6.2.1　强度干涉仪

美国物理学家迈克尔逊利用光学干涉原理开发出测量遥远空间中的星球大小的星体干涉仪，其工作原理示意图如图6.2(a)所示。来自明亮星球的光被相距d的两个反射镜M1和M2收集，并通过双狭缝进入望远镜。如果双镜收集的光是相干的，则在望远镜的焦平面上会观察到两束光的干涉图样；如果两束光不相干，则观察不到干涉图样，得到的仅仅是两束光的强度叠加。试验中，调整双镜的距离d，观察干涉条纹的对比度变化。通过对比度随d的变化分析星球张角大小，从而可由星球到地球的距离确定星球实际的直径大小。在20世纪20年代的实验中，d的最大实际取值约为6米，可以测出一些红巨星的大小。猎户座α星（参宿四，δθr=2.2×10-7弧度，是继太阳之后，第一颗被测出直径的恒星）就是这样被发现的。

图6.2　两种干涉仪的工作原理示意图

要想提高分辨率，需要增大d。然而，随着d的增大，保持双镜稳定以观测到干涉条纹的难度越来越大。汉布里·布朗和特维斯在迈克尔逊星体干涉仪基础上加以改进，研制出强度干涉仪，其工作原理示意图如图6.2(b)所示，利用两个凹面反射镜代替平面反射镜收集来自选定星球的光，并产生光电流i1和i2，这两路光电流分别被反射、汇聚到对应的光电倍增管上。这样的方案不但提高了分辨率，还更容易观测到干涉条纹。(https://www.daowen.com)

在这个方案中，干涉仪度量了入射到光电倍增管上产生的光电流i1和i2之间的关联程度，该功能由乘积模块实现。实验的输出值正比于i1i2的时间平均值，从而正比于入射到两个探测器的光强I1和I2的乘积I1I2。当d很小时，两个探测器从光源的同一区域收集光，则I1(t)=I2(t)。当d很大时，从光源不同区域到达两个探测器的光强不同，即I1(t)／=I2(t)，则I1(t)I2(t)的平均值也不同。因此，探测器的输出依赖于d，这为探测星球的张角提供了另外一种方式。

汉布里·布朗和特维斯在1955–1956年做了一系列的实验验证，测得天狼星（Sirius）的张角为δθs=3.3×10-8弧度，与其他实验方式的测得值完全一致，从而证明这种装置的有效性。随后，他们在澳大利亚设置的d达到188米，分辨角达到2×10-9的更大、更精准的干涉仪，随后测量出数百个亮星的直径。

在量子光学领域，对HBT实验的兴趣来自对实验结果的解释。前面提到，干涉仪度量的是两个光探测器所记录光强之间的关联。这就会出现概念上的困难：如果每个光探测事件是统计的量子过程，那么两个离散事件是如何相互关联的呢？这个概念性困难可以用半经典理论解决：将光看作经典的，而探测过程是量子的，这就足以解释HBT实验的结果。现在，我们已经将光量子化，这仍然是有效的，并且光的量子理论可以预测到HBT实验中经典光无法给出的结果。本节的目标就是解释为何能观测到这些量子效应，并解释产生这些结果的原因。在此之前，我们先回顾HBT实验的经典理论。