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。

图2 左：角度范围为1弧秒的恒星在探测器上的白光干涉图样，白光的中心波长为0.55um，半带宽为0.1um。干涉仪的小孔半径为1mm，反射镜距离为50mm。右：增加反射镜间距到100mm的干涉图样，此干涉图的能见度降低了。

全局变量的脚本

条纹可见度是光源角度范围、光谱含量、小孔半径和两个外反射镜（M1和M2）之间的距离d的函数。在实际中，改变反射镜间距可以获得预期的未知值：光源的角度范围。为了观察干涉图样上这些变量每个的影响，使用FRED内置的BASIC脚本环境，可以写入带有全局变量的嵌入式脚本。这些变量如图3所示。全局变量允许用户对脚本化FRED模型进行调整，而不需要直接编辑脚本本身。