，最早在美籍加拿大发明家费森登的研究中被提到。它通过将待测电磁波和参考信号进行混波，实现对待测电磁波的频率调制。现今这种 *** 已被广泛地应用于远程通信和天文学领域的信号探测和分析中，其中以无线电波、红外线、可见光的干涉最为常见。待测信号和参考信号的频率相近而不完全相同，在外差检波中，两列波同时入射到一个混频器件——通常为（光）二极管——此时两者发生外差干涉。

如果设待测信号的电场为，参考信号的电场为，则发生外差干涉后在混频器件中接收到的光强为

最后的结果显示干涉光强来自三项不同的贡献：直流项（常数项）、高频项和拍频项（低频项），在外差干涉中前两者通常会被滤波器滤去，只保留较低频率的拍频。1962年，人们观察到两列频率非常接近的激光在光检测器上干涉会产生拍频，从那以后外差检波技术得到了飞速的发展，对拍频频率或相位的测量可以达到非常高的精度，从而对长度的干涉测量产生了深远的影响。 光学干涉测量

可见光的干涉测量是干涉测量术中更先发展同时也得到最广泛应用的类别，早期的实际应用如迈克耳孙测星干涉仪对恒星角直径的测量，但如何获取稳定的相干光源始终是限制光学测量发展的重要原因之一。直至二十世纪六十年代，光学干涉测量技术得到了飞速的发展，这要归功于激光这一高强度相干光源的发明，计算机等数字集成电路获取并处理干涉仪所得数据的能力大大提升，以及单模光纤的应用增长了实验中的有效光程并仍能保持很低的噪声。电子技术的发展使人们不必再去观察干涉仪产生的干涉条纹，而可以对相干光的相位差直接进行测量。这里列举了光学干涉测量在多个方面的一些重要应用。

长度测量

长度测量是光学干涉测量最常见的应用之一。如要测量某样品的绝对长度，最简明的 *** 之一是通过干涉对产生的干涉条纹进行计数；若遇到非整数的干涉条纹情形，则可以通过不断成倍增加相干光的波长来获得更窄的干涉条纹，直到得到满意的测量精度为止。常见的 *** 还包括惠普公司研发的惠普干涉仪，它通过外加一个轴向磁场使氦－氖激光器工作在两个相近频率，从而发出频率相差2兆赫兹的两束激光，再通过偏振分束器使这两束激光产生外差干涉。干涉得到的差频信号被光检测器记录，而待测样品引起的光程差变化则可以通过计数器表示为光波长的整数倍。惠普干涉仪可以测量在60米左右以内的长度，在附加其他光学器件后还可以用于测量角度、厚度、平直度等场合。此外，还可以通过声光调制的 *** 得到差频信号，并且这种 *** 能获得更高的差频频率，从而可以从差频信号中得到更高的计数。

长度测量的另一类情形是测量长度的变化，常见的 *** 如借助声光调制产生的外差干涉，差频信号所携带的相位差会被光检测器记录，从而得到长度的变化。在测量像熔凝石英这样热膨胀系数很低的材料的热膨胀系数时，还经常用到一种更精确的 *** ：将两面部分透射部分反射的玻璃板置于待测样品的两端，从而构成一个法布里－珀罗干涉仪。使用两束发生外差干涉的激光，并通过反馈将其中一束激光的频率锁定到法布里－珀罗干涉仪的一个透射峰值频率上。这样，当样品发生热膨胀而改变法布里－珀罗干涉仪的长度时，透射峰值频率的变化会引起被锁定的激光频率的相应变化，这一变化也会反映到外差信号中从而被探测到。

光学检测

光学检测包括对光学元件和光学系统的检查和测试，诸如利用等厚干涉条纹来测量玻璃板各处的厚度，以及测量照相机镜头的调制传递函数（MTF）等都属于这类应用。利用等厚干涉来检测样品表面是否平整的最常见 *** 是斐索干涉仪，它利用准直平行光在样品表面反射后与入射光发生干涉，从而得到等厚条纹。此外，还可以采用从迈克耳孙干涉仪改进而来的特怀曼－格林干涉仪。特怀曼－格林干涉仪也使用准直平行光源，并由于从迈克耳孙干涉仪改进而来，它可以使两束相干光的光程非常接近，从而相比于斐索干涉仪它对光源的相干长度要求有所降低。

另一类广泛应用于检测光学元件表面、光学系统像差以及测量光学传递函数的干涉仪是剪切干涉仪，它将待测样品出射的波前分成两个，并使其相互错开一定距离（这段距离被称作剪切），两个波前重叠的部分即产生干涉图样。剪切干涉仪分为切向剪切、法向剪切和旋转剪切等类型：切向剪切干涉仪通常是一块平行平面板或略呈角度的劈尖，准直光源入射到平行平面板上就形成了两束错开的相干光；而法向剪切干涉仪则类似于斐索干涉仪和特怀曼－格林干涉仪。剪切干涉仪的优点是省去了作为参考的光学表面，结构简单且两束相干光的光程基本相等，而缺点则是对干涉图样的数值分析比较繁琐。

干涉光谱

使用SOHO卫星的LASCO C1摄影机观测到的太阳日冕。使用法布里－珀罗干涉仪精密测量了铁XIV的5308Å谱线的多个波长，这些波长因日冕中等离子体和探测卫星的相对运动而产生多普勒频移，对于不同程度的多普勒频移照片用了不同颜色表示，从而不同的颜色也表示了不同的相对速度。

光谱仪可分辨的两条谱线的中心波长与恰好可分辨的波长差的比值，称作光谱仪的色分辨本领。对利用色散效应的棱镜光谱仪以及利用衍射效应的光栅光谱仪，其色分辨本领都不会超过10的量级。然而若采用法布里－珀罗干涉仪，由于透射峰的半宽等于干涉仪的自由光谱范围除以它的细度：

并由干涉条件代入可得

从而法布里－珀罗干涉仪的色分辨本领为。一般干涉序，细度至少在，从而干涉光谱仪的色分辨本领在10至10的量级以上。

干涉仪的另一个重要应用是制造波长计，波长计又分为动态波长计和静态波长计，前者包含活动组件可调节光程差，后者则采用光程差为倍数递增关系的多个迈克耳孙干涉仪或自由光谱范围为倍数递增关系的多个法布里－珀罗干涉仪组合而成。此外利用激光的外差干涉，结合法布里－珀罗干涉仪可以更精确地测量激光的频率或比较两束激光的频率高低，并通过声光调制和光纤延迟还可以测量出激光的线宽。

天体测量

在迈克耳孙测星干涉仪被发明以前，恒星直径的测量始终是天文学上的一个难题，因为已知体积更大的恒星的角直径也只有10角秒。然而即使是迈克耳孙测星干涉仪，其分辨率也只能测量某些巨星的角直径，对质量稍小的恒星就无能为力。正是激光和外差干涉技术的发明，自二十世纪七十年代起在测星干涉领域引发了一场革新。在这些经改进的干涉仪中，望远镜捕捉到的星光与本地的激光发生外差干涉，两者频率非常接近，从而产生了射电频域内的拍频信号；并且由于这个拍频信号的光强来自星光和激光光强的乘积，这种干涉从而能获得更高的分辨率。此外这些实验大多使用了波长为10.6微米的二氧化碳激光，这也是由于较长的波长能提高外差干涉的分辨率。1974年，约翰森、贝茨和唐尼斯建造了一台基线长度为5.5米的差频干涉仪，使用了功率为1瓦特并经过稳频的二氧化碳激光，其工作波长为10.6微米。他们用这台干涉仪对一系列红外线源进行了观测，包括M型超巨星、米拉变星，并取得了一些星周尘壳的温度和质量分布等信息。而今随着技术和制造工艺的进步，这类干涉仪的基线长度已经可以扩展到几百米的距离，从而克服了最初迈克耳孙测星干涉仪遇到的困难。

天体测量学上的另一个问题是关于天体的位置和运动的测量。通过对恒星进行精确定位，可以将观测到的射电源位置和它们观测到的相应光学位置进行比对，从而直接测量它们的视差并建立宇宙距离尺度。此外这种测量还能帮助确定双星系统轨道的尺寸和形状。这类干涉仪包括位于亚利桑那州的海军原型光学干涉仪（NPOI），它由四个基本部分组成Y形，彼此之间的干涉臂长度为20米，NPOI对天体的定位可以达到毫角秒的量级；以及太阳系外行星天文干涉仪（ASEPS-0），它通过监视恒星因围绕其运动的行星而引起的反映运动来研究太阳系外行星。

引力波探测

引力波是广义相对论所预言的以光速传播的时空扰动，虽然引力波与物质的相互作用非常微弱，但已有间接的天体观测证据表明它确实存在于诸如双星系统这样的天体中，并对这类天体的物理性质有着重要影响。对引力波的直接观测不仅可以验证广义相对论，更重要的是提供了一种有别于基于电磁波观测的传统观测天文学的新观测手段。并且由于电磁波与引力波的不同性质，引力波天文学所研究的将是借助电磁波无法观测到的宇宙的另一个侧面。自二十世纪七十年代起，人们逐渐认识到基于干涉原理的引力波探测器是一种较有希望成功的设计，这类探测器的基本构成都是一架等臂迈克耳孙干涉仪：本质上，激光干涉引力波探测器是对干涉臂的长度变化进行测量，并对所观测得的数据进行分析，寄希望于寻找到其中引力波所导致的影响。即引力波所导致的干涉臂长度变化与干涉臂长度的比值：

其中和是引力波的两个偏振态，和是探测器分别对这两个偏振态的响应，是引力波的应力强度。在实际操作中，来自外界振动、分子热运动、以及光检测器读出的散粒噪声等噪声会叠加到观测数据中，因而对一般来自天体的引力波而言，如要探测到它们要求探测器的灵敏度要优于并尽可能地降低其他噪声。通过使用较长的干涉臂同时在两端分别增加法布里－珀罗谐振腔，以及采用功率回收技术等 *** ，可以有效地降低噪声并提高干涉仪的灵敏度。

美国路易斯安那州和华盛顿州的激光干涉引力波天文台（LIGO）是典型的基于迈克耳孙干涉仪和法布里－珀罗谐振腔的地面引力波探测器，它被寄希望于探测到频率在20赫兹至10千赫兹范围内的引力波信号。相同架构的地面引力波探测器还有意大利的VIRGO、德国的GEO600，日本的TAMA300以及计划中的LCGT。美国国家航空航天局和欧洲空间局正在合作研发激光干涉空间天线（LISA）项目，计划在太空中进行类似于迈克耳孙干涉仪的激光干涉，对低频区域（30微赫至0.1赫兹）的引力波进行探测。此外，日本正在计划中的分赫兹干涉引力波天文台（DECIGO）同样属于空间计划，人们寄希望于它能够探测分赫兹范围上的引力波，从而填补LIGO和LISA工作频域之间的空白。

射电干涉测量

主条目：射电天文学

望远镜的角分辨率正比于波长除以口径，而由于无线电波的波长远长于可见光，这造成单个射电望远镜无法达到观测一般的射电源所需的分辨率（例如采用波长为2.8厘米的无线电波进行分辨率为1毫角秒的观测，需要达6000千米的望远镜口径）。基于这个原因，英国天文学家马丁·赖尔爵士等人于1946年发明了射电干涉技术，他们用一架两根天线组成的射电干涉仪对太阳进行了观测。射电干涉技术采用多个分立的射电望远镜构成阵列，这些望远镜在观测时都对准同一射电发射源，各自观测所得的信号彼此用同轴电缆、波导或光纤连接后发生干涉。这种干涉不仅仅是提升了观测信号的强度，而且由于望远镜彼此间的基线距离很长，从而提升了观测的有效口径。由于各个望远镜的位置不同，同一波前到达各个望远镜的时间因而会存在延迟，这就需要对先到达的信号进行恰当的延迟以保持信号彼此之间的时间相干性。此外，构成干涉的望远镜数量越多越好，这是由于观测射电源表面的光强分布时，两台望远镜组成的干涉只能观测到光强分布的傅立叶变换（即可见度）的各个空间频率（这里空间频率的含义是描述光强在不同方向上变化快慢的傅立叶频率）中的一个频率；而采用多个望远镜构成阵列，则可以在多个空间频率上对射电源进行观测，再对观测所得的可见度函数进行逆傅立叶变换得到射电源的光强分布，这种 *** 叫做合成孔径。例如，位于新墨西哥州的甚大天线阵（VLA）由27架射电望远镜组成，每架望远镜由直径为25米的抛物面天线构成，彼此共形成351条彼此独立的干涉基线，最长的等效基线可达36千米。

二十世纪六十年代末，随着射电望远镜接收器的性能和稳定性的提高，在全世界（以至地球轨道）范围内使望远镜相距很远的同一射电信号之间产生干涉成为可能，这被称为超长基线干涉（VLBI）。超长基线干涉不需要观测信号之间的物理连接，而是在信号数据本身嵌入被原子钟校准的时间信息，之后再将这些数据进行相关性计算。由于这些数据是在相隔很远的地点观测到的，等效基线能够达到非常之长。现在已经运行的超长基线干涉仪包括位于美国本土及海外领地的超长基线阵列（基线长度8611千米），以及遍布欧亚和非洲大陆的欧洲超长基线干涉网。这些干涉阵列平时都进行着独立的观测，但在一些特殊项目中可以实现同时性的观测，从而形成全球性的超长基线干涉。

天线的发展经历了哪些阶段？

天线是收音机、电视机、雷达以及其他无线电设备中发射和接收无线电波毫米波天线阵列相干干涉定位的装置。凡是利用无线电波传递信息的系统毫米波天线阵列相干干涉定位，都少不了天线。

最早在实际中应用的天线毫米波天线阵列相干干涉定位，是19世纪90年代波波夫与马可尼为了实现无线电远距离通信而设计的各种天线。马可尼为了实现远洋通信毫米波天线阵列相干干涉定位，曾制造出一种发射天线，它由30根下垂的铜线组成，顶部用水平横线把这些铜线连在一起，横线悬挂在两个支持塔上。从无线电开始应用于通信时起，天线的发展大致经历了五个阶段。

之一阶段，是线状天线阶段。在20世纪初，电子管振荡器尚未发明，工作频率还限于波长为1000米以上的长波。在长波波段，水平天线是不适用的，因此，在这时应用的是各种不对称天线，如倒，型、T型、伞形天线等。随着中波、短波波段的相继开辟，推出了各种型式的天线。除了有抗衰减的塔式广播天线外，还有各种水平天线，如环形天线、八木天线等，也研制出了由多个单元组成阵列的大功率天线。

第二阶段，为20年代末开始的面状天线阶段。抛物柱面天线，虽然早在1888年赫兹就已首先使用了，但由于没有相应的振荡源，面状天线未能得到推广。到20年代末，随着微波电子管的出现，各种面状天线陆续研制出来。1930年，在新泽西州的两个电台之间开始用直径为3米的抛物面天线进行微波通信。除了抛物面天线，30年代还涌现出喇叭天线、透镜天线等，这些天线利用波的反射、折射、聚焦等原理制成，可获得窄波束和高增益。为了传输厘米波段和毫米波段的无线电波，30年代中后期，空心金属波导管开始广泛使用。40年代雷达的问世，大大促进了微波技术的发展，为了快速捕获目标，科学家又研制出波束扫描等天线。

第三阶段，为从第二次世界大战结束到50年代末期。在这段时间里，随着微波接力通信、射电天文学和电视广播事业的发展，天线设备又有了进一步的发展，许多大型抛物反射面天线建设起来。1949年，在美国雷伯的主持下，制造出直径为9米的射电望远镜，研究射电的强度分布。后来又研制出可跟踪人造地球卫星的抛物面射电望远镜，它的抛物面反射镜，能将来自远方辐射源的平行光聚焦。

第四阶段，为从50年代末到70年代初。人造地球卫星与洲际导弹的成功发射，对天线的要求日益提高，如要求高增益、高分辨率、宽频带、快速扫描和精确跟踪。在这一段时间，天线技术的进展神速。一方面，一些卫星通信大型地球站天线被建立并得到改进，还出现了卡塞格伦天线等新型天线毫米波天线阵列相干干涉定位；另一方面，问世于40年代上半叶的相控阵天线，也由于电子计算机等技术的支持，为适应多目标同时搜索与跟踪等方面的需要，70年代初再次受到重视，并得到进一步的发展与应用。

第五阶段，为从70年代初至今。随着卫星通信的发展和无线电频道日益拥挤，无线电技术朝越来越短的毫米波、亚毫米波(波长为0.1～1毫米的无线电波)甚至光波方向发展，出现了新型毫米波天线及新型阵列天线。此外，天线的结构和制造工艺也取得长足的进步，制造出直径为100米、可全向转动的高精度射电望远镜天线，单元数接近2万的大型相控阵天线，高度超过500米的天线塔也研制成功。

天线阵列的工作原理

天线阵的工作原理可以看成是电磁波（电磁场）的叠加。对几列电磁波来讲，当它们传到同一区域时，按照叠加原理，电磁波将产生矢量叠加。叠加结果不仅与各列电磁波的振幅大小有关，而且与它们在相遇区间内相互之间的相位差有关。

我们知道，电磁波的相位组成包含三部分：时间相位，空间相位，初相位。就初相位来讲，当发射天线和工作频率确定后，其初相位就是确定的，而在几列电磁波相遇的时刻，时间相位也是确定的，只有空间相位可能发生变化，因为组成天线阵列的各单元天线位置不同，各自发出的电磁波传到同一接收区域时所走的空间路径不同，这样就会造成空间相位的数值大小不相同。正是由于位于不同位置上的发射天线所发出的电磁波传到同一接收区域造成的空间相位出现差别，必然引起几列电磁波在相遇区域形成同相位叠加，总场强增强，反相位叠加，总场强削弱。若总场强的增强和削弱区域在空间保持相对固定，就相当于用天线阵改变了单个天线的辐射场结构，这就是天线阵改变辐射场大小和方向性的原理。