interferòmetro
Indice
Descrizione generale
sm. [da interfer(enza)+-metro]. Dispositivo che utilizza l'interferenza delle onde luminose per misurare le dimensioni di oggetti molto sottili tramite il confronto con la lunghezza d'onda della luce usata. A volte con il termine interferometro si indicano dispositivi usati solo per la produzione di interferenza d'onde luminose (interferometro ottico) e acustiche (interferometro acustico). Il principio su cui si basano gli interferometri è il seguente: se sul percorso di un fascio luminoso, da una sorgente a uno schermo, si colloca un oggetto, il cui spessore è un multiplo della lunghezza d'onda della luce incidente si ottiene sullo schermo una figura di frange d'interferenza. Il numero delle frange è uguale allo spessore dell'oggetto da misurare diviso per la lunghezza d'onda della luce usata. Dal numero delle frange e dalla lunghezza d'onda si può quindi risalire allo spessore dell'oggetto. Prima dell'invenzione del laser e del maser, per ottenere due sorgenti di onde elettromagnetiche coerenti non era possibile ricorrere a due sorgenti distinte. Ciò perché un fascio luminoso, prodotto da una sorgente naturale, è l'insieme di un numero enorme di onde incoerenti, ciascuna emessa da un atomo della sorgente, cosa che rende impossibile creare due fasci coerenti con due sorgenti distinte. Nell'interferometria tradizionale si ricorre quindi a una sorgente unica, che viene sdoppiata con opportuni artifici. Tra i più importanti interferometri ottici tradizionali si hanno l'interferometro di Jamin e l'interferometro di Michelson.
Ottica: gli interferometri di Jamin e di Michelson
L'interferometro di Jamin è costituito da due lastre eguali di vetro a facce piane e parallele e con le facce MM, M´M´ argentate. Un fascio luminoso monocromatico, di raggi paralleli, schematizzato con il raggio r, incide sulla faccia FF, indi si divide in due fasci: uno segue il percorso SS´P´T´, l'altro segue il percorso SPTT´. Un osservatore con l'occhio dietro l'oculare Oc può osservare frange di interferenza localizzate in T´; esse sono luminose od oscure secondo che la differenza dei cammini ottici dei raggi che interferiscono sia eguale a un multiplo pari o dispari di λ/2. L'interferometro si presta, tra l'altro, per misure di indici di rifrazione; interponendo fra T e T´, o fra S e S´, un tubo di vetro di indice di rifrazione n incognito e di lunghezza nota, dalla distanza fra le successive frange luminose è possibile ricavare il valore di n. L'interferometro di Michelson è costituito da una lamina di vetro LL a facce piane e parallele, che forma un angolo di 45º con il raggio monocromatico incidente, e da due specchi S₁ e S₂, rispettivamente parallelo e perpendicolare al raggio incidente. I due cammini ottici su cui ci si basa per ottenere l'interferenza sono PT₁PR e PT₂PR. Poiché, a parità di distanze PT₁ e PT₂, i due cammini differiscono perché il primo attraversa una volta e il secondo due volte la lamina LL, una seconda lamina L´L´ ha lo scopo di annullare tale differenza. In tali condizioni, l'interferometro si presta a due tipi diversi di utilizzazione: interponendo su uno dei due cammini un elemento, per esempio un tubo di vetro, se ne può calcolare l'indice di rifrazione come con l'interferometro di Jamin; inclinando di un piccolo angolo β lo specchio T₂, il sistema si comporta come se sullo specchio T₁ vi sia una lamina di cui la faccia esterna è l'immagine di T₁ data dalla faccia MM; l'osservatore vede delle frange analoghe a quelle esaminate nel caso della lamina di spessore variabile. La distanza di queste frange è funzione nota di λ e di β, per cui, conoscendo la relazione tra differenza di cammino, λ e β, si può assumere come incognita o λ o β per effettuare misure di lunghezza d'onda o di piccoli spostamenti. L'interferometro di Michelson è famoso nella storia della fisica per il suo uso in un'esperienza che avrebbe dovuto rivelare il moto della Terra rispetto all'etere; il fallimento di tale esperienza fu determinante per dimostrare l'inesistenza dell'etere.
Ottica: l'impiego in astronomia
L'interferometro di Michelson fu anche usato per la prima misurazione assoluta del metro campione e, in astronomia, per la misura indiretta dei diametri stellari apparenti. Tale tecnica, basata sulla formazione di figure di interferenza, prende le mosse dalla proposta originale, avanzata nel 1868 da A. H. Fizeau, nella quale la luce proveniente dalla sorgente stellare – resa monocromatica alla lunghezza d'onda λ mediante filtro di colore – viene fatta passare attraverso due fenditure praticate in uno schermo opaco adattato all'obiettivo telescopico. Poiché si suppone che il cammino ottico seguito dai raggi, prima di convergere nel fuoco, debba essere alquanto diverso rispetto a quelli che provengono dai bordi opposti del disco stellare – e tanto più, quanto più grande è il diametro ρ del disco – ci si deve attendere che l'immagine telescopica (di diffrazione) della stella presenti le caratteristiche frange d'interferenza. La variazione controllata dell'interdistanza b fra le due fenditure porta alla scomparsa delle frange allorché viene soddisfatta la relazione ρ‟ = 2,4 × 105λ/b, che consente di determinare il diametro stellare apparente (in secondi d'arco) una volta noti λ e b. La prima stella di cui fu misurato il diametro angolare – nel dicembre 1920 da Anderson e Pease a Monte Wilson – fu la gigante rossa Betelgeuse. Nel 1974, A. Labeyrie propose l'uso simultaneo di due telescopi a riflessione, Cassegrain coudé, montati su rotaia, la cui interdistanza poteva raggiungere i 35 m, ottenendo in tal modo un potere risolutivo dieci volte maggiore e adatto alla determinazione di un gran numero di diametri stellari e di separazioni di stelle doppie. Le prestazioni offerte da dispositivi di questo genere sono andate accrescendosi rapidamente nel tempo grazie all'introduzione di servocomandi, di sistemi impersonali di acquisizione immagine, di elaborazione mediante calcolatori veloci. Ancora al Labeyrie si deve l'introduzione – a partire dagli anni Settanta – di una tecnica d'interferometro ottica rivoluzionaria: la speckles interferometry o “interferometria a macchie” così detta in quanto essa si basa sull'analisi dell'insieme delle macchioline luminose di diffrazione che – disperse e fluttuanti intorno a un baricentro ottico – costituiscono quella che è la consueta immagine stellare degradata dalle variabili caratteristiche rifrattive dell'atmosfera. In questo caso, l'analisi condotta mediante particolari metodi matematici applicati da calcolatori sulle posizioni successivamente assunte dai nuclei luminosi, consente di dedurre informazioni spaziali sul conto dell'immagine stellare. Di conseguenza, per un sempre crescente numero di stelle singole, o multiple, otticamente irresolubili, si sta rendendo possibile la sintesi dei loro aspetti superficiali salienti e delle posizioni reciproche.
Acustica
Tra gli interferometri acustici il più noto, e ancora usato per esperienze didattiche, è il tubo di Quincke. Oltre a questo vi sono gli interferometri a ultrasuoni il cui uso principale è quello di determinare la velocità di propagazione degli ultrasuoni nei vari mezzi. In generale si ricorre a onde ultrasonore stazionarie, ottenute mediante un cristallo piezoelettrico e inviate a un riflettore posto a distanza D = nλ/2, dove n è un numero intero, dal cristallo. La velocità di propagazione c dell'onda ultrasonora si ricava dalla relazione c = λ f, in cui f è la frequenza. Per misurare λ, se il mezzo di cui si vuol determinare c è un liquido trasparente, si può usare il metodo delle strie, con il quale su uno schermo sono visualizzate linee nodali e ventrali relative alle onde ultrasonore stazionarie. Spostando il recipiente contenente il liquido, nella direzione della propagazione, di una lunghezza l a cui corrisponde il passaggio di m righe chiare sotto una linea di riferimento, λ è ottenibile dalla relazione λ = 2l/m. Quando questo metodo non è utilizzabile, si sposta il riflettore avvicinandolo alla sorgente; a ogni posizione corrispondente a onde stazionarie si ha un acuto minimo della corrente di alimentazione del cristallo, quindi è possibile determinare il relativo spostamento, pari a λ/2.