マイケルソン干渉計

図 5 は、基本的に可動ミラー 1 つを備えたマイケルソン干渉計であるフーリエ変換分光計の動作を示しています。（実用的なフーリエ変換分光計では、従来のマイケルソン干渉計の平面ミラーの代わりにコーナーキューブ反射器を使用しますが、簡略化のため、この図では示していません。）干渉図は、可動ミラーの多くの離散的な位置で信号を測定することによって生成されます。フーリエ変換は、干渉図を実際のスペクトルに変換します。^{[ 8 ]}フーリエ変換分光計は、特定の条件下で分散型（つまり、回折格子とプリズム）分光計よりも大きな利点を提供できます。（1）マイケルソン干渉計の検出器は、測定全体を通してすべての波長を同時に監視します。赤外線波長などのノイズの多い検出器を使用する場合、単一の検出器素子のみを使用しながら信号対雑音比が向上します。 （２）干渉計は、高いスペクトル分解能を得るために入射光が狭いスリットを通過する必要がある回折格子分光器やプリズム分光器のように、限られた開口部を必要としません。これは、入射光が単一の空間モードではない場合に有利です。^{[ 9 ]}詳細については、フェルゲットの利点を参照してください。

トワイマン・グリーン干渉計は、小型光学部品のテストに使用されるマイケルソン干渉計の変形であり、1916 年にトワイマンとグリーンによって発明され特許が取得されました。マイケルソン構成と区別される基本的な特徴は、単色点光源とコリメータの使用です。マイケルソン (1918) は、利用可能な光源のコヒーレンス長が限られていたため、トワイマン・グリーン構成は大型光学部品のテストには不向きであると批判しました。マイケルソンは、コヒーレンス長の制限によって課される幾何学的制約により、テストミラーと同じサイズの参照ミラーを使用する必要があり、トワイマン・グリーンは多くの用途で実用的ではないと指摘しました。^{[ 10 ]}数十年後、レーザー光源の出現により、マイケルソンの異議は解消されました。

片方の腕に図形参照ミラーを使用することで、Twyman–Green干渉計はレンズや望遠鏡ミラーなど、さまざまな形状の光学部品のテストに使用できます。^{[ 11 ]}図 6は、レンズをテストするためにセットアップされたTwyman–Green干渉計を示しています。単色光の点光源は発散レンズ（図示せず）によって拡大され、平行光線にコリメートされます。凸球面ミラーは、その曲率中心がテスト対象のレンズの焦点と一致するように配置されます。出射ビームは、解析のためにイメージングシステムによって記録されます。^{[ 12 ]}

「LUPI」は、コヒーレントレーザー光源を使用するトワイマン・グリーン干渉計です。レーザーの高いコヒーレンス長により、テストアームと参照アームの光路長を不等にすることができ、大型光学部品のテストにおいてトワイマン・グリーン構成を経済的に利用できます。同様の方式は、タジャマル・Mが博士論文（マンチェスター大学、英国、1995年）でLDAシステムの2つのアームのバランスを取るために使用しました。このシステムでは、光ファイバー方向結合器が使用されました。

マイケルソン干渉計は、重力波を直接検出するための主要な方法です。これは、強い重力波が通過することによって、干渉計の 2 つの長いアームに不均等に影響を与える、空間自体の微小な歪みを検出することを含みます。2015 年に、レーザー干渉計重力波 観測所を構成する、それぞれ 4 km のアームを持つ 2 つのマイケルソン干渉計を使用して、重力波の最初の検出が達成されました。^{[ 13 ]}これは、アルバート・アインシュタインの一般相対性理論によって予測された重力波の最初の実験的検証でした。ヨーロッパのVirgo 干渉計が追加されたことにより、3 つの検出器間の微小な到着時間の差を使用して、重力波の発生方向を計算することが可能になりました。^{[ 14 ] [ 15 ] [ 16 ]} 2020 年、インドは重力波検出のために 4 番目のマイケルソン干渉計を建設していました。

図7 は、太陽表面のドップラーグラム を作成するために、波長可変狭帯域フィルタとしてマイケルソン干渉計を使用する例を示しています。波長可変狭帯域フィルタとして使用する場合、マイケルソン干渉計は、ファブリ・ペロー干渉計やリオフィルタなどの競合技術と比較して、多くの利点と欠点があります。マイケルソン干渉計は、特定の波長に対して最も広い視野を持ち、ファブリ・ペローシステムで使用される圧電結晶やニオブ酸リチウム光変調器の高電圧制御ではなく、波長板の機械的な回転によって調整されるため、操作が比較的簡単です。複屈折素子を使用するリオフィルタと比較すると、マイケルソン干渉計は温度感度が比較的低くなっています。一方、マイケルソン干渉計の欠点は、波長範囲が比較的限られているため、透過率を制限するプリフィルタの使用が必要になることです。マイケルソン干渉計の信頼性の高さは宇宙用途での使用に有利に働いてきた一方、ファブリ・ペロー干渉計の広い波長範囲と全体的なシンプルさは地上システムでの使用に有利に働いてきた。^{[ 17 ]}

マイケルソン干渉計のもう一つの応用例は、光コヒーレンストモグラフィー（OCT）です。OCTは、低コヒーレンス干渉法を用いて組織内部の微細構造を断層撮影で可視化する医療画像技術です。図 8に示すように、典型的なOCTシステムの核となるのはマイケルソン干渉計です。干渉計の一方のアームは組織サンプルに焦点を合わせ、XY軸方向のラスタースキャンパターンでサンプルを走査します。もう一方の干渉計のアームは参照ミラーで反射されます。組織サンプルからの反射光は、参照ミラーからの反射光と合成されます。光源のコヒーレンスが低いため、干渉信号はサンプルの限られた深さでのみ観測されます。したがって、XYスキャンでは、一度に1枚の薄い光学スライスが記録されます。複数のスキャンを実行し、各スキャンの間に参照ミラーを移動させることで、組織の3次元画像全体を再構成できます。^{[ 18 ] [ 19 ]}最近の進歩では、コヒーレント干渉法のナノメートル位相回復と低コヒーレンス干渉法の測距能力を組み合わせることに努めてきた。^{[ 20 ]}

その他の応用例としては、DWDMネットワークで位相変調を振幅変調に変換する遅延線干渉計、高周波回路の特性評価^{[ 21 ] [ 22 ]}、低コストのTHz電力生成^{[ 23 ]などがある。}

マイケルソン干渉計は、大気光やオーロラのスペクトルのドップラー幅とシフトを測定することにより、宇宙搭載機器と地上機器の両方を使用して温度と風を明らかにするなど、上層大気の研究において重要な役割を果たしてきました。たとえば、上層大気研究衛星 UARS (1991 年 9 月 12 日打ち上げ) に搭載された風画像干渉計 WINDII ^{[ 24 ]}は、これらの高度からの可視大気光放射をターゲットとして使用し、光ドップラー干渉法を使用して、発光種を運ぶ大気の全体速度によって誘発される狭い原子および分子大気光発光線の小さな波長シフトを測定することにより、80 ～ 300 km のグローバルな風と温度パターンを測定しました。この機器は、全ガラス製の視野拡大型無色収差および熱補償位相ステップ マイケルソン干渉計と、干渉計を通して大気光の縁を画像化する裸の CCD 検出器で構成されていました。位相差のある一連の画像を処理して、互いに直交する2つの視線方向における風速を算出し、水平方向の風速ベクトルを得た。 

偏光マイケルソン干渉計を狭帯域フィルターとして使用する原理は、最初にエバンス^{[ 25 ]}によって記述されました。彼は、入射光をマイケルソンキューブの2つの半分の間に挟まれた偏光ビームスプリッターによって2つの直交偏光成分に分割する複屈折光度計を開発しました。これにより、タイトルとラムジー^{[ 26 ]によって記述された最初の偏光広視野マイケルソン干渉計が太陽観測に使用され、地球上の観測所ネットワークであるグローバル振動ネットワークグループ（GONG） [ 27 ]}を利用して太陽大気の振動の測定に適用される改良された装置の開発につながりました。

Bird ら^{[ 28 ]}によって開発され、 Spectral Imaging of the Atmosphere ^{[ 29 ]}で議論されている偏光大気マイケルソン干渉計 PAMI は、Title と Ramsey ^{[ 26 ]}の偏光調整技術と Shepherdら^{[ 30 ]}の連続する経路差での放射率測定から風と温度を導出する技術を組み合わせたものですが、PAMI で使用されるスキャンシステムは、内部に可動部品がなく、代わりに干渉計の外部にある偏光子でスキャンするという点で、可動ミラーシステムよりもはるかに単純です。PAMI は、その性能が Fabry–Pérot 分光計と比較され、E 領域の風を測定するために使用された観測キャンペーン^{[ 31 ]}で実証されました。

最近では、太陽力学観測衛星（SOHO）に搭載された太陽地震・磁気撮像装置（HMI）が、偏光子やその他の調整可能な要素を備えた2つのマイケルソン干渉計を使用して、太陽変動を研究し、太陽内部と磁気活動のさまざまな要素を特徴付けています。HMIは、可視円盤全体にわたって縦方向およびベクトル磁場の高解像度測定を行い、前身であるSOHOのMDI機器の機能を拡張しています（図9参照）。^{[ 32 ]} HMIは、太陽変動の内部源とメカニズム、および太陽内部の物理プロセスが表面磁場と活動にどのように関連しているかを決定するためのデータを生成します。また、太陽大気の変動の研究のためにコロナ磁場を推定するためのデータも生成します。HMIの観測は、太陽変動とその影響を理解するために、内部ダイナミクスと磁気活動の関係を確立するのに役立ちます。^{[ 33 ]} 

MDIの使用例の1つとして、スタンフォード大学の科学者たちは、太陽円盤上に現れる1～2日前に、太陽の深部内部でいくつかの黒点領域を検出したと報告した。^{[ 34 ]}このように、太陽内部の黒点の検出は、今後の表面磁気活動に関する貴重な警告を提供し、宇宙天気予報の予測を改善および拡張するために使用できる可能性がある。

これは、一方のアームのミラーをジレス・トゥルノワ・エタロンに置き換えたマイケルソン干渉計です。^{[ 35 ]}ジレス・トゥルノワ・エタロンで反射された高分散波は、もう一方のミラーで反射された元の波と干渉します。ジレス・トゥルノワ・エタロンによる位相変化は波長のほぼ階段状の関数であるため、結果として得られる干渉計は特別な特性を持ちます。これは、光ファイバー通信における光インターリーバとして応用されています。

マイケルソン干渉計の2つのミラーは、いずれもジレス・トゥルノワ・エタロンに置き換えることができる。これにより、位相と波長の階段状の関係がより顕著になり、これを利用して非対称光インターリーバを構築することができる。

位相共役ミラーによる2つの光線の反射は、それらの位相差を反転させる。 ${\displaystyle \Delta \varphi }$反対側へ${\displaystyle -\Delta \varphi }$このため、ツインビーム干渉計の干渉パターンは劇的に変化します。半波長周期の従来のマイケルソン干渉曲線と比較すると、${\displaystyle \lambda /2}$: $${\displaystyle I(\Delta L)\sim [1+\gamma (\Delta L)\cos(2k\Delta L)],}$$ どこ${\displaystyle \ガンマ (\デルタ L)}$は二次相関関数であり、位相共役干渉計^{[ 36 ]}の干渉曲線 は周波数シフトによって定義されるはるかに長い周期を持つ。${\displaystyle \delta \omega =\デルタ kc}$反射光線について： $${\displaystyle I(\Delta L)\sim [1+[\gamma (\Delta L)+0.25]\cos(\Delta k\Delta L)],}$$ 可視性曲線がゼロでないのは、光路差がある場合である。${\displaystyle \Delta L>\ell _{\text{coh}}}$光ビームのコヒーレンス長を超える。光位相共役ミラーにおける位相変動の非自明な特徴は、2つの独立したPCミラーを備えたマイケルソン干渉計によって研究されてきた。^{[ 37 ]}位相共役マイケルソン干渉法は、レーザー増幅器のコヒーレント加算のための有望な技術である。^{[ 38 ]} アレイにおける建設的干渉には、 ${\displaystyle N/2}$ビームスプリッター${\displaystyle N}$位相共役によって同期されたレーザービームは 、増幅されたビームの明るさを増加させる可能性がある。${\displaystyle N^{2}}$[ ^{39 ]​}