光干涉仿真的案例
基于ASAP的散射光雙光束干涉仿真
基于ASAP的散射光雙光束干涉仿真
光的干涉是物理光學中最重要的現象之一。本文分析了MIT實驗視頻中的光學原理，提煉了其物理模型。視頻利用邁克爾遜干涉儀進行分振幅產生兩相干光，在接收屏上觀察到等傾圓紋。本文記錄了利用強大的光學設計軟件ASAP對該物理模型進行仿真的過程。
光學原理: 邁克耳孫干涉儀是應用光的干涉原理，測量長度或長度變化的精密的光學儀器，其光路圖如圖。
運行ASAP模擬結果：
ASAP 已持續在光學領域中發展，由代碼來指示光線如何與系統對象交互作用，來模擬其物理現象。仿真和分析的結果非常明了，能夠比現有其它軟件處理更多的光學系統仿真。 ASAP 在工業界廣泛應用于航天工程、生物光學產業、顯示器、反射器、光學測量科技、光通訊產業、照明系統、光導管系統等。
因此，對于光電專業的學生來說，用好 ASAP 不僅能讓我們在未來的課程設計中受益，更深層次的講，當我們畢業走進上述的工作崗位后，這種渴望探索的求知精神無疑是一筆隱形財富。于是抱著這樣的態度去做工程，這就成為我們學習和發展的優勢，比如當我們設計一個光學系統后想要模擬產品效果是否達到要求， 我們便可以利用 ASAP 強大的功能做出仿真， 發現其存在的問題，結合所學解決優化，以達到完善產品的目的。而每完成這樣的一次任務也就完成了一次自我升華，是對知識的沉淀，對經驗的累積，對視野的拓展。
展開 FRED案例展示：部分相干光的應用--天文光干涉儀
簡介:
天文光干涉儀能夠實現恒星和星系的高角分辨率的測量。首次搭建的天文光干涉儀分別由菲索（1868）和邁克爾遜（1890）提出。邁克爾遜恒星干涉儀于1920年成功地測出參宿四的直徑。現如今，恒星干涉儀可用于前沿研究，如外行星識別和恒星的超高分辨率（4豪弧秒）成像。在本文中，一種經典的邁克遜恒星干涉儀將會在FRED里面進行設計和分析。
①恒星干涉儀設計
系統的幾何結構如圖1所示。干涉儀由四個反射鏡、一對小孔、一個正透鏡和一個探測儀組成。
圖 1.邁克爾遜恒星干涉儀的幾何結構。反射鏡M1和M2由可變的距離d分開。另一組反射鏡使光線轉向通過不透明掩膜上的一對小孔上。一個平凸透鏡放置在掩膜的后面，相應的具有吸收的探測器平面放置在透鏡的焦平面處。
考慮恒星的測量。恒星由一個多色光光源模擬，它在一個小的角度范圍內照射干涉儀，這對應于它的角直徑。正常入射在兩個路徑P1和P2之間沒有光程差。然而，進入到干涉儀中光線的光程差會隨著角度的增大而增大。探測器上生成的干涉圖樣的一些例子如圖2所示。
圖2.左：角度范圍為1弧秒的恒星在探測器上的白光干涉圖樣，白光的中心波長為0.55um，半帶寬為0.1um。干涉儀的小孔半徑為1mm，反射鏡距離為50mm。右：增加反射鏡間距到100mm的干涉圖樣，此干涉圖的能見度降低了。
②全局變量的腳本
條紋可見度是光源角度范圍、光譜含量、小孔半徑和兩個外反射鏡（M1和M2）之間的距離d的函數。在實際中，改變反射鏡間距可以獲得預期的未知值：光源的角度范圍。為了觀察干涉圖樣上這些變量每個的影響，使用FRED內置的BASIC腳本環境，可以寫入帶有全局變量的嵌入式腳本。這些變量如圖3所示。全局變量允許用戶對腳本化FRED模型進行調整，而不需要直接編輯腳本本身。
展開 光 · 學堂 | VirtualLab Fusion干涉檢測技術|干涉原理分析及光學系統建模 2026/6/23-24（上海場）
對計量系統的分析不可避免地需要考慮物理光學效應(相干、偏振、干涉、行射等)，以產生現實、充分的結果。VirtualLab Fusion為這種分析提供了必要的工具，利用快速物理光學理論來促進快速仿真。
干涉系統被廣泛地應用于光學測量和光學檢測等領域。對這類系統工作原理的討論必須要結合物理光學的知識，如光的電磁場表示、光的波動性、光場的疊加等。顯微系統也是組成光學測量的一個重要組成部分，課程內容中也涵蓋了高NA系統，微觀與宏觀相結合的完整系統仿真如晶圓檢測系統，摩爾紋系統等。該課程無需軟件基礎。
課程大綱
1
VirtualLab Fusion軟件介紹
光之數字模型平臺原理介紹
電磁場的表達形式
VirtualLab Fusion用戶界面的基礎操作
2
基礎知識簡介
干涉發生的條件
楊氏雙縫干涉實驗特性
激光邁克爾遜干涉--非序列追跡和參數掃描功能介紹
3
干涉測量系統建模
利用FP腔研究鈉原子D線光譜
光學相干層析掃描系統
Inces - Gaussian光束產生渦旋陣列激光光束的觀測
利用剪切干涉法的準直測量
基于菲索干涉儀的面型檢測
Mirau干涉儀
基于零位檢測的CGH設計
4
微觀與宏觀結合的完整系統仿真
結構光照明的顯微鏡系統
用于微結構晶圓檢測的光學系統
摩爾紋的仿真
展開 [FRED] 天文光干涉儀
簡介
天文光干涉儀能夠實現恒星和星系的高角分辨率的測量。首次搭建的天文光干涉儀分別由菲索（1868）和邁克爾遜（1890）提出。邁克爾遜恒星干涉儀于1920年成功地測出參宿四的直徑。現如今，恒星干涉儀可用于前沿研究，如外行星識別和恒星的超高分辨率（4豪弧秒）成像。在本文中，一種經典的邁克遜恒星干涉儀將會在FRED里面進行設計和分析。
恒星干涉儀設計
系統的幾何結構如圖1所示。干涉儀由四個反射鏡、一對小孔、一個正透鏡和一個探測儀組成。
圖1.邁克爾遜恒星干涉儀的幾何結構。反射鏡M1和M2由可變的距離d分開。另一組反射鏡使光線轉向通過不透明掩膜上的一對小孔上。一個平凸透鏡放置在掩膜的后面，相應的具有吸收的探測器平面放置在透鏡的焦平面處。
考慮恒星的測量。恒星由一個多色光光源模擬，它在一個小的角度范圍內照射干涉儀，這對應于它的角直徑。正常入射在兩個路徑P1和P2之間沒有光程差。然而，進入到干涉儀中光線的光程差會隨著角度的增大而增大。探測器上生成的干涉圖樣的一些例子如圖2所示。
圖2.左：角度范圍為1弧秒的恒星在探測器上的白光干涉圖樣，白光的中心波長為0.55um，半帶寬為0.1um。干涉儀的小孔半徑為1mm，反射鏡距離為50mm。右：增加反射鏡間距到100mm的干涉圖樣，此干涉圖的能見度降低了。
全局變量的腳本
條紋可見度是光源角度范圍、光譜含量、小孔半徑和兩個外反射鏡（M1和M2）之間的距離d的函數。在實際中，改變反射鏡間距可以獲得預期的未知值：光源的角度范圍。為了觀察干涉圖樣上這些變量每個的影響，使用FRED內置的BASIC腳本環境，可以寫入帶有全局變量的嵌入式腳本。這些變量如圖3所示。全局變量允許用戶對腳本化FRED模型進行調整，而不需要直接編輯腳本本身。
展開 
使用部分相干光的楊氏干涉實驗
雙縫干涉實驗最初由Thomas Young在19世紀初進行，它顯示了光的波動性質，是空間相干測量的重要技術。在VirtualLab Fusion中，我們用單點光源和擴展光源復現了Young的實驗。我們通過檢查干涉條紋對比度的變化來研究擴展源的相干特性。
楊氏干涉實驗
在 VirtualLab Fusion中,我們復現了著名的楊氏干涉實驗，并檢驗了狹縫寬度、狹縫距離以及使用擴展源的影響。
編程一個雙縫函數
給出了一個用于定義雙狹縫函數的示例片段，該函數具有可自定義的狹縫寬度和狹縫之間的距離。
[NEWSLETTER] 使用部分相干光的楊氏干涉實驗
雙縫干涉實驗最初由Thomas Young在19世紀初進行，它顯示了光的波動性質，是空間相干測量的重要技術。在VirtualLab Fusion中，我們用單點光源和擴展光源復現了Young的實驗。我們通過檢查干涉條紋對比度的變化來研究擴展源的相干特性。
楊氏干涉實驗
在 VirtualLab Fusion中,我們復現了著名的楊氏干涉實驗，并檢驗了狹縫寬度、狹縫距離以及使用擴展源的影響。
編程一個雙縫函數
給出了一個用于定義雙狹縫函數的示例片段，該函數具有可自定義的狹縫寬度和狹縫之間的距離。
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展開 FRED天文光干涉儀
簡介
天文光干涉儀能夠實現恒星和星系的高角分辨率的測量。首次搭建的天文光干涉儀分別由菲索（1868）和邁克爾遜（1890）提出。邁克爾遜恒星干涉儀于1920年成功地測出參宿四的直徑。現如今，恒星干涉儀可用于前沿研究，如外行星識別和恒星的超高分辨率（4豪弧秒）成像。在本文中，一種經典的邁克遜恒星干涉儀將會在FRED里面進行設計和分析。
恒星干涉儀設計
系統的幾何結構如圖1所示。干涉儀由四個反射鏡、一對小孔、一個正透鏡和一個探測儀組成。
圖1 邁克爾遜恒星干涉儀的幾何結構。反射鏡M1和M2由可變的距離d分開。另一組反射鏡使光線轉向通過不透明掩膜上的一對小孔上。一個平凸透鏡放置在掩膜的后面，相應的具有吸收的探測器平面放置在透鏡的焦平面處。
考慮恒星的測量。恒星由一個多色光光源模擬，它在一個小的角度范圍內照射干涉儀，這對應于它的角直徑。正常入射在兩個路徑P1和P2之間沒有光程差。然而，進入到干涉儀中光線的光程差會隨著角度的增大而增大。探測器上生成的干涉圖樣的一些例子如圖2所示。
圖2 左：角度范圍為1弧秒的恒星在探測器上的白光干涉圖樣，白光的中心波長為0.55um，半帶寬為0.1um。干涉儀的小孔半徑為1mm，反射鏡距離為50mm。右：增加反射鏡間距到100mm的干涉圖樣，此干涉圖的能見度降低了。
全局變量的腳本
條紋可見度是光源角度范圍、光譜含量、小孔半徑和兩個外反射鏡（M1和M2）之間的距離d的函數。在實際中，改變反射鏡間距可以獲得預期的未知值：光源的角度范圍。為了觀察干涉圖樣上這些變量每個的影響，使用FRED內置的BASIC腳本環境，可以寫入帶有全局變量的嵌入式腳本。這些變量如圖3所示。
展開 使用相干光模擬馬赫澤德干涉儀
總結
馬赫澤德干涉儀的干涉圖樣的計算
4. 仿真
以光線追跡對干涉儀的仿真。
5. 計算
采用幾何場追跡+引擎以計算干涉圖樣。
6. 研究
不同計算誤差在干涉圖上的影響，如傾斜和偏移
利用VirtualLab軟件可對馬赫澤德干涉儀生成的干涉圖案進行研究分。
擴展閱讀
1. 擴展閱讀
以下文件給出了在VirtualLab中如何設置測量系統的更多細節。
? 開始視頻
- 光路圖介紹
- 參數運行介紹
- 參數優化介紹
? 其他測量系統示例：
- 邁克爾遜干涉儀(MSY.0002)
展開 天文光干涉儀
簡介
天文光干涉儀能夠實現恒星和星系的高角分辨率的測量。首次搭建的天文光干涉儀分別由菲索（1868）和邁克爾遜（1890）提出。邁克爾遜恒星干涉儀于1920年成功地測出參宿四的直徑。現如今，恒星干涉儀可用于前沿研究，如外行星識別和恒星的超高分辨率（4豪弧秒）成像。在本文中，一種經典的邁克遜恒星干涉儀將會在FRED里面進行設計和分析。
恒星干涉儀設計
系統的幾何結構如圖1所示。干涉儀由四個反射鏡、一對小孔、一個正透鏡和一個探測儀組成。
圖1 邁克爾遜恒星干涉儀的幾何結構。反射鏡M1和M2由可變的距離d分開。另一組反射鏡使光線轉向通過不透明掩膜上的一對小孔上。一個平凸透鏡放置在掩膜的后面，相應的具有吸收的探測器平面放置在透鏡的焦平面處。
考慮恒星的測量。恒星由一個多色光光源模擬，它在一個小的角度范圍內照射干涉儀，這對應于它的角直徑。正常入射在兩個路徑P1和P2之間沒有光程差。然而，進入到干涉儀中光線的光程差會隨著角度的增大而增大。探測器上生成的干涉圖樣的一些例子如圖2所示。
圖2 左：角度范圍為1弧秒的恒星在探測器上的白光干涉圖樣，白光的中心波長為0.55um，半帶寬為0.1um。干涉儀的小孔半徑為1mm，反射鏡距離為50mm。右：增加反射鏡間距到100mm的干涉圖樣，此干涉圖的能見度降低了。
全局變量的腳本
條紋可見度是光源角度范圍、光譜含量、小孔半徑和兩個外反射鏡（M1和M2）之間的距離d的函數。
展開 [VirtualLab] 用于X光成像的單光柵干涉儀
摘要
X光成像通常基于Talbot效應和光柵的自成像。 遵循N. Morimoto等人的工作，我們選擇了三種類型的相位光柵，分別是交叉型，棋盤形和網格圖案。 在本案例中，光柵被用于單光柵干涉儀中，建模為僅相位透射函數（因為X射線波長遠小于光柵周期），并在VirtualLab Fusion中我們還檢查了其自成像。
建模任務
系統參數來自 N. Morimoto, et al., Opt. Express 23, 29399-29412 (2015)
交叉圖案相位光柵
系統參數來自 N. Morimoto, et al., Opt.
[NEWSLETTER] 通過偏振光干涉生成空間變化的偏振
摘要
干涉測量是光學計量的重要技術。 例如，在VirtualLab Fusion中構建具有相干激光光源的馬赫澤德干涉儀。 特別是在此示例中插入兩個偏振片以控制兩個干涉光束的偏振態。 通過旋轉其中一個偏振器，可以達到干涉圖案變化的可視化，最終產生空間變化的偏振。
建模任務
干涉圖案隨偏振器旋轉變化
干涉圖案
走進VirtualLab Fusion
VirtualLab Fusion工作流程
VirtualLab Fusion技術
文件信息
更多閱覽
- Mach-Zehnder Interferometer
- Laser-Based Michelson Interferometer and Interference Fringe Exploration
展開 
天文光干涉儀，，，，
簡介
天文光干涉儀能夠實現恒星和星系的高角分辨率的測量。首次搭建的天文光干涉儀分別由菲索（1868）和邁克爾遜（1890）提出。邁克爾遜恒星干涉儀于1920年成功地測出參宿四的直徑。現如今，恒星干涉儀可用于前沿研究，如外行星識別和恒星的超高分辨率（4豪弧秒）成像。在本文中，一種經典的邁克遜恒星干涉儀將會在FRED里面進行設計和分析。 恒星干涉儀設計
系統的幾何結構如圖1所示。干涉儀由四個反射鏡、一對小孔、一個正透鏡和一個探測儀組成。
圖1.
邁克爾遜恒星干涉儀的幾何結構。反射鏡M1和M2由可變的距離d分開。另一組反射鏡使光線轉向通過不透明掩膜上的一對小孔上。一個平凸透鏡放置在掩膜的后面，相應的具有吸收的探測器平面放置在透鏡的焦平面處。 考慮恒星的測量。恒星由一個多色光光源模擬，它在一個小的角度范圍內照射干涉儀，這對應于它的角直徑。正常入射在兩個路徑P1和P2之間沒有光程差。然而，進入到干涉儀中光線的光程差會隨著角度的增大而增大。探測器上生成的干涉圖樣的一些例子如圖2所示。
圖2.左：角度范圍為1弧秒的恒星在探測器上的白光干涉圖樣，白光的中心波長為0.55um，半帶寬為0.1um。干涉儀的小孔半徑為1mm，反射鏡距離為50mm。右：增加反射鏡間距到100mm的干涉圖樣，此干涉圖的能見度降低了。 全局變量的腳本 條紋可見度是光源角度范圍、光譜含量、小孔半徑和兩個外反射鏡（M1和M2）之間的距離d的函數。在實際中，改變反射鏡間距可以獲得預期的未知值：光源的角度范圍。為了觀察干涉圖樣上這些變量每個的影響，使用FRED內置的BASIC腳本環境，可以寫入帶有全局變量的嵌入式腳本。這些變量如圖3所示。全局變量允許用戶對腳本化FRED模型進行調整，而不需要直接編輯腳本本身。
展開 用于X光成像的單光柵干涉儀
摘要
X光成像通常基于Talbot效應和光柵的自成像。 遵循N. Morimoto等人的工作，我們選擇了三種類型的相位光柵，分別是交叉型，棋盤形和網格圖案。 在本案例中，光柵被用于單光柵干涉儀中，建模為僅相位透射函數（因為X射線波長遠小于光柵周期），并在VirtualLab Fusion中我們還檢查了其自成像。
建模任務
系統參數來自 N. Morimoto, et al., Opt. Express 23, 29399-29412 (2015)
交叉圖案相位光柵
系統參數來自 N. Morimoto, et al., Opt. Express 23, 29399-29412 (2015)
交叉圖案相位光柵
棋盤圖案相位光柵
網格圖案相位光柵
不同案例對比
走進VirtualLab Fusion
VirtualLab Fusion工作流程
?指定或自定義透射函數?如何使用可編程功能和示例(圓柱透鏡)[用例]?選擇合適的探測器進行光場可視化?電磁場探測器[用例]?設置恰當的傅立葉變換?傅立葉變換設置–實例討論[用例]
VirtualLab Fusion技術
文件信息
更多閱覽
- Modeling of the Talbot Effect
- Fourier Transform Settings – Discussion at Examples
- Diffraction Patterns behind Different Apertures
展開 FRED運用：天文光干涉儀
簡介
天文光干涉儀能夠實現恒星和星系的高角分辨率的測量。首次搭建的天文光干涉儀分別由菲索（1868）和邁克爾遜（1890）提出。邁克爾遜恒星干涉儀于1920年成功地測出參宿四的直徑。現如今，恒星干涉儀可用于前沿研究，如外行星識別和恒星的超高分辨率（4豪弧秒）成像。在本文中，一種經典的邁克遜恒星干涉儀將會在FRED里面進行設計和分析。
恒星干涉儀設計
系統的幾何結構如圖1所示。干涉儀由四個反射鏡、一對小孔、一個正透鏡和一個探測儀組成。
圖1 邁克爾遜恒星干涉儀的幾何結構。反射鏡M1和M2由可變的距離d分開。另一組反射鏡使光線轉向通過不透明掩膜上的一對小孔上。一個平凸透鏡放置在掩膜的后面，相應的具有吸收的探測器平面放置在透鏡的焦平面處。
考慮恒星的測量。恒星由一個多色光光源模擬，它在一個小的角度范圍內照射干涉儀，這對應于它的角直徑。正常入射在兩個路徑P1和P2之間沒有光程差。然而，進入到干涉儀中光線的光程差會隨著角度的增大而增大。探測器上生成的干涉圖樣的一些例子如圖2所示。
圖2 左：角度范圍為1弧秒的恒星在探測器上的白光干涉圖樣，白光的中心波長為0.55um，半帶寬為0.1um。干涉儀的小孔半徑為1mm，反射鏡距離為50mm。右：增加反射鏡間距到100mm的干涉圖樣，此干涉圖的能見度降低了。
全局變量的腳本
條紋可見度是光源角度范圍、光譜含量、小孔半徑和兩個外反射鏡（M1和M2）之間的距離d的函數。在實際中，改變反射鏡間距可以獲得預期的未知值：光源的角度范圍。為了觀察干涉圖樣上這些變量每個的影響，使用FRED內置的BASIC腳本環境，可以寫入帶有全局變量的嵌入式腳本。這些變量如圖3所示。
展開 通過偏振光干涉生成空間變化的偏振
摘要
干涉測量是光學計量的重要技術。 例如，在VirtualLab Fusion中構建具有相干激光光源的馬赫澤德干涉儀。 特別是在此示例中插入兩個偏振片以控制兩個干涉光束的偏振態。 通過旋轉其中一個偏振器，可以達到干涉圖案變化的可視化，最終產生空間變化的偏振。
建模任務
干涉圖案隨偏振器旋轉變化
干涉圖案
走進VirtualLab Fusion
VirtualLab Fusion工作流程
?設置輸入高斯場
- 基本光源模型[教程視頻]
?設置元件的位置和方向
- LPD II：位置和方向[教程視頻]
?設置元件的非序列通道
- 非序列追跡的通道設置[使用案例]
VirtualLab Fusion技術
文件信息
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