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1、分振动面干涉,3.会聚偏振光的干涉,1.平行偏振光的干涉,2.偏振干涉滤光器,5-9 偏振光的干涉-干涉色(Interference colors),条件：频率相同、振动方向相同、位相差恒定,一、偏振光干涉典型的实验装置,在两块共轴的偏振片P1 和P2 之间放一块厚度为d的波片，光轴方向如图,d,P1 的作用：获得线偏振光,波片的作用：将入射的线偏振光分解成两束相互垂直的、有 固定位相差的线偏振光,P2 的作用：把两束线偏振光引到同一方向上来,二、线偏振光干涉的强度分布,设P1 与y（波片光轴）的夹角为，P2 与y的夹角为,A2e,过P1 后振幅为 A1,过波片后分为,A2o,过P2 后振幅为
2、,设两振动为相干的，位相差为，合振动强度为,关于 的讨论,两部分组成,由波片引起的位相差,由P1 和P2 的相对透振方向引起的位相差,1、P1 和P2 在相同的象限内，A2o和A2e 方向相同，无附加光程差,2、P1 和P2 在不同的象限内，A2o和A2e 方向相反，附加光程差为,关于光强I 的讨论,P1 和P2 的透振方向相互平行,P1 和P2 的透振方向相互垂直,注意：取锐角，为负角,一般情况下,以z为轴旋转波片，改变y相对于P1和P2的方向,用单色光照射,P1 和P2 的透振方向相互平行,I/取极大,I/取极小,极值条件,P1 和P2 的透振方向相互垂直,以z为轴旋转波片，改变y相对于P
3、1和P2的方向,I=0，取极小,I取极大,极值条件,用单色光照射,波片厚度 d 确定，用不同波长的光入射时，透射光的强弱随波长的不同改变。,三、色偏振（略）,四、偏振光干涉条纹的形成,在前面的实验装置中，视场中只有均匀的亮暗或色彩变化（为什麽？），要观察到条纹，须把波片换成劈尖形的。,P1 和P2 的相互垂直，用单色光照射时，与d有关,明暗条纹条件,暗条纹,明条纹,讨论（1）:,出射光强与 有关，与有关,出射光强为零.,若一定.,(a),(b),出射光强最大.,讨论（2）:,固定不动.,(波长片),出射光强最大.,出射光强最小.,(a),由于M和N垂直与平行两种情况下,相干光相位差差,所以对于
4、给定的晶体薄板,在垂直时出射光为干涉最大,而在平行时却为干涉最小;反之依然.且有,这两种情况光强互补.,若用白光作光源,对于同一厚度的波片,垂直时出射光颜色与平行时出射光颜色互补,即两种情况下的出射光加起来为白光.在由垂直向平行过度时,出射光颜色会发生突然的变化,这种现象叫做色偏振.,(3)等厚干涉,当偏振光的干涉装置中的晶片厚度不均匀时，具有相同厚度的地方，将产生同样的干涉光强，形成等厚干涉花样,2.偏振干涉滤光器和太阳色球观察,天体辐射，因种种原因而具有各种偏振态所以，对天体辐射偏振态的测量，对了解天体的物理状态，研究天体的辐射机制，以及天体辐射通过的物质等都有重要的意义例如：,由日冕的偏
5、振态的测量，可以求日冕内部电子密度和温度的分布.测量因天体磁场作用下被分裂的光谱散射光的偏振，可以测天体的磁场.测量行星大气散射光的偏振，可以获得行星大气组成的情况.,通常在明亮多色的光球背景上，无法观测到弱的色球层和日冕层，所以要用单色光观察,适合色球观察的波长有：,656.2nm(H线),393.4nm(Cak线)，,396.8nm(Ca线),He,587.5nm(D3线),Mg,518.3nm(b1线)等,里奥型偏振干涉滤光器结构（四级）：,上图中为波片，为偏振片图下方的箭头标出了它们的透振方向或光轴方向,第一级里奥单级：,出射光强分布:,波长满足1，即：,波长满足1，即：,的光全部滤掉
6、，其他波长都被减弱.,曲线,全部透过：,第二级里奥单级,满足下式的波长全部透过，,满足下式的波长全部滤掉：,其他波长都被减弱.,曲线,两级里奥单级串接，光强分布为各级透射光强的积:,N级里奥滤光器串接，光强分布为：,类似多光束光强分布，级次愈多，得到的透射带宽愈窄.,曲线,返回,返回,返回,3.会聚偏振光的干涉,偏振片P1的P2 透振方向垂直，入射平行光经过透镜L1会聚在晶体中，透镜L2又将其变为平行光束投射到P2 上在P2 后可以看到与P2 平行及垂直的黑十字和以透镜光轴为中心的同心明暗相间的圆环，前者称等旋线，后者称等色线,其他方向的会聚光线分解出的o光和e光，在晶体中有不同的折射率，因而有不同的光程，从而产生不同的相位差当投影到2上相干涉时，会因相位差的不同而产生不同的光强,
