Speckle-Interferometrie

aus Wikipedia, der freien Enzyklopädie
Wechseln zu: Navigation, Suche

Die Speckle-Interferometrie ist ein Verfahren zur Vermessung kleiner Distanzänderungen. Kohärentes aufgeweitetes Laserlicht erzeugt auf einer Oberfläche Speckles. Durch Interferenz ändert sich das Muster, wenn Verspannungen in der reflektierenden Oberfläche oder laterale Bewegungen einer rauen Oberfläche den Abstand um Bruchteile der Wellenlänge (typische Bewegungen: 5 nm bis 50 nm) verändern.

In der Astronomie bezeichnet Speckle-Interferometrie ein Verfahren zur Bildverbesserung, das die bei erdgebundenen Teleskopen durch die turbulente Atmosphäre hervorgerufene Verschlechterung beseitigt.

Anwendung in der Materialforschung[Bearbeiten]

Speckle-Interferometrie kann kleine Verformungen von Test-Objekten sichtbar machen. Sie wird in der Materialforschung unter anderem zur Untersuchung von Vibration, thermischer Belastung, Zugspannung oder Scherspannung eingesetzt. Die Grundlage der Methode ist der Speckle-Effekt von Laserlicht, das an einer rauen Oberfläche des Test-Objekts gestreut wird. Während einer kontrollierten Belastung des Objekts werden nun ohne Änderung der relativen Position von Kamera, Objekt und Laser aufeinander folgende Bilder aufgenommen. Die Belastung führt zu kleinen Verformungen des Objekts und lässt dabei die Speckle-Punkte auf den Bildern wandern. Aus einer computergestützten Analyse der Speckle-Bewegungen lässt sich nun die Verformung quantitativ rekonstruieren.

Anwendung in der Astronomie[Bearbeiten]

Film vom Speckle-Muster eines einzelnen Sterns. Die regelmäßige seitliche Bewegung ist die Folge von Vibrationen des Teleskops mit 14 Hz. Zusätzlich bewegen sich die Speckles des Sterns und werden heller und schwächer.

In der Astronomie ist die Speckle-Interferometrie eine Methode zur Beseitigung der Auswirkung von atmosphärischen Störungen auf astronomische Aufnahmen. Luftturbulenzen in der Atmosphäre sind die Ursache dafür, dass das Licht eines Sterns auf leicht unterschiedlich langen Pfaden das Teleskop erreicht. Deswegen entsteht in der Brennebene des Teleskops statt eines beugungstheoretisch scharfen Bildes durch Interferenz ein Muster von einzelnen Flecken (die sogenannten Speckles). Das Auflösungsvermögen eines Teleskops ist deswegen auf den mittleren Durchmesser dieses Speckle-Musters begrenzt (siehe auch Seeing). Die Feinstruktur des Musters ändert sich in weniger als einer Sekunde völlig. Diese Luftturbulenzen erzeugen auch das bekannte Flackern (Funkeln) der Sterne.

Für die Speckle-Interferometrie werden statt eines lang belichteten Einzelbildes viele Kurzzeitbelichtungen aufgenommen. Die einzelne Belichtungszeit beträgt zwischen wenige Millisekunden bis maximal eine Sekunde. Durch nichtlineares Mitteln der einzelnen Bilder gelingt es, den bildverschlechternden Einfluss der Erdatmosphäre zu kompensieren und ein beugungstheoretisch scharfes Bild des Objekts (zum Beispiel des Sterns) zu erhalten. Diese Technik wurde in den 1970er Jahren erstmals eingesetzt. Ihre Anwendung wird durch die notwendigerweise kurzen Belichtungszeiten auf hellere Objekte beschränkt.

Wichtige Methoden sind auch:

Weblinks[Bearbeiten]