基本介紹
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緒論
干涉測量術（英語：Interferometry）是通過由波的疊加（通常為電磁波）引起的干涉現象來獲取信息的技術。這項技術對於天文學、光纖、工程計量、光學計量、海洋學、地震學、光譜學及其在化學中的套用、量子力學、核物理學、粒子物理學、電漿物理學、遙感、生物分子間的相互作用、表面輪廓分析、微流控、應力與應變的測量、測速以及驗光等領域的研究都非常重要。
干涉儀廣泛套用於科學研究和工業生產中對微小位移、折射率以及表面平整度的測量。在干涉儀中，從單個光源發出的光會分為兩束，經不同光路，最終交匯產生干涉。所產生的干涉圖紋能夠反映兩束光的光程差。在科學分析中，干涉儀用於測量長度以及光學元件的形狀，精度能到納米級。它們是現有精度最高的長度測量儀器。在傅立葉變換光譜學中，干涉儀用於分析包含與物質相互作用發生吸收或散射信息的光。天文學干涉儀由兩個及以上的望遠鏡組成，它們的信號匯合在一起，結果的解析度與直徑為元件間最大間距的望遠鏡的相同。
基本原理
依據疊加原理，波匯合的結果具有能夠反映波原始狀態的性質。干涉測量術正是基於這一點。當兩束頻率相同的光疊加時，它們產生的條紋取決於它們的相位差：相位相同時會產生增強條紋，相反則會產生減弱條紋。兩種情況之間則會產生中間強度的條紋。這些條紋可以用來分析這兩束波的相對相位關係。絕大多數的干涉儀利用的是可見光等電磁波。
單束入射相干光在干涉儀（如圖一中的邁克耳孫干涉儀）中會經過分光鏡分為兩束。這兩束光在到達探測器重新匯聚前會各自經過不同的路徑，即光路。光路的不同會導致它們相位產生差異。干涉條紋正是產生於由此引入的相位差。如果單束光分為兩路，這兩路光的相位差就可以表征任何可能影響它們光程的因素。這些因素包括路徑長度的改變或是路徑上折射率的變化。
分類
一般而言，干涉測量術可以分為兩種基本類型：零差檢波和外差檢波。
零差檢測
在零差檢測中，待測電磁波和一個已知的參考信號（經常被稱作本地振盪器）進行混波，而待測信號和參考信號的載頻是相同的，這樣得到的干涉光場可以消除電磁波本身頻率噪聲所帶來的影響。典型的光學零差檢波裝置如馬赫-曾德爾干涉儀，其待測信號和參考信號來自同一波源。
外差檢測
外差檢測是兩束頻率不同但相近的相干電磁波的干涉，最早在美籍加拿大發明家雷吉納德·費生登的研究中被提到。它通過將待測電磁波和參考信號進行混波，實現對待測電磁波的頻率調製。現今這種方法已被廣泛地套用於遠程通信和天文學領域的信號探測和分析中，其中以無線電波、紅外線、可見光的干涉最為常見。待測信號和參考信號的頻率相近而不完全相同，在外差檢測中，兩列波同時入射到一個混頻器件——通常為（光）二極體——此時兩者發生外差干涉。
1962年，人們觀察到兩列頻率非常接近的雷射在光檢測器上干涉會產生拍頻，從那以後外差檢測技術得到了飛速的發展，對拍頻頻率或相位的測量可以達到非常高的精度，從而對長度的干涉測量產生了深遠的影響。
實際套用
光學干涉測量
可見光的干涉測量是干涉測量術中最先發展同時也得到最廣泛套用的類別，早期的實際套用如邁克耳孫測星干涉儀對恆星角直徑的測量，但如何獲取穩定的相干光源始終是限制光學測量發展的重要原因之一。直至二十世紀六十年代，光學干涉測量技術得到了飛速的發展，這要歸功於雷射這一高強度相干光源的發明，計算機等數字積體電路獲取並處理干涉儀所得數據的能力大大提升，以及單模光纖的套用增長了實驗中的有效光程並仍能保持很低的噪聲。電子技術的發展使人們不必再去觀察干涉儀產生的干涉條紋，而可以對相干光的相位差直接進行測量。這裡列舉了光學干涉測量在多個方面的一些重要套用。
長度測量
長度測量是光學干涉測量最常見的套用之一。如要測量某樣品的絕對長度，最簡明的方法之一是通過干涉對產生的干涉條紋進行計數；若遇到非整數的干涉條紋情形，則可以通過不斷成倍增加相干光的波長來獲得更窄的干涉條紋，直到得到滿意的測量精度為止。常見的方法還包括惠普公司研發的惠普干涉儀，它通過外加一個軸向磁場使氦－氖雷射器工作在兩個相近頻率，從而發出頻率相差2兆赫茲的兩束雷射，再通過偏振分束器使這兩束雷射產生外差干涉。干涉得到的差頻信號被光檢測器記錄，而待測樣品引起的光程差變化則可以通過計數器表示為光波長的整數倍。惠普干涉儀可以測量在60米左右以內的長度，在附加其他光學器件後還可以用於測量角度、厚度、平直度等場合。此外，還可以通過聲光調製的方法得到差頻信號，並且這種方法能獲得更高的差頻頻率，從而可以從差頻信號中得到更高的計數。
長度測量的另一類情形是測量長度的變化，常見的方法如藉助聲光調製產生的外差干涉，差頻信號所攜帶的相位差會被光檢測器記錄，從而得到長度的變化。在測量像熔凝石英這樣熱膨脹係數很低的材料的熱膨脹係數時，還經常用到一種更精確的方法：將兩面部分透射部分反射的玻璃板置於待測樣品的兩端，從而構成一個法布里－珀羅干涉儀。使用兩束髮生外差干涉的雷射，並通過反饋將其中一束雷射的頻率鎖定到法布里－珀羅干涉儀的一個透射峰值頻率上。這樣，當樣品發生熱膨脹而改變法布里－珀羅干涉儀的長度時，透射峰值頻率的變化會引起被鎖定的雷射頻率的相應變化，這一變化也會反映到外差信號中從而被探測到。
光學檢測
光學檢測包括對光學元件和光學系統的檢查和測試，諸如利用等厚干涉條紋來測量玻璃板各處的厚度，以及測量照相機鏡頭的調製傳遞函式（MTF）等都屬於這類套用。利用等厚干涉來檢測樣品表面是否平整的最常見方法是斐索干涉儀，它利用準直平行光在樣品表面反射後與入射光發生干涉，從而得到等厚條紋。此外，還可以採用從邁克耳孫干涉儀改進而來的特懷曼－格林干涉儀。特懷曼－格林干涉儀也使用準直平行光源，並由於從邁克耳孫干涉儀改進而來，它可以使兩束相干光的光程非常接近，從而相比於斐索干涉儀它對光源的相干長度要求有所降低。
干涉光譜
光譜儀可分辨的兩條譜線的中心波長與恰好可分辨的波長差的比值，稱作光譜儀的色分辨本領。對利用色散效應的稜鏡光譜儀以及利用衍射效應的光柵光譜儀，其色分辨本領都不會超過10的量級。
干涉儀的另一個重要套用是製造波長計，波長計又分為動態波長計和靜態波長計，前者包含活動組件可調節光程差，後者則採用光程差為倍數遞增關係的多個邁克耳孫干涉儀或自由光譜範圍為倍數遞增關係的多個法布里－珀羅干涉儀組合而成。此外利用雷射的外差干涉，結合法布里－珀羅干涉儀可以更精確地測量雷射的頻率或比較兩束雷射的頻率高低，並通過聲光調製和光纖延遲還可以測量出雷射的線寬。
在邁克耳孫測星干涉儀被發明以前，恆星直徑的測量始終是天文學上的一個難題，因為已知體積最大的恆星的角直徑也只有10角秒。然而即使是邁克耳孫測星干涉儀，其解析度也只能測量某些巨星的角直徑，對質量稍小的恆星就無能為力。正是雷射和外差干涉技術的發明，自二十世紀七十年代起在測星干涉領域引發了一場革新。在這些經改進的干涉儀中，望遠鏡捕捉到的星光與本地的雷射發生外差干涉，兩者頻率非常接近，從而產生了射電頻域內的拍頻信號；並且由於這個拍頻信號的光強來自星光和雷射光強的乘積，這種干涉從而能獲得更高的解析度。此外這些實驗大多使用了波長為10.6微米的二氧化碳雷射，這也是由於較長的波長能提高外差干涉的解析度。1974年，約翰森、貝茨和唐尼斯建造了一台基線長度為5.5米的差頻干涉儀，使用了功率為1瓦特並經過穩頻的二氧化碳雷射，其工作波長為10.6微米。他們用這台干涉儀對一系列紅外線源進行了觀測，包括M型超巨星、米拉變星，並取得了一些星周塵殼的溫度和質量分布等信息。而今隨著技術和製造工藝的進步，這類干涉儀的基線長度已經可以擴展到幾百米的距離，從而克服了最初邁克耳孫測星干涉儀遇到的困難。
