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- 2016년 초 중력파를 관측한 LIGO의 대략적인 구조를 나타낸 그림.
목차
1 개요
- 현존하는 가장 정밀한 변위 측정 도구.
- 간섭계란 빛의 간섭 현상을 이용하여 변위를 측정하는 광학계를 뜻한다. [1] 아래에 서술되어 있듯 빛의 파장을 기준 단위로 사용하기 때문에 그만큼 정밀하지만, 그만큼 설계하기 복잡하고 외부 환경에 민감하게 반응한다는 단점이 있어 초정밀 측정을 요구하는 특수한 경우에 주로 사용한다.
- 2016년 초에 중력파를 발견한 LIGO 역시 간섭계를 이용한 검출 장치이다. LIGO의 정밀도를 우리가 알 수 있는 스케일로 비유하면 태양계 사이에 있는 바이러스 하나를 검출할 정도의 정밀함이라고 한다.
1.1 기본 구조
- 아래의 그림은 가장 많이 알려진 간섭계 중 하나인 마이컬슨-몰리 간섭계.
- 하나의 빛을 빔 스플리터를 이용해 신호광(Probe Beam)과 기준광(Reference Beam)으로 나누고 서로 다른 경로를 통과하게끔[2] 한 다음, 두 개의 광다이오드를 이용하여 두 빛의 신호를 각각 받는다. 이 때 신호광의 경로가 측정 대상[3]에 의해 변화할 경우 신호광과 기준광 사이의 경로 차이에 의하여 간섭을 일으키게 되며, 이를 분석하면 측정하고자 하는 값을 알 수 있게 된다.
1.2 장점
- 우리가 거리를 재고자 할 때 자를 쓰는 이유는 어떠한 기준 단위가 필요하기 때문인데, 간섭계가 정밀한 이유는 바로 전자기파의 파장을 기준 단위로 사용하기 때문이다. 또한 측정에 간섭 현상을 이용하므로 광학계 자체만으로는 이론 상의 측정 한계가 존재하지 않는다. [4] 즉, 최대 측정 한계는 검출 시스템, 즉 광다이오드의 측정 한계[5]와 동일하다. [6][7]
1.3 단점
- 위 그림만 봐도 알 수 있겠지만, 최소한으로 설계해도 광학계 자체가 크고 복잡하다. 여기에 복잡한 측정 시스템까지 결합한다면 그야말로 웰컴 투 헬. 따라서 여러 가지 환경 요인에 의해 노이즈가 많이 끼므로 광학계를 단순화하기 위한 기술 및 노이즈를 제거하기 위한 기술에 초점을 맞추게 된다.
2 종류
2.1 신호 해석 방식에 따른 분류
2.1.1 호모다인 간섭계
- 기준광과 신호광 사이의 주파수 차이를 주지 않는 방식. 자세한 건 추가바람.
2.1.2 헤테로다인 간섭계
- 기준광과 신호광 사이에 미약한 주파수 차이를 주어 맥놀이 현상을 일으키는 방식. 자세한 건 추가바람.
2.2 설계에 따른 분류
- 광학계의 설계를 어떻게 했느냐에 따른 분류이다. 현재 주로 사용하는 간섭계들은 다음과 같다.
2.2.1 마이컬슨-몰리 간섭계
2.2.2 마하-젠더 간섭계
- 추가바람.
2.2.3 파브리-페로 간섭계
- 추가바람.
3 여담
- ↑ 간섭계의 폭넓은 응용 범위를 생각하면 단순히 변위를 측정한다는 설명만으로는 부족하지만, 기본적인 원리는 같기 때문에 이와 같이 서술한다.
- ↑ 단, 위상의 차이를 검지하기 위해 경로의 길이는 서로 같아야 한다.
- ↑ 측정 대상에 따라 경로차가 생기는 원인이 다르기 때문에 정확하게 설명하기 어렵다. 가령 어떤 샘플의 굴절률을 측정하는 경우 신호광이 지나가는 경로에 샘플을 놓고 투과시킨다. 이 경우 공기와 샘플의 굴절률 차이에 의해 빛의 속도가 줄어들면서 그만큼의 경로차가 생긴다.
- ↑ 잘 이해가 가지 않는다면, 광학 현미경이 반파장 이하의 해상도를 가질 수 없는 점을 상기해 보자. 이는 광학계의 한계다. 그러나 간섭계는 간섭 현상을 이용해 미세한 위상 차이를 검출하는 방식이므로 이것이 존재하지 않는다.
- ↑ 퀀텀 노이즈(Quantum Noise) 또는 퀀텀 샷 노이즈(Quantum Shot Noise)라고 부른다. 불확정성 원리에 의한 노이즈이므로 무슨 짓을 해도 제거할 수 없다. 시스템을 조금 특수하게 설계해서 최대한 줄일 수 있을 뿐.
- ↑ 실제로는 여러 가지 환경적인 요인에 의한 노이즈가 생기기 때문에 이보다는 높다.
- ↑ 단, 이는 간섭계를 이용한 측정 시스템의 한계다. 간섭계 자체의 측정 한계는 현존하는 기술로도 이론값에 거의 근접한다.