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简介
 天文光干涉仪能够实现恒星和星系的高角分辨率的测量。首次搭建的天文光干涉仪分别由菲索（1868）和迈克尔逊（1890）提出。迈克尔逊恒星干涉仪于1920年成功地测出参宿四的直径。现如今，恒星干涉仪可用于前沿研究，如外行星识别和恒星的超高分辨率（4豪弧秒）成像。在本文中，一种经典的迈克逊恒星干涉仪将会在FRED里面进行设计和分析。 恒星干涉仪设计
 系统的几何结构如图1所示。干涉仪由四个反射镜、一对小孔、一个正透镜和一个探测仪组成。

图1 迈克尔逊恒星干涉仪的几何结构。反射镜M1和M2由可变的距离d分开。另一组反射镜使光线转向通过不透明掩膜上的一对小孔上。一个平凸透镜放置在掩膜的后面，相应的具有吸收的探测器平面放置在透镜的焦平面处。 考虑恒星的测量。恒星由一个多色光光源模拟，它在一个小的角度范围内照射干涉仪，这对应于它的角直径。正常入射在两个路径P1和P2之间没有光程差。然而，进入到干涉仪中光线的光程差会随着角度的增大而增大。探测器上生成的干涉图样的一些例子如图2所示。

波片模型
 波片是由寻常光和非寻常光具有不同折射率值的材料制成。取向合适时，波片可以改变光线的一个偏振分量（相对于另一个），从而改变它的偏振态。四分之一波片使线偏振变成圆偏振，反之亦然。半波片使x偏振光变成y偏振光，或者右旋偏振光变成左旋偏振光。 从FRED系统的X偏振片示例开始，波片元件添加到了x偏振片后面（图1）。模拟一个波片有两种方法。最简单的方法是指定一个1/2波片涂层到一个表面上。在FRED文件的Coatings分类下，用户可以右键点击Create a New Coating….在下拉菜单中，可以选择“Polarizer/Waveplate Coating (Jones matrix)”。对于这个例子，涂层类型选择“1/2 wave +45 Fast Axis”。这样可以保证波片的晶轴相对于x偏振的入射光旋转45度。

了保证光线确实是y偏振的，在探测器表面显示了相干矢量波场（Coherent Vector Wave Field）。选择右键菜单“Show X Component of Field”，然后再次点击右键，选择“Show Statistics”，可以观察到x偏振分量上能量的积分。比较X分量和Y分量，可以证实几乎所有的入射能量都在y偏振分量上。 波片的厚度决定了到达探测器x和y偏振光的比值。为了说明这一点，使用3°楔形方解石替代杆状波片。相干场的x和y分量如图3所示。