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光通过三棱镜后,因色散造成不同颜色折射至不同的角度.
波在穿过狭缝、小孔或圆盘之类的障碍物后会发生不同程度的弯散传播.假设将一个障碍物置放在光源和观察屏之间,则会有光亮区域与阴晦区域出现于观察屏.激光束的发散性质涉及到衍射.
光学干涉测量
可见光的干涉测量是干涉测量术中最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[29][30],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[31],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[32].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
用于测量光程差改变,进而测定气体折射率的瑞利干涉仪
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,最简明的方法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[33][34].常见的方法还包括惠普公司研发的惠普干涉仪[35][36],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方法得到差频信号,并且这种方法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,常见的方法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[37].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方法：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方法是斐索干涉仪[40],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[41].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.
偏光太阳镜
起偏器对于从淤泥滩的反射光所产生的效应：左图显示出,偏振轴与水平线平行的起偏器会透射这些反射光；右图显示出,旋转这起偏器90°会阻挡几乎全部镜面反射光,如同使用偏光太阳镜.
照射非偏振光于镜面表面（光亮表面）,通常得到的反射光会具有某种程度的偏振.1808年,法国物理学者艾蒂安-路易·马吕斯最先观察到这现象.偏光太阳镜利用这效应来降低水平表面反射出来的眩光,特别是当太阳从前方斜照下来时,张眼往前方路面望去会看到的强劲眩光.
天空中的偏振光
右边照片显示出偏振滤光片对于天空景色产生的效应.
传播于地球大气层的太阳光会因为被大气分子瑞利散射而使得散射光产生偏振,从天空中的散射光可以观察到这现象.散射光在清晰的天空中会显得更明亮、更具色彩.在天空中,与太阳照射的光束呈直角方向的位置,最容易观察到这偏振现象（偏振方向与太阳光方向、直角方向相垂直）.这种具有部分偏振的散射光,假若使用起偏器,可以使得照片里的天空变得较黑,增加衬度（contrast）；这样,可以改良照片的品质.
出现在天空中的偏振光常被用来导航定向.从九世纪至十一世纪间,维京人时常航行于北大西洋.那时期,欧洲人尚未知道怎样使用磁罗盘,维京人主要是使用太阳与星星来导航定向,可是,在阴天,这方法无效.学者猜测他们可能知道怎样使用一种称为“太阳石”（sunstone）的简单仪器,但这争议性理论尚未被证实.1950年代,运输飞机航行在地磁极附近时,由于无法使用磁罗盘,假若无法看到太阳或星星时（例如,在阴天或黄昏）,时常会使用“天空罗盘”（sky compass）来导航.这仪器是一种很精致的偏光仪,可以用来观测天空中的偏振光.十九世纪后期, 查理斯·惠斯通（Charles Wheatstone）发明了偏振钟（polar clock）.这也是一种偏光仪,可以用来计时.根据惠斯通,偏振钟比日晷的优点更多.
光通过三棱镜后,因色散造成不同颜色折射至不同的角度.
波在穿过狭缝、小孔或圆盘之类的障碍物后会发生不同程度的弯散传播.假设将一个障碍物置放在光源和观察屏之间,则会有光亮区域与阴晦区域出现于观察屏.激光束的发散性质涉及到衍射.
光学干涉测量
可见光的干涉测量是干涉测量术中最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[29][30],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[31],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[32].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
用于测量光程差改变,进而测定气体折射率的瑞利干涉仪
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,最简明的方法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[33][34].常见的方法还包括惠普公司研发的惠普干涉仪[35][36],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方法得到差频信号,并且这种方法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,常见的方法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[37].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方法：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方法是斐索干涉仪[40],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[41].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.
偏光太阳镜
起偏器对于从淤泥滩的反射光所产生的效应：左图显示出,偏振轴与水平线平行的起偏器会透射这些反射光；右图显示出,旋转这起偏器90°会阻挡几乎全部镜面反射光,如同使用偏光太阳镜.
照射非偏振光于镜面表面（光亮表面）,通常得到的反射光会具有某种程度的偏振.1808年,法国物理学者艾蒂安-路易·马吕斯最先观察到这现象.偏光太阳镜利用这效应来降低水平表面反射出来的眩光,特别是当太阳从前方斜照下来时,张眼往前方路面望去会看到的强劲眩光.
天空中的偏振光
右边照片显示出偏振滤光片对于天空景色产生的效应.
传播于地球大气层的太阳光会因为被大气分子瑞利散射而使得散射光产生偏振,从天空中的散射光可以观察到这现象.散射光在清晰的天空中会显得更明亮、更具色彩.在天空中,与太阳照射的光束呈直角方向的位置,最容易观察到这偏振现象（偏振方向与太阳光方向、直角方向相垂直）.这种具有部分偏振的散射光,假若使用起偏器,可以使得照片里的天空变得较黑,增加衬度（contrast）；这样,可以改良照片的品质.
出现在天空中的偏振光常被用来导航定向.从九世纪至十一世纪间,维京人时常航行于北大西洋.那时期,欧洲人尚未知道怎样使用磁罗盘,维京人主要是使用太阳与星星来导航定向,可是,在阴天,这方法无效.学者猜测他们可能知道怎样使用一种称为“太阳石”（sunstone）的简单仪器,但这争议性理论尚未被证实.1950年代,运输飞机航行在地磁极附近时,由于无法使用磁罗盘,假若无法看到太阳或星星时（例如,在阴天或黄昏）,时常会使用“天空罗盘”（sky compass）来导航.这仪器是一种很精致的偏光仪,可以用来观测天空中的偏振光.十九世纪后期, 查理斯·惠斯通（Charles Wheatstone）发明了偏振钟（polar clock）.这也是一种偏光仪,可以用来计时.根据惠斯通,偏振钟比日晷的优点更多.