¿Se ha realizado interferometría óptica en radiofrecuencia utilizando heterodino con láser en un material no lineal?

Si uno recolecta emisión óptica de banda estrecha de un gran telescopio con frecuencia F 1 y lo mezcla en un cristal no lineal con luz láser de una frecuencia cercana F 2 , produciría dos nuevas señales en | F 1 + F 2 | y | F 1 − F 2 | .

La señal de diferencia | F 1 − F 2 | podría ser captado electromagnéticamente o tal vez sería detectable como un componente de CA en un fotodetector de alguna manera, tal vez el fotodetector sería el elemento no lineal en sí.

Una vez que la señal es eléctrica, podría grabarse para su posterior reproducción e interferometría fuera de línea, o para su transmisión a grandes distancias para una gran interferometría óptica de línea de base, o ambas.

¿Es esto "una cosa"? ¿Se ha hecho algo así o al menos se ha intentado?

Creo que no, porque la señal que intentas detectar no será coherente.
@RobJeffries No veo ninguna diferencia entre esto y la forma en que funciona en principio el Event Horizons Telescope, ¿puede señalarlo? Ambos usan osciladores locales que se sincronizan más tarde durante el análisis. ¿Qué es exactamente lo que sientes que no será coherente con qué más?
Supongo que quiero decir que el oscilador local y la fuente remota no mantienen una relación de fase fija durante una duración razonable (expresada en términos de múltiplos del período de onda). La heterodinación óptica generalmente se realiza cuando el oscilador local y la fuente son los mismos. Aún así, no estoy lo suficientemente informado sobre esto para aventurar una respuesta, pero sospecho que obtendría una si la pusiera en Physics SE.
@RobJeffries Obtendría muchas opiniones y argumentos, pero no estoy seguro de obtener la respuesta a esta pregunta. No estoy preguntando si alguien cree que es posible, estoy preguntando si esto se ha hecho. Mi problema es que estoy bastante seguro de haber leído sobre algo así hace mucho tiempo, pero no sé si fue una propuesta formal o no, o si de hecho fue el resultado de alguna demostración.
Una búsqueda en Google de "INTERFEROMETRÍA HETERODINA INFRARROJA" encuentra muchos artículos y libros. Mirando los resúmenes, parece que se ha hecho, pero con limitaciones considerables que los autores esperan superar en un futuro cercano.
@SteveLinton, lamento molestarlo, a la recompensa de +100 todavía le quedan 23 horas en su " período de gracia "
@uhoh Gracias por los avisos, pero en realidad no es un área sobre la que sepa mucho, y estoy un poco ocupado investigando en frío.

Respuestas (1)

Tal vez lo tengo yo, o ellos .

Estos pueden ser en lo que estaba pensando, un interferómetro de intensidad óptica basado en el efecto Hanbury Brown y Twiss , pero con conversión descendente mediante heterodino con láser.

Sin embargo: en lugar de que el proceso heterodino de conversión descendente ocurra en un cristal óptico que produce ondas de radio que se amplifican eléctricamente, la mezcla y la detección ocurren en un cristal semiconductor que actúa como un fotodiodo y la señal de salida es una corriente de fotoelectrones. Así que esto no es exactamente lo que se describe en la pregunta. Dado que es más probable que esta sea la forma correcta de realizar la medición, probablemente no recordé bien la conversión a radio seguida de la amplificación electrónica.

Posibilidad de Medir el Ancho de Líneas Angostas de Láser Astrofísico Fe II en la Vecindad de Eta Carinae mediante Interferometría de Correlación Heterodina de Brown-Twiss-Townes

El documento tiene una buena explicación del efecto y la medida que proponen.

Hay amplificación de luz y los fotones son bosones , etc.

Abstracto

Consideramos la posibilidad de medir el ancho real de las estrechas líneas ópticas de Fe II observadas en los espectros de las manchas de Weigelt en las cercanías de Eta Carinae. Las líneas se originan como resultado de la amplificación estimulada de la emisión espontánea de radiación en transiciones cuánticas entre niveles de energía que muestran población invertida (Johansson & Letokhov, 2002, 2003, 2004). Las líneas deben tener un ancho espectral subDoppler de 30-100 MHz, dependiendo de la geometría del volumen láser. Para realizar mediciones con una resolución espectral de R > 10 7 y una resolución angular mejor que 0.1 arcsec, sugerimos el uso de la interferometría de correlación de intensidad heterodina óptica Brown-Twiss-Townes. Las estimaciones realizadas de la relación S/N para el experimento láser astrofísico óptico heterodino implican que es factible.

y más importante de la introducción:

La interferometría de correlación de Brown-Twiss (Hanbury Brown & Twiss, 1956; Hanbury Brown, 1974), modificada por detección heterodina utilizando un láser de CO2 como oscilador local (Johnson et al., 1974) para la región de 10 µm, es muy adecuada para lograr una resolución angular y espectral muy alta simultáneamente. Llamaremos a este método la técnica Brown-Twiss-Townes (BTT). En el rango de 0,9-1,0 µm, esto se puede hacer hoy por medio de dos telescopios espacialmente separados equipados con dos fotorreceptores heterodinos, por ejemplo, diodos de avalancha, y un diodo láser semiconductor sintonizable que transporta su radiación a través de una fibra óptica (Sección 3). Ya se ha considerado y discutido un enfoque general de este método en una revista no astronómica (Lavrinovich & Letokhov, 1976; Letokhov, 1996).En el presente documento, nos enfocamos en el uso de la interferometría heterodina de correlación BBT para estudiar las líneas láser de Fe II en el rango de 0.9-1.0 µm y las estimaciones apropiadas de la relación señal-ruido (S/N) (Sección 4) .

Y de la Sección 3:

Para dominar nuevas regiones de longitud de onda y lograr altos niveles de resolución espectral, el método de interferometría de intensidad se modificó para convertirse en interferometría heterodina (Johnson et al., 1974). Esta técnica utiliza un oscilador láser monocromático local para producir latidos entre la onda de luz de la estrella de interés y la onda láser coherente del oscilador local. El método puede considerarse intermedio entre la interferometría de intensidad y la interferometría directa. Townes y colaboradores realizaron observaciones exitosas en la ventana infrarroja de 10 µm de la atmósfera utilizando un láser de CO2 como oscilador local (Johnsson et al., 1974; Townes, 1977). La línea de base utilizada consistió en un par de telescopios auxiliares separados unos pocos metros en el telescopio solar de Kitt Peaks.

MA Johnson, AL Betz y CH Townes, 1974 Interferómetro estelar heterodino de 10 μm

Un interferómetro espacial para una longitud de onda de 10 μm que utiliza dos telescopios independientes separados por 5,5 m, detección heterodina de la radiación infrarroja y ecualización de trayectoria mediante un cable de radiofrecuencia de longitud variable, ha proporcionado franjas de interferencia de la radiación del planeta Mercurio. Las observaciones marginales continuas durante 4000 segundos indican una notable estabilidad en la diferencia de trayectoria óptica a través de la atmósfera y los dos telescopios, las fluctuaciones entre los promedios de 20 segundos son aproximadamente 1/6 de la longitud de onda de 10 μm.

DDS Hale et al (2000) El interferómetro espacial infrarrojo de Berkeley: un interferómetro estelar heterodino para el infrarrojo medio

Se da una descripción detallada del Interferómetro Espacial Infrarrojo (ISI), desarrollado en el Laboratorio de Ciencias Espaciales de la Universidad de California en Berkeley, que es un interferómetro de alta resolución espacial para longitudes de onda del infrarrojo medio. Se discute la instrumentación, sus capacidades y rendimiento, el análisis de datos, el programa científico y los planes futuros. El uso del sistema de detección heterodina, análoga a la de un interferómetro de radio moderno, también se compara con los métodos homodinos o directos que se encuentran más comúnmente en el visible y el infrarrojo. El ISI ha estado operando productivamente en el Monte Wilson durante los últimos 10 años midiendo los materiales que rodean a las estrellas y sus cambios, así como algunos diámetros estelares. Las nuevas capacidades espectrales descritas aquí, un aumento reciente en la longitud de la línea base,

HIGO. 1. Diagrama de bloques conceptual de la óptica ISI, los circuitos y el sistema de detección heterodino, incluidos los sistemas de compensación de longitud de trayectoria y bloqueo de fase láser.

HIGO. 1. Diagrama de bloques conceptual de la óptica ISI, los circuitos y el sistema de detección heterodino, incluidos los sistemas de compensación de longitud de trayectoria y bloqueo de fase láser. El telescopio 1 y su remolque, con la óptica y los circuitos asociados, están encerrados dentro de la línea discontinua. El telescopio 2 está representado por el equipo fuera de la línea discontinua. El remolque del telescopio 1 es la ubicación operativa principal, con la computadora central, la línea de retardo, el correlador y el equipo de adquisición de datos. El telescopio 2 y su tráiler contienen equipo de compensación de longitud de trayectoria además del hardware de detección y óptica necesario. Cuando se instala un tercer telescopio, los controles, las líneas de retardo, la adquisición de datos, los correladores y otros equipos que no se necesitan en cada telescopio individual se alojarán en una estación central.

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