纳拉布里恒星强度干涉仪

纳拉布里恒星强度干涉仪 (NSII)是第一个测量大量恒星在可见光波长直径的天文仪器。他是由Robert Hanbury Brown(还有其他人)设计的，他因这项工作在1971年获得休斯勋章。

简介纳拉布里恒星强度干涉仪(NSII)是第一个测量大量恒星在可见光波长直径的天文仪器。他是由Robert Hanbury Brown(还有其他人)设计的，他因这项工作在1971年获得休斯勋章。它是由雪梨大学物理学院建造，座落于澳州新南威尔士中心偏北的纳拉布里。它的设计是基于较早期由Hanbury Brown和Richard Q. Twiss在英国焦德雷班克建造的光学强度干涉仪。NSII从1963年工作至1974年，曾用来测量32颗恒星的角直径。1

恒星恒星是一种天体，由引力凝聚在一起的一颗球型发光等离子体体，太阳就是最接近地球的恒星。在地球的夜晚可以看见的其他恒星，几乎全都在银河系内，但由于距离非常遥远，这些恒星看似只是固定的发光点。历史上，那些比较显著的恒星被组成一个个的星座和星群，而最亮的恒星都有专有的传统名称。天文学家组合成的恒星目录，提供了许多不同恒星命名的标准。

至少在恒星生命的一段时期，恒星会在核心进行氢融合成氦的核聚变反应，从恒星的内部将能量向外传输，经过漫长的路径，然后从表面辐射到外太空。一旦核心的氢消耗殆尽，恒星的生命就即将结束。有一些恒星在生命结束之前，会经历恒星核合成的过程；而有些恒星在爆炸前会经历超新星核合成，会创建出几乎所有比氦重的天然元素。在生命的尽头，恒星也会包含简并物质。天文学家经由观测其在空间中的运动、亮度和光谱，确知一颗恒星的质量、年龄、金属量（化学元素的丰度），和许多其它属性。一颗恒星的总质量是恒星演化和决定最终命运的主要因素：恒星在其一生中，包括直径、温度和其它特征，在生命的不同阶段都会变化，而恒星周围的环境会影响其自转和运动。描绘众多恒星的温度相对于亮度的图，即赫罗图（H-R图），可以让我们测量一颗恒星的年龄和演化的状态。

恒星的生命是由气态星云（主要由氢、氦，以及其它微量的较重元素所组成）引力坍缩开始的。一旦核心有了足够的密度，氢聚变成氦的核聚变反应就可以稳定的持续进行，释放过程中产生的能量。恒星内部的其它部分会进行组合，形成辐射层和对流层，将能量向外传输；恒星内部的压力能防止其因自身的重力继续向内坍缩。一旦耗尽了核心的氢燃料，质量大于0.4太阳质量的恒星，会膨胀成为一颗红巨星，在某些情况下，在核心或核心周围的壳层会融合成更重的元素。然后这颗恒星会演化出简并型态，并将一些物质回归至星际空间的环境中。这些释放至间中的物质有助于形成新一代的恒星，它们会含有比例较高的重元素。与此同时，核心成为恒星残骸：白矮星、中子星、或黑洞（如果它有足够庞大的质量）。

联星和多星系统包含两颗或更多受到引力束缚的恒星，通常彼此都在稳定的轨道上各自运行着。当这样的两颗恒星在相对较近的轨道上时，其间的引力作用可以对它们的演化产生重大的影响。恒星可以构成更巨大的引力束缚结构，像是星团或是星系。2

干涉 (物理学)干涉（interference）在物理学中，指的是两列或两列以上的波在空间中重叠时发生叠加，从而形成新波形的现象。

例如采用分束器将一束单色光束分成两束后，再让它们在空间中的某个区域内重叠，将会发现在重叠区域内的光强并不是均匀分布的：其明暗程度随其在空间中位置的不同而变化，最亮的地方超过了原先两束光的光强之和，而最暗的地方光强有可能为零，这种光强的重新分布被称作“干涉条纹”。在历史上，干涉现象及其相关实验是证明光的波动性的重要依据，但光的这种干涉性质直到十九世纪初才逐渐被人们发现，主要原因是相干光源的不易获得。

为了获得可以观测到可见光干涉的相干光源，人们发明制造了各种产生相干光的光学器件以及干涉仪，这些干涉仪在当时都具有非常高的测量精度：阿尔伯特·迈克耳孙就借助迈克耳孙干涉仪完成了著名的迈克耳孙－莫雷实验，得到了以太风观测的零结果。迈克耳孙也利用此干涉仪测得标准米尺的精确长度，并因此获得了1907年的诺贝尔物理学奖。而在二十世纪六十年代之后，激光这一高强度相干光源的发明使光学干涉测量技术得到了前所未有的广泛应用，在各种精密测量中都能见到激光干涉仪的身影。现在人们知道，两束电磁波的干涉是彼此振动的电场强度矢量叠加的结果，而由于光的波粒二象性，光的干涉也是光子自身的几率幅叠加的结果。2

参见衍射

摩尔纹

干涉仪列表

干涉测量术

本词条内容贡献者为:

刘军 - 副研究员 - 中国科学院工程热物理研究所