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在此示例中，我們將使用840 nm中心波長，60 nm FWHM光源，該光源透過以下方式在空氣中提供5μm的軸向分辨率：這些光譜特性來自Superlum市售的超發(fā)光二極管，它具有生物成像的共同波長和足夠高的分辨率的帶寬。 我們將忽略準直光學，而是從入射光束進入干涉儀開始。

我們在一個光學系統(tǒng)中有幾組透鏡元件，它們沿著光軸沿著預定義的軌跡移動，從而提供了光學系統(tǒng)最終焦距（變焦係數(shù)）的變化。在 Alvarez變焦鏡頭的情況下，我們有一對所謂的Alvarez鏡頭，這些鏡頭元件相互之間的橫向位移提供了光學系統(tǒng)焦距的變化。傳統(tǒng)變焦鏡頭與 Alvarez變焦鏡頭的主要區(qū)別在於，傳統(tǒng)系統(tǒng)鏡頭沿光軸運動，而Alvarez系統(tǒng)鏡頭則沿垂直於光軸的方向運動。

陣列透鏡是照明系統(tǒng)中有用的光學元件。它是將單個光學元件組裝或形成為單個光學元件的二維陣列，用於在照明平面上將光從非均勻分佈空間轉換為均勻輻照度分佈。這篇文章討論了複眼空間光學積分器在數(shù)位投影機中的使用，以及如何在 OpticStudio 中對此類元素進行建模。在數(shù)位投影器設計中，我們希望確保數(shù)位光源在輻照度分佈方面與投影圖像相匹配。

對計量系統(tǒng)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(xiàn)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(tǒng)被廣泛地應用于光學測量和光學檢測等領域。對這類系統(tǒng)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。

馬赫澤德干涉儀光路視圖 ? 增加消色差系統(tǒng)和分束器距離是為了使3D視圖更加清晰(可在光路編輯器中實現(xiàn))。? 由于VirtualLab的相對位置系統(tǒng)，必須設置Z軸方向的距離。 6. 分光器的設置 ? 為實現(xiàn)光束分束，采用理想光束分束器。? 出于該目的，在光路編輯器中建立兩次光束分束器。

簡介:天文光干涉儀能夠實現(xiàn)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(xiàn)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(tǒng)的幾何結構如圖1所示。

簡介天文光干涉儀能夠實現(xiàn)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(xiàn)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(tǒng)的幾何結構如圖1所示。

簡介 天文光干涉儀能夠實現(xiàn)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(xiàn)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。

5.馬赫澤德干涉儀光路視圖 ?增加消色差系統(tǒng)和分束器距離是為了使3D視圖更加清晰(可在光路編輯器中實現(xiàn))。?由于VirtualLab的相對位置系統(tǒng)，必須設置Z軸方向的距離。 6.分光器的設置 ?為實現(xiàn)光束分束，采用理想光束分束器。?出于該目的，在光路編輯器中建立兩次光束分束器。

簡介 天文光干涉儀能夠實現(xiàn)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(xiàn)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。

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(xiàn)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。

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(xiàn)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。

Lett. 32,3549 -3551(2007) 的工作，我們建立了共光路干涉儀光路。它由SLM、光闌、四分之一波片、光柵組合器和4f鏡頭組成。利用此光路，我們模擬了圓柱矢量光束的產生。通過改變SLM上加載的振幅透射的選定參數(shù)，我們還比較了結果的差異。

Lett. 32,3549 -3551(2007) 的工作，我們建立了共光路干涉儀光路。它由SLM、光闌、四分之一波片、光柵組合器和4f鏡頭組成。利用此光路，我們模擬了圓柱矢量光束的產生。通過改變SLM上加載的振幅透射的選定參數(shù)，我們還比較了結果的差異。

簡介 天文光干涉儀能夠實現(xiàn)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(xiàn)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。

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(shù)（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。

簡介 天文光干涉儀能夠實現(xiàn)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(xiàn)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。

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(shù)（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(tǒng)參數(shù)來自 N.

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(tài)。 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。

經過一番如魔術般建設性以及破壞性干涉後，最後的結果可以用巨觀的反射以及穿透係數(shù)來表示。入射光的電場並非用單一個點來描述，相對的，我們會假設該電場比多重光束干涉發(fā)生的區(qū)域更大許多。在Zemax OpticStudio中，我們使用field係數(shù)來表示這個結果，這些係數(shù)已經被薄膜膜層的程式驗證過許多次。