Адаптивная оптика – Адаптивные оптические системы коррекции наклонов. Резонансная адаптивная оптика PDF

Содержание

Адаптивная оптика — Википедия

Общая схема адаптивной оптической системы

Адаптивная оптика — раздел физической оптики, изучающий методы устранения нерегулярных искажений, возникающих при распространении света в неоднородной среде, с помощью управляемых оптических элементов. Основные задачи адаптивной оптики — это повышение предела разрешения наблюдательных приборов, концентрация оптического излучения на приёмнике или мишени и т. п.

Адаптивная оптика находит применение в конструировании наземных астрономических телескопов, в системах оптической коммуникации, в промышленной лазерной технике, в офтальмологии и пр., где позволяет компенсировать, соответственно, атмосферные искажения, аберрации оптических систем, в том числе оптических элементов глаза человека.

Конструктивно адаптивная оптическая система обычно состоит из датчика, измеряющего искажения (датчик волнового фронта), корректора волнового фронта и системы управления, реализующей связь между датчиком и корректором.

Датчики волнового фронта[править | править код]

Общая схема датчика волнового фронта типа Шека-Гартмана

Существуют разнообразные методы, позволяющие как качественно оценивать, так и количественно измерять профиль волнового фронта. Наиболее популярными в настоящее время являются датчики интерференционного типа и типа Шека-Гартмана.

Действие интерференционных датчиков основано на когерентном сложении двух световых волн и формировании интерференционной картины с зависящей от измеряемого волнового фронта интенсивностью. При этом, в качестве второй (опорной) световой волны может использоваться волна, полученная из исследуемого излучения путём пространственной фильтрации.

Датчик типа Шека-Гартмана состоит из матрицы микролинз и расположенного в их фокальной плоскости фотоприёмника. Каждая линза обычно имеет размеры от 1 мм и меньше

[1].

Линзы датчика разделяют исследуемый волновой фронт на субапертуры (апертура одной микролинзы), формируя в фокальной плоскости совокупность фокальных пятен. Положение каждого из пятен зависит от локального наклона волнового фронта пучка, пришедшего на вход датчика. Измеряя поперечные смещения фокальных пятен, можно вычислить средние углы наклонов волнового фронта в пределах каждой из субапертур. По этим величинам вычисляется профиль волнового фронта на всей апертуре датчика.

Корректоры волнового фронта[править | править код]

Схема работы адаптивного (деформируемого) зеркала

Адаптивное (деформируемое) зеркало (англ.) является наиболее популярным инструментом для управления волновым фронтом и коррекции оптических аберраций. Идею коррекции волнового фронта составным зеркалом предложил В. П. Линник в 1957 году

[2][3]. Возможность создания такой системы появилась с середины 1990-х годов в связи с развитием технологий и с возможностью точнейшего компьютерного управления и контроля.

В частности, широкое распространение получили униморфные (полупассивный-биморф) зеркала. Такое зеркало состоит из тонкой пластины, изготовленной из пьезоэлектрического материала, на которой особым образом расположены электроды. Пластина присоединена к подложке, на передней поверхности которой сформирована оптическая поверхность. При приложении напряжения к электродам пьезоэлектрическая пластина сжимается (или расширяется), что приводит к изгибу оптической поверхности зеркала. Особое пространственное расположение электродов позволяет формировать сложные рельефы поверхности.

Скорость управления формой адаптивного зеркала позволяет использовать его для компенсации динамических аберраций в режиме реального времени.

В астрономических приложениях для систем адаптивной оптики нужен опорный источник, который служил бы эталоном блеска для коррекции искажений, создаваемых атмосферной турбулентностью, причём он должен быть расположен на достаточно близком угловом расстоянии от исследуемой области неба. В некоторых системах в качестве такого источника используется «искусственная звезда», создаваемая возбуждением атомов натрия на высоте около 90-100 км над поверхностью Земли наземным лазером[3].

В астрономии адаптивная оптика используется для наблюдения за звёздами и галактиками, чей свет в атмосфере может искажаться или сливаться в одно световое пятно, если наблюдаемые объекты расположены достаточно близко друг к другу. Дополнительные сложности для систем адаптивной оптики, применяемых в астрономии, создаёт слишком низкая для надёжной реконструкции волнового фронта яркость света от далёких звёзд и галактик.

Первоначально при наблюдении за тусклыми объектами волновой фронт реконструировали по находящимся недалеко от них ярким звёздам. Впервые об использовании этого способа стало известно в 1989 году, когда его опробовали в Обсерватории Верхнего Прованса, однако позже выяснилось, что задолго да этого подобные методы применялись американскими военными. Вскоре подобные системы, использующие звёзды-маяки (англ. guide stars), начали применяться на больших телескопах повсеместно.

Однако ярких звёзд, подходящих на роль маяков на небосводе немного, так что описанная методика была пригодна для наблюдений всего за 10 % небесной сферы. В 1985 году[4] для решения этой проблемы французскими астрономами Рено Фуа и Антуаном Лабейри было предложено создавать «искусственные звёзды», вызывая при помощи лазера свечение атомарного натрия, содержащегося в мезосфере, на высоте примерно 90—100 км, которое и должно было стать опорным источником света для компенсирующей системы. Впервые для нужд астрономии подобная система была применена в середине 1990-х на телескопах средних размеров в Ликской обсерватории в США и обсерватории Калар Альто в Испании. Спустя ещё примерно 10 лет эта техника начала применяться и на 8—10-метровых телескопах. Военными эта методика также была опробована раньше

[5].

История секретных разработок[править | править код]

Идея использования адаптивной оптики для компенсации искажений, вызванных низкой видимостью, впервые была предложена в 1953 году директором обсерватории Маунт Вилсон в Калифорнии Хорасом Бабкоком. Однако уровень технологического развития для развития систем адаптивной оптики в 1950-х был ещё недостаточно высок

[6].

Разработка систем адаптивной оптики была начата под контролем ARPA в 1973 году — тогда у частной компании Itek Optical Systems была заказана разработка приборов[7], компенсирующих рассеивание света, обусловленное низкой астрономической видимостью. Эти приборы предполагалось использовать в первую очередь для наблюдения за советскими спутниками, а в дальнейшем на их основе планировалось создать лазерное оружие, пригодное для уничтожения баллистических ракет. Сотрудниками Itek были созданы главные компоненты системы адаптивной оптики. В качестве датчика волнового фронта был использован интерферометр. Корректором волнового фронта послужило деформируемое зеркало, сделанное из стекла, покрытого тонким алюминиевым зеркалом, которое деформировалось под действием 21 пьезоэлектрического актуатора, каждый из которых был способен сокращаться и удлиняться в пределах 10 мкм. Для контроля над первыми двумя компонентами была создана система управления. Во время испытаний системы наблюдения велись не за астрономическими объектами, а за сфокусированным лазерным лучом. В результате наблюдения было получено стабильное изображение диска Эйри, что свидетельствовало о работоспособности системы

[8].

Результаты дальнейших экспериментов компании в этой области были засекречены. В 1975 году в интересах министерства обороны США была утверждена закрытая программа разработки систем адаптивной оптики CIS (англ. Compensating Imaging System)[9]. Она предполагала создание более совершенных сенсоров волнового фронта и деформируемых зеркал с бо́льшим количеством актуаторов. Для осуществления этой программы был использован 1,6-метровый телескоп, расположенный на вершине горы Халеакала на гавайском острове Мауи. С помощью этого телескопа, дополненного системой адаптивной оптики, в июне 1982 года были получены первые достаточно качественные фотографии искусственного спутника Земли: разрешение телескопа при помощи CIS было увеличено в 12 раз. Вместо звёздного света в качестве опорного источника CIS использовал солнечный свет, отражаемый спутником

[10].

Идея использования лазеров для зажигания искусственных звёзд и калибровки по ним также была высказана учёным, работавшим под началом военных. Этот учёный — Джулиус Фейнлейб — в 1981 году предложил использовать в системах адаптивной оптики рэлеевское рассеивание света. В отличие от уже существующего на тот момент метода SPAC (англ. Shearing Point Ahead Compensation), в котором оценка вносимых атмосферой искажений производилась по отражённому от атмосферы свету лазера, в новом методе, получившем название APAC (англ. Astral Point Ahead Compensation), характер искажений волнового фронта определялся по фотонам, в результате релеевского рассеяния вернувшимися в точку, из которой они были испущены

[11]. В 1983 году группой американского физика Роберта Фьюгейта было экспериментально подтверждено, что по своим характеристикам это свечение близко к свечению точечного источника[5].

Для закрепления результатов предшествующих исследований было необходимо повторить их на телескопе большего диаметра. Такой телескоп был установлен в месте, выделенном военными для проведения испытаний в 1987 году, и к февралю 1992 года группой Фьюгейта были достигнуты существенные результаты. В качестве источника опорного излучения на нём были использованы мощные лазеры на парах меди, способные генерировать 5000 импульсов в секунду, что позволило учитывать искажения даже от самых короткоживущих турбулентностей. Также был использован более совершенный сенсор Шека-Гартмана, изобретенный в начале 1970-х годов, а зеркало телескопа имело 241 актуатор и могло изменять форму 1664 раза в секунду

[5].

Использование рэлеевского рассеяния для создания опорных источников излучения имело свои ограничения, связанные с тем, что из-за слабости рассеяния его возбуждали на сравнительно небольшой высоте — от 10 до 20 километров. Лучи от источника, находящегося на этой высоте, всё ещё заметно расходились, из-за чего совпадение волновых фронтов от удалённых источников с фронтами от опорного источника было неидеальным. Это не лучшим образом сказывалось на качестве коррекции[12].

В 1982 году профессором Принстонского университета Уиллом Харпером был предложен новый способ создания опорных источников излучения на основе натрия, находящегося в мезосфере. Этим методом в адаптивной оптике пользуются и сейчас. Переход к этому методу при равной мощности лазера позволил увеличить интенсивность получаемого свечения на четыре порядка. Благодаря большой высоте источника свечения были уменьшены искажения, вызванные расхождением лучей от опорного источника

[13]. Летом 1988 года сотрудники Линкольновской лаборатории, расположенной на авиабазе Хэнском в штате Массачусетс получили первые выполненные по этому методу снимки звёзд, хотя и не очень высокого качества.

Весной 1991 года министерством обороны США был снят гриф секретности с большей части работ по адаптивной оптике, и уже в мае на конференции Американской астрономической ассоциации в Сиэтле были опубликованы первые сообщения о этом методе. Вскоре последовали и журнальные публикации[5].

Новые разновидности[править | править код]

В построенных по классической схеме системах адаптивной оптики размер контролируемой зоны небосвода как правило был ограничен квадратом со стороной 15 угловых секунд. В марте 2007 года на одном из телескопов ESO была опробована система мультисопряжённой адаптивной оптики. Эта система производила коррекцию, основываясь на данных о турбулентности на разных высотах, что позволило увеличить размер корректируемого поля зрения до двух и более угловых минут

[14].

В 2010-х годах разработаны и протестированы экспериментальные системы мультиобъектной адаптивной оптики. Эти системы позволяют одновременно отслеживать до десяти и более источников в поле зрения диаметром 5—10 угловых минут. Их планируется установить на телескопах нового поколения, которые должны приступить к работе в 2020-х.[5]

  1. ↑ 3. Датчики волнового фронта / Учебное пособие по адаптивной оптике обсерватории Серро Тололо. А.В. Токовинин (Перевод Д.Ю.Цветкова, научное редактирование С.А.Потанина)
  2. Линник В.П. О принципиальной возможности уменьшения влияния атмосферы на изображение звезды // Оптика и спектроскопия : Журнал. — Т. 3, вып. 4. — С. 401—402.
  3. 1 2 Больбасова Л. Адаптивная оптика на пути к решению загадок астрономии // Наука и жизнь. — 2012. — № 1. — С. 70—72.
  4. А. Вирт, Т. Гонсировский. АДАПТИВНАЯ ОПТИКА: СОГЛАСОВАНИЕ АТМОСФЕРНОЙ ТУРБУЛЕНТНОСТИ // ФОТОНИКА : журнал. — 2007. — Июнь (№ 6). — С. 10—15. — ISSN 1993-7296.
  5. 1 2 3 4 5 Алексей Левин. Адаптивная оптика: как рассмотреть звёзды на небе? (неопр.). Популярная Механика (1 июня 2016).
  6. ↑ Duffner, 2009, Foreword, p. X.
  7. LITTON INDUSTRIES INC LEXINGTON MA ITEK OPTICAL SYSTEMS. Active Optics: A New Technology for the Control of Light (англ.) // www.dtic.mil. — 1977. — Июнь.
  8. ↑ Duffner, 2009, p. 46.
  9. ↑ Duffner, 2009, p. 49.
  10. ↑ Duffner, 2009, p. 57.
  11. ↑ Duffner, 2009, p. 75.
  12. ↑ Duffner, 2009, p. 80.
  13. ↑ Duffner, 2009, p. 84.
  14. ↑ New Adaptive Optics Technique Demonstrated. First ever Multi-Conjugate Adaptive Optics at the VLT Achieves First Light (англ.), ESO (30 March 2007). Дата обращения 5 декабря 2017.
  • Robert W. Duffner. The Adaptive Optics Revolution: A History. — the University of New Mexico Press, 2009. — 485 с. — ISBN 9780826346919.
  • Воронцов М. А., Шмальгаузен В. И. Принципы адаптивной оптики. — М.: Наука, 1985.
  • Воронцов М. А., Корябин А. В., Шмальгаузен В. И. Управляемые оптические системы. — М.: Наука, 1988.

АДАПТИВНАЯ ОПТИКА | Энциклопедия Кругосвет

Содержание статьи

АДАПТИВНАЯ ОПТИКА, в астрономии – автоматическая оптико-механическая система, предназначенная для исправления в реальном времени атмосферных искажений изображения, которое дает телескоп. Системы адаптивной оптики применяются в оптических и инфракрасных телескопах наземного базирования для повышения четкости изображения. Они необходимы также для работы астрономических интерферометров, используемых для измерения размеров звезд и поиска их близких спутников, особенно планет. Системы адаптивной оптики имеют и неастрономические приложения: например, когда требуется наблюдать форму искусственных спутников Земли с целью их опознания. Разработка систем адаптивной оптики началась в 1970-е годы и приобрела особый размах в 1980-е в связи с программой «звездных войн», включавшей разработку лазерного противоспутникового оружия наземного базирования. Первые штатные системы активной оптики начали работать на крупных астрономических телескопах около 2000 года.

Атмосферные помехи.

Идущие от космических источников лучи света, проходя сквозь неоднородную атмосферу Земли, испытывают сильные искажения. Например, волновой фронт света, приходящего от далекой звезды (которую можно считать бесконечно удаленной точкой), на внешней границе атмосферы имеет идеально плоскую форму. Но пройдя сквозь турбулентную воздушную оболочку и достигнув поверхности Земли, плоский волновой фронт теряет свою форму и становится похож на волнующуюся морскую поверхность. Это приводит к тому, что изображение звезды превращается из «точки» в непрерывно дрожащую и бурлящую кляксу. При наблюдении невооруженным глазом мы воспринимаем это как быстрое мигание и дрожание звезд. При наблюдении в телескоп вместо «точечной» звезды мы видим дрожащее и переливающееся пятно; изображения близких друг к другу звезд сливаются и становятся неразличимы по отдельности; протяженные объекты – Луна и Солнце, планеты, туманности и галактики – теряют резкость, у них пропадают мелкие детали.

Обычно на фотографиях, полученных телескопами, угловой размер мельчайших деталей составляет 2–3І; на лучших обсерваториях он изредка составляет 0,5І. Следует иметь в виду, что при отсутствии атмосферных искажений телескоп с объективом диаметром в 1 м дает угловое разрешение около 0,1І, а с объективом в 5 м дает разрешение в 0,02І. Фактически такое высокое качество изображения у обычных наземных телескопов никогда не реализуется из-за влияния атмосферы.

Пассивный метод борьбы с атмосферными искажениями заключается в том, что обсерватории строят на вершинах гор, обычно на высоте 2–3 км, выбирая при этом места с наиболее прозрачной и спокойной атмосферой (см. АСТРОКЛИМАТ). Но строить обсерватории и работать на высоте более 4,5 км практически невозможно. Поэтому даже на самых лучших высокогорных обсерваториях большая часть атмосферы располагается все же выше телескопа и существенно портит изображения.

Роль астронома-наблюдателя.

Вообще говоря, задачу «получить изображение лучше, чем дает атмосфера», в астрономии решают разными средствами. Исторически, в эпоху визуальных наблюдений в телескоп, астрономы научились внимательно ловить моменты хорошего изображения. В силу случайного характера атмосферных искажений в некоторые мгновения они становятся незначительными, и в изображении проявляются мелкие детали. Наиболее опытные и настойчивые наблюдатели часами караулили эти моменты и смогли таким образом зарисовать очень тонкие детали поверхности Луны и планет, а также обнаружить и измерить очень тесные двойные звезды. Но крайняя необъективность этого метода ярко проявилась в истории с марсианскими каналами: одни наблюдатели их видели, другие – нет.

Применение в астрономии фотопластинок позволило выявить множество новых объектов, недоступных глазу из-за их низкой яркости. Однако фотоэмульсия при слабой освещенности имеет очень малую чувствительность к свету, поэтому в начале 20 в. при астрономическом фотографировании требовались многочасовые экспозиции. За это время атмосферное дрожание заметно снижает качество изображения по сравнению визуальным.

Некоторые астрономы пытались бороться с этим явлением, самостоятельно исполняя роль активной и отчасти адаптивной оптических систем. Так, американские астрономы Дж.Э.Килер (Keeler J.E., 1857–1900) и В.Бааде (Baade W., 1893–1960) регулировали во время экспозиции фокус телескопа, наблюдая с очень большим увеличением (около 3000 раз) форму комы звезды на краю поля зрения. А известный конструктор телескопов Дж.У.Ричи (Ritchey G.W., 1864–1945) разработал особую фотокассету на подвижной платформе – так называемую «кассету Ричи»; с ее помощью можно быстро выводить фотопластинку из фокуса телескопа, заменяя ее фокусировочным прибором (нож Фуко), а затем возвращать кассету точно в прежнее положение. Во время экспозиции Ричи несколько раз отодвигал кассету, когда чувствовал, что нужно поправить фокус. К тому же, наблюдая за качеством изображения и его положением в окуляр, размещенный рядом с кассетой, Ричи постоянно поправлял положение кассеты и научился быстро закрывать затвор, когда изображения становились плохими. Эта работа требовала от астронома очень высокого напряжения, но зато сам Ричи получил таким способом великолепные фотографии спиральных галактик, на которых впервые стали видны отдельные звезды; эти прекрасные снимки воспроизводились во всех учебниках 20 в. Однако широкого применения кассета Ричи не получила ввиду большой сложности работы с ней.

Развитие фото- и видеотехники позволило быстро фиксировать изображение объекта в режиме киносъемки с последующим отбором наиболее удачных изображений. Были разработаны и более тонкие методы апостериорного анализа изображений, например, методы спекл-интерферометрии, позволяющие выявлять в размытом атмосферой пятне расположение и яркость объектов с заранее известными свойствами, таких как «точечные» звезды. Математические методы восстановления изображений также позволяют повышать контраст и выявлять мелкие детали. Но указанные методы неприменимы в процессе наблюдения.

Принципы адаптивной оптики.

Запуск на орбиту в 1990 оптического телескопа «Хаббл» диаметром 2,4 м и его чрезвычайно эффективная работа в последующие годы доказали большие возможности телескопов, не обремененных атмосферными искажениями. Но высокая стоимость создания и эксплуатации Космического телескопа заставили астрономов искать пути компенсации атмосферных помех у поверхности Земли. Появление быстродействующих компьютеров и, не в последнюю очередь, желание военных создать систему космического оружия с лазерами наземного базирования сделали актуальной работу по компенсации атмосферных искажений изображения в реальном времени. Система адаптивной оптики позволяет выравнивать и стабилизировать волновой фронт прошедшего сквозь атмосферу излучения, дает возможность не только получать в фокусе телескопа четкое изображение космического объекта, но и выводить с Земли в космос остро сфокусированный луч лазера. К счастью, военные устройства такого типа не были реализованы, но проделанная в этом направлении работа чрезвычайно помогла астрономам почти полностью реализовать теоретические параметры крупных телескопов по качеству изображения. К тому же разработка активной оптики сделала возможным строительство наземных оптических интерферометров на базе телескопов большого диаметра: поскольку после прохождения через атмосферу длина когерентности света составляет всего около 10 см, наземный интерферометр без системы адаптивной оптики работать не может.

Задача адаптивной оптики состоит в нейтрализации в реальном времени искажений, вносимых атмосферой в изображение космического объекта. Обычно адаптивная система работает совместно с системой активной оптики, поддерживающей конструкцию и оптические элементы телескопа в «идеальном» состоянии. Действуя совместно, системы активной и адаптивной оптики приближают качество изображения к предельно высокому, определяемому принципиальными физическими эффектами (в основном – дифракцией света на объективе телескопа).

В принципе системы активной и адаптивной оптики подобны друг другу. Обе они содержат три основных элемента: 1) анализатор изображения, 2) компьютер с программой, вырабатывающей сигналы коррекции и 3) исполняющие механизмы, изменяющие оптическую систему телескопа так, чтобы изображение стало «идеальным». Количественное различие между этими системами состоит в том, что коррекцию недостатков самого телескопа (активная оптика) можно проводить сравнительно редко – с интервалом от нескольких секунд до 1 минуты; но исправлять помехи, вносимые атмосферой (адаптивная оптика), необходимо значительно чаще – от нескольких десятков до тысячи раз в секунду. Поэтому система адаптивной оптики не может изменять форму массивного главного зеркала телескопа и вынуждена управлять формой специального дополнительного «легкого и мягкого» зеркала, установленного у выходного зрачка телескопа.

Реализация адаптивной оптики.

Впервые на возможность коррекции атмосферных искажений изображения при помощи деформируемого зеркала указал в 1953 американский астроном Хорас Бэбкок (Babcock H.W., р. 1912). Для компенсации искажений он предложил использовать отражение света от масляной пленки, поверхность которой деформирована электростатическими силами. Тонкопленочные зеркала с электростатическим управлением разрабатываются для аналогичных целей и в наши дни, хотя более популярным исполнительным механизмом служат пьезоэлементы с зеркальной поверхностью.

Плоский фронт световой волны, пройдя сквозь атмосферу, искажается и вблизи телескопа имеет довольно сложную структуру. Для характеристики искажения обычно используют параметр r0 – радиус когерентности волнового фронта, определяемый как расстояние, на котором среднеквадратическая разность фаз достигает 0,4 длины волны. В видимом диапазоне, на волне длиной 500 нм, в подавляющем большинстве случаев r0 лежит в интервале от 2 до 20 см; условия, когда r0 = 10 см, нередко считаются типичными. Угловое разрешение крупного наземного телескопа, работающего через турбулентную атмосферу с длинной экспозицией, равно разрешению идеального телескопа диаметром r0, работающего вне атмосферы. Поскольку значение r0 возрастает приблизительно пропорционально длине волны излучения (r0µ l6/5), атмосферные искажения в инфракрасном диапазоне существенно меньше, чем в видимом.

Для небольших наземных телескопов, диаметр которых сравним с r0, можно считать, что в пределах объектива волновой фронт плоский и в каждый момент времени наклонен случайным образом на некоторый угол. Наклон фронта соответствует смещению изображения в фокальной плоскости или, как говорят астрономы, дрожанию (в физике атмосферы принят термин «флуктуации угла прихода»). Для компенсации дрожания в таких телескопах достаточно ввести плоское управляемое зеркало, наклоняющееся по двум взаимно перпендикулярным осям. Опыт показывает, что такое простейшее исполнительное устройство в системе адаптивной оптики малого телескопа весьма существенно повышает качество изображения при длительных экспозициях.

У телескопов большого диаметра (D) на площади объектива укладывается порядка (D/r0)2 квазиплоских элементов волнового фронта. Этим числом и определяется сложность конструкции компенсирующего зеркала, т.е. количество пьезоэлементов, которые, сжимаясь и расширяясь под действием управляющих сигналов с высокой частотой (до сотен герц), изменяют форму «мягкого» зеркала. Нетрудно оценить, что на крупном телескопе (D = 8–10 м) полное исправление формы волнового фронта в оптическом диапазоне потребует корректирующего зеркала с (10 м / 10 см)2 = 10 000 управляемыми элементами. При нынешнем развитии систем адаптивной оптики это практически невыполнимо. Однако в близком инфракрасном диапазоне, где значение r0 = 1 м, корректирующее зеркало должно содержать около 100 элементов, что вполне достижимо. Например, система адаптивной оптики интерферометра Очень большого телескопа (VLT) Европейской южной обсерватории в Чили имеет корректирующее зеркало из 60-ти управляемых элементов.

Для выработки сигналов, управляющих формой корректирующего зеркала, обычно анализируется мгновенное изображение яркой одиночной звезды. В качестве приемника используется анализатор волнового фронта, размещенный у выходного зрачка телескопа. Через матрицу из множества небольших линз свет звезды попадает на ПЗС-матрицу, сигналы которой оцифровываются и анализируются компьютером. Управляющая программа, изменяя форму корректирующего зеркала, добивается того, чтобы изображение звезды имело идеально «точечный» вид.

Эксперименты с системами адаптивной оптики начались в конце 1980-х, а к середине 1990-х уже были получены весьма обнадеживающие результаты. С 2000 практически на всех крупных телескопах используются такие системы, позволяющие довести угловую разрешающую способность телескопа до его физического (дифракционного) предела. В конце ноября 2001 система адаптивной оптики начала работать на 8,2-метровом телескопе Йепун (Yepun), входящем в состав Очень большого телескопа (VLT) Европейской южной обсерватории в Чили. Это существенно улучшило качество наблюдаемой картины: теперь угловой диаметр изображений звезд составляет 0,07І в диапазоне K (2,2 мкм) и 0,04І в диапазоне J (1,2 мкм).

Искусственная звезда.

Для быстрого анализа изображения в системе адаптивной оптики используется опорная звезда, которая должна быть весьма яркой, поскольку ее свет делится анализатором волнового фронта на сотни каналов и в каждом из них регистрируется с частотой около 1 кГц. К тому же яркая опорная звезда должна располагаться на небе вблизи изучаемого объекта. Однако в поле зрения телескопа далеко не всегда встречаются подходящие звезды: ярких звезд на небе не так много, поэтому до недавних пор системам адаптивной оптики были доступны наблюдения лишь 1% небосвода. Чтобы снять это ограничение, было предложено использовать «искусственный маячок», который располагался бы вблизи изучаемого объекта и помогал зондировать атмосферу. Эксперименты показали, что для работы активной оптики очень удобно при помощи специального лазера создавать в верхних слоях атмосферы «искусственную звезду» (LGS = Laser Guide Star) – маленькое яркое пятно, постоянно присутствующее в поле зрения телескопа. Как правило, для этого используется лазер непрерывного действия с выходной мощностью в несколько ватт, настроенный на частоту резонансной линии натрия (например, на линию D2 Na). Его луч фокусируется в атмосфере на высоте около 90 км, там, где присутствует естественный слой воздуха, обогащенный натрием, свечение которого как раз и возбуждается лазерным лучом. Физический размер светящейся области составляет около 1 м, что с расстояния в 100 км воспринимается как объект с угловым диаметром около 1І.

Например, в системе ALFA (Adaptive optics with Laser For Astronomy), разработанной в Институте внеземной физики и Институте астрономии Общества им. Макса Планка (Германия) и пущенной в опытную эксплуатацию в 1998, аргоновый лазер накачки мощностью 25 Вт возбуждает лазер на красителях выходной мощность 4,25 Вт, который и дает излучение в линии D2 натрия. Это устройство создает искусственную звезду с визуальным блеском 9–10. Правда, появление в атмосфере аэрозоля или наблюдение на больших зенитных расстояниях существенно снижают блеск и качество искусственной звезды.

Поскольку луч мощного лазера способен ночью ослепить пилота самолета, астрономы предпринимают меры безопасности. Видеокамера с полем зрения 200 следит через тот же телескоп за областью неба вокруг искусственной звезды и при появлении любого объекта выдает команду на заслонку, перекрывающую лазерный луч.

Создание в конце 20 в. систем адаптивной оптики открыло новые перспективы перед наземной астрономией: угловое разрешение крупных наземных телескопов в видимом диапазоне вплотную приблизилось к возможностям Космического телескопа «Хаббл», а в близком инфракрасном диапазоне даже заметно превысило их. Адаптивная оптика позволит в самое ближайшее время ввести в строй крупные оптические интерферометры, способные, в частности, исследовать планеты у других звезд.

ПРИНЦИП КОРРЕКЦИИ АТМОСФЕРНЫХ ИСКАЖЕНИЙ с помощью гибкого управляемого зеркала. На врезках – изображение двойной звезды без коррекции волнового фронта (слева) и с применением коррекции (справа).СИЛЬНО УВЕЛИЧЕННОЕ ИЗОБРАЖЕНИЕ ЗВЕЗДЫ, даваемое телескопом без системы адаптивной оптики и с использованием этой системы.

Владимир Сурдин

Адаптивная оптика — Википедия

Общая схема адаптивной оптической системы

Адаптивная оптика — раздел физической оптики, изучающий методы устранения нерегулярных искажений, возникающих при распространении света в неоднородной среде, с помощью управляемых оптических элементов. Основные задачи адаптивной оптики — это повышение предела разрешения наблюдательных приборов, концентрация оптического излучения на приёмнике или мишени и т. п.

Адаптивная оптика находит применение в конструировании наземных астрономических телескопов, в системах оптической коммуникации, в промышленной лазерной технике, в офтальмологии и пр., где позволяет компенсировать, соответственно, атмосферные искажения, аберрации оптических систем, в том числе оптических элементов глаза человека.

Адаптивная оптическая система

Конструктивно адаптивная оптическая система обычно состоит из датчика, измеряющего искажения (датчик волнового фронта), корректора волнового фронта и системы управления, реализующей связь между датчиком и корректором.

Датчики волнового фронта

Общая схема датчика волнового фронта типа Шека-Гартмана

Существуют разнообразные методы, позволяющие как качественно оценивать, так и количественно измерять профиль волнового фронта. Наиболее популярными в настоящее время являются датчики интерференционного типа и типа Шека-Гартмана.

Действие интерференционных датчиков основано на когерентном сложении двух световых волн и формировании интерференционной картины с зависящей от измеряемого волнового фронта интенсивностью. При этом, в качестве второй (опорной) световой волны может использоваться волна, полученная из исследуемого излучения путём пространственной фильтрации.

Датчик типа Шека-Гартмана состоит из матрицы микролинз и расположенного в их фокальной плоскости фотоприёмника. Каждая линза обычно имеет размеры от 1 мм и меньше[1].

Линзы датчика разделяют исследуемый волновой фронт на субапертуры (апертура одной микролинзы), формируя в фокальной плоскости совокупность фокальных пятен. Положение каждого из пятен зависит от локального наклона волнового фронта пучка, пришедшего на вход датчика. Измеряя поперечные смещения фокальных пятен, можно вычислить средние углы наклонов волнового фронта в пределах каждой из субапертур. По этим величинам вычисляется профиль волнового фронта на всей апертуре датчика.

Корректоры волнового фронта

Схема работы адаптивного (деформируемого) зеркала

Адаптивное (деформируемое) зеркало (англ.) является наиболее популярным инструментом для управления волновым фронтом и коррекции оптических аберраций. Идею коррекции волнового фронта составным зеркалом предложил В. П. Линник в 1957 году[2][3]. Возможность создания такой системы появилась с середины 1990-х годов в связи с развитием технологий и с возможностью точнейшего компьютерного управления и контроля.

В частности, широкое распространение получили униморфные (полупассивный-биморф) зеркала. Такое зеркало состоит из тонкой пластины, изготовленной из пьезоэлектрического материала, на которой особым образом расположены электроды. Пластина присоединена к подложке, на передней поверхности которой сформирована оптическая поверхность. При приложении напряжения к электродам пьезоэлектрическая пластина сжимается (или расширяется), что приводит к изгибу оптической поверхности зеркала. Особое пространственное расположение электродов позволяет формировать сложные рельефы поверхности.

Скорость управления формой адаптивного зеркала позволяет использовать его для компенсации динамических аберраций в режиме реального времени.

В астрономических приложениях для систем адаптивной оптики нужен опорный источник, который служил бы эталоном блеска для коррекции искажений, создаваемых атмосферной турбулентностью, причём он должен быть расположен на достаточно близком угловом расстоянии от исследуемой области неба. В некоторых системах в качестве такого источника используется «искусственная звезда», создаваемая возбуждением атомов натрия на высоте около 90-100 км над поверхностью Земли наземным лазером[3].

В астрономии

В астрономии адаптивная оптика используется для наблюдения за звёздами и галактиками, чей свет в атмосфере может искажаться или сливаться в одно световое пятно, если наблюдаемые объекты расположены достаточно близко друг к другу. Дополнительные сложности для систем адаптивной оптики, применяемых в астрономии, создаёт слишком низкая для надёжной реконструкции волнового фронта яркость света от далёких звёзд и галактик.

Первоначально при наблюдении за тусклыми объектами волновой фронт реконструировали по находящимся недалеко от них ярким звёздам. Впервые об использовании этого способа стало известно в 1989 году, когда его опробовали в Обсерватории Верхнего Прованса, однако позже выяснилось, что задолго да этого подобные методы применялись американскими военными. Вскоре подобные системы, использующие звёзды-маяки (англ. guide stars), начали применяться на больших телескопах повсеместно.

Однако ярких звёзд, подходящих на роль маяков на небосводе немного, так что описанная методика была пригодна для наблюдений всего за 10 % небесной сферы. В 1985 году[4] для решения этой проблемы французскими астрономами Рено Фуа и Антуаном Лабейри было предложено создавать «искусственные звёзды», вызывая при помощи лазера свечение атомарного натрия, содержащегося в мезосфере, на высоте примерно 90—100 км, которое и должно было стать опорным источником света для компенсирующей системы. Впервые для нужд астрономии подобная система была применена в середине 1990-х на телескопах средних размеров в Ликской обсерватории в США и обсерватории Калар Альто в Испании. Спустя ещё примерно 10 лет эта техника начала применяться и на 8—10-метровых телескопах. Военными эта методика также была опробована раньше[5].

История секретных разработок

Идея использования адаптивной оптики для компенсации искажений, вызванных низкой видимостью, впервые была предложена в 1953 году директором обсерватории Маунт Вилсон в Калифорнии Хорасом Бабкоком. Однако уровень технологического развития для развития систем адаптивной оптики в 1950-х был ещё недостаточно высок[6].

Разработка систем адаптивной оптики была начата под контролем ARPA в 1973 году — тогда у частной компании Itek Optical Systems была заказана разработка приборов[7], компенсирующих рассеивание света, обусловленное низкой астрономической видимостью. Эти приборы предполагалось использовать в первую очередь для наблюдения за советскими спутниками, а в дальнейшем на их основе планировалось создать лазерное оружие, пригодное для уничтожения баллистических ракет. Сотрудниками Itek были созданы главные компоненты системы адаптивной оптики. В качестве датчика волнового фронта был использован интерферометр. Корректором волнового фронта послужило деформируемое зеркало, сделанное из стекла, покрытого тонким алюминиевым зеркалом, которое деформировалось под действием 21 пьезоэлектрического актуатора, каждый из которых был способен сокращаться и удлиняться в пределах 10 мкм. Для контроля над первыми двумя компонентами была создана система управления. Во время испытаний системы наблюдения велись не за астрономическими объектами, а за сфокусированным лазерным лучом. В результате наблюдения было получено стабильное изображение диска Эйри, что свидетельствовало о работоспособности системы[8].

Результаты дальнейших экспериментов компании в этой области были засекречены. В 1975 году в интересах министерства обороны США была утверждена закрытая программа разработки систем адаптивной оптики CIS (англ. Compensating Imaging System)[9]. Она предполагала создание более совершенных сенсоров волнового фронта и деформируемых зеркал с бо́льшим количеством актуаторов. Для осуществления этой программы был использован 1,6-метровый телескоп, расположенный на вершине горы Халеакала на гавайском острове Мауи. С помощью этого телескопа, дополненного системой адаптивной оптики, в июне 1982 года были получены первые достаточно качественные фотографии искусственного спутника Земли: разрешение телескопа при помощи CIS было увеличено в 12 раз. Вместо звёздного света в качестве опорного источника CIS использовал солнечный свет, отражаемый спутником[10].

Идея использования лазеров для зажигания искусственных звёзд и калибровки по ним также была высказана учёным, работавшим под началом военных. Этот учёный — Джулиус Фейнлейб — в 1981 году предложил использовать в системах адаптивной оптики рэлеевское рассеивание света. В отличие от уже существующего на тот момент метода SPAC (англ. Shearing Point Ahead Compensation), в котором оценка вносимых атмосферой искажений производилась по отражённому от атмосферы свету лазера, в новом методе, получившем название APAC (англ. Astral Point Ahead Compensation), характер искажений волнового фронта определялся по фотонам, в результате релеевского рассеяния вернувшимися в точку, из которой они были испущены[11]. В 1983 году группой американского физика Роберта Фьюгейта было экспериментально подтверждено, что по своим характеристикам это свечение близко к свечению точечного источника[5].

Для закрепления результатов предшествующих исследований было необходимо повторить их на телескопе большего диаметра. Такой телескоп был установлен в месте, выделенном военными для проведения испытаний в 1987 году, и к февралю 1992 года группой Фьюгейта были достигнуты существенные результаты. В качестве источника опорного излучения на нём были использованы мощные лазеры на парах меди, способные генерировать 5000 импульсов в секунду, что позволило учитывать искажения даже от самых короткоживущих турбулентностей. Также был использован более совершенный сенсор Шека-Гартмана, изобретенный в начале 1970-х годов, а зеркало телескопа имело 241 актуатор и могло изменять форму 1664 раза в секунду[5].

Использование рэлеевского рассеяния для создания опорных источников излучения имело свои ограничения, связанные с тем, что из-за слабости рассеяния его возбуждали на сравнительно небольшой высоте — от 10 до 20 километров. Лучи от источника, находящегося на этой высоте, всё ещё заметно расходились, из-за чего совпадение волновых фронтов от удалённых источников с фронтами от опорного источника было неидеальным. Это не лучшим образом сказывалось на качестве коррекции[12].

В 1982 году профессором Принстонского университета Уиллом Харпером был предложен новый способ создания опорных источников излучения на основе натрия, находящегося в мезосфере. Этим методом в адаптивной оптике пользуются и сейчас. Переход к этому методу при равной мощности лазера позволил увеличить интенсивность получаемого свечения на четыре порядка. Благодаря большой высоте источника свечения были уменьшены искажения, вызванные расхождением лучей от опорного источника[13]. Летом 1988 года сотрудники Линкольновской лаборатории, расположенной на авиабазе Хэнском в штате Массачусетс получили первые выполненные по этому методу снимки звёзд, хотя и не очень высокого качества.

Весной 1991 года министерством обороны США был снят гриф секретности с большей части работ по адаптивной оптике, и уже в мае на конференции Американской астрономической ассоциации в Сиэтле были опубликованы первые сообщения о этом методе. Вскоре последовали и журнальные публикации[5].

Новые разновидности

В построенных по классической схеме системах адаптивной оптики размер контролируемой зоны небосвода как правило был ограничен квадратом со стороной 15 угловых секунд. В марте 2007 года на одном из телескопов ESO была опробована система мультисопряжённой адаптивной оптики. Эта система производила коррекцию, основываясь на данных о турбулентности на разных высотах, что позволило увеличить размер корректируемого поля зрения до двух и более угловых минут[14].

В 2010-х годах разработаны и протестированы экспериментальные системы мультиобъектной адаптивной оптики. Эти системы позволяют одновременно отслеживать до десяти и более источников в поле зрения диаметром 5—10 угловых минут. Их планируется установить на телескопах нового поколения, которые должны приступить к работе в 2020-х.[5]

См. также

Примечания

  1. ↑ 3. Датчики волнового фронта / Учебное пособие по адаптивной оптике обсерватории Серро Тололо. А.В. Токовинин (Перевод Д.Ю.Цветкова, научное редактирование С.А.Потанина)
  2. Линник В.П. О принципиальной возможности уменьшения влияния атмосферы на изображение звезды // Оптика и спектроскопия : Журнал. — Т. 3, вып. 4. — С. 401—402.
  3. 1 2 Больбасова Л. Адаптивная оптика на пути к решению загадок астрономии // Наука и жизнь. — 2012. — № 1. — С. 70—72.
  4. А. Вирт, Т. Гонсировский. АДАПТИВНАЯ ОПТИКА: СОГЛАСОВАНИЕ АТМОСФЕРНОЙ ТУРБУЛЕНТНОСТИ // ФОТОНИКА : журнал. — 2007. — Июнь (№ 6). — С. 10—15. — ISSN 1993-7296.
  5. 1 2 3 4 5 Алексей Левин. Адаптивная оптика: как рассмотреть звёзды на небе?. Популярная Механика (1 июня 2016).
  6. ↑ Duffner, 2009, Foreword, p. X.
  7. LITTON INDUSTRIES INC LEXINGTON MA ITEK OPTICAL SYSTEMS. Active Optics: A New Technology for the Control of Light (англ.) // www.dtic.mil. — 1977. — Июнь.
  8. ↑ Duffner, 2009, p. 46.
  9. ↑ Duffner, 2009, p. 49.
  10. ↑ Duffner, 2009, p. 57.
  11. ↑ Duffner, 2009, p. 75.
  12. ↑ Duffner, 2009, p. 80.
  13. ↑ Duffner, 2009, p. 84.
  14. ↑ New Adaptive Optics Technique Demonstrated. First ever Multi-Conjugate Adaptive Optics at the VLT Achieves First Light (англ.), ESO (30 March 2007). Проверено 5 декабря 2017.

Литература

  • Robert W. Duffner. The Adaptive Optics Revolution: A History. — the University of New Mexico Press, 2009. — 485 с. — ISBN 9780826346919.
  • Воронцов М. А., Шмальгаузен В. И. Принципы адаптивной оптики. — М.: Наука, 1985.
  • Воронцов М. А., Корябин А. В., Шмальгаузен В. И. Управляемые оптические системы. — М.: Наука, 1988.

Ссылки

Адаптивная оптика | Журнал Популярная Механика

Россыпь звезд, будто подмигивающих наблюдателю, выглядит очень романтично. Но у астрономов это красивое мерцание вызывает вовсе не восхищение, а совершенно противоположные чувства. К счастью, есть способ исправить ситуацию.

Эксперимент, вдохнувший новую жизнь в науку о космосе, был выполнен не в знаменитой обсерватории и не на гигантском телескопе. Специалисты узнали о нем из статьи Successful Tests of Adaptive Optics, опубликованной в астрономическом журнале The Messenger в 1989 году. Там были представлены результаты испытаний электрооптической системы Come-On, предназначенной для корректировки атмосферных искажений света космических источников. Их провели с 12 по 23 октября на 152-см рефлекторе французской обсерватории OHP (Observatoire de Haute-Province). Система сработала настолько хорошо, что авторы начали статью утверждением, что «давняя мечта астрономов, работающих на наземных телескопах, наконец-то исполнилась благодаря созданию новой техники оптических наблюдений — адаптивной оптики».

А через несколько лет системы адаптивной оптики (АО) начали ставить на большие инструменты. В 1993 году ими оснастили 360-см телескоп Европейской южной обсерватории (ESO) в Чили, чуть позже — такой же инструмент на Гавайях, а затем и 8−10-метровые телескопы. Благодаря АО в наземные инструменты можно наблюдать светила в видимом свете с разрешающей способностью, которая была уделом лишь космического телескопа Hubble, а в инфракрасных лучах — даже с более высокой. Например, в очень полезном для астрономии участке ближней инфракрасной зоны с длиной волны 1 мкм Hubble обеспечивает разрешение в 110 угловых мс, а 8-метровые телескопы ESO — до 30 мс.

На самом деле, когда французские астрономы испытывали свою систему АО, в США уже существовали аналогичные устройства. Но создали их вовсе не для нужд астрономии. Заказчиком этих разработок был Пентагон.

Фото Глаза АО Сенсор Шека-Хартмана работает так: покинув оптическую систему телескопа, свет проходит сквозь решетку из небольших линз, направляющих его на ПЗС-матрицу. Если бы излучение космического источника или искусственной звезды распространялось в вакууме или в идеально спокойной атмосфере, то все мини-линзы фокусировали бы его строго в центре отведенных им пикселей. Из-за атмосферных завихрений точки схождения лучей «гуляют» по поверхности матрицы, и это позволяет реконструировать сами возмущения.

Когда воздух помеха

Если наблюдать в телескоп две звезды, расположенные на небосводе очень близко друг к другу, их изображения сольются в одну светящуюся точку. Минимальное угловое расстояние между такими звездами, обусловленное волновой природой света (дифракционный предел), — это и есть разрешающая способность прибора, и она прямо пропорциональна длине волны света и обратно пропорциональна диаметру (апертуре) телескопа. Так, для трехметрового рефлектора при наблюдениях в зеленом свете этот предел составляет около 40 угловых мс, а для 10-метрового — чуть больше 10 мс (под таким углом мелкая монета видна с расстояния 2000 км).

Солнечная система и не только: тест по астрономии

Однако эти оценки справедливы только для наблюдений в вакууме. В земной атмосфере постоянно возникают участки локальной турбулентности, которая несколько сотен раз в секунду изменяет плотность и температуру воздуха и, следовательно, его показатель преломления. Поэтому в атмосфере фронт световой волны от космического источника неминуемо расплывается. В результате реальная разрешающая способность обычных телескопов в лучшем случае составляет 0,5−1 угловую секунду и сильно не дотягивает до дифракционного предела.

Прощупывая атмосферу Прощупывая атмосферу Ранее размеры корректируемых зон небосвода ограничивались клетками со стороной в 15 угловых мс. В марте 2007 года на одном из телескопов ESO была впервые опробована мультисопряженная адаптивная оптика (MCAO). Она прощупывает турбулентности на разных высотах, что позволило увеличить размер корректируемого поля зрения до двух и более угловых минут. «В этом столетии возможности АО сильно расширились, — говорит «ПМ» профессор астрономии и астрофизики Клэр Макс, директор Центра адаптивной оптики Калифорнийского университета в Санта-Крус. — На больших телескопах установлены системы с двумя и тремя деформируемыми зеркалами, к числу которых относится и МСАО. Появились новые сенсоры волнового фронта и более мощные компьютерные программы. Созданы зеркала с микроэлектромеханическими актуаторами, позволяющими изменять форму отражающей поверхности лучше и быстрее, чем актуаторы на пьезоэлектриках. В последние годы разработаны и опробованы экспериментальные системы мультиобъектной адаптивной оптики (МОАО), с помощью которых можно одновременно отслеживать до десяти и более источников в поле зрения диаметром 5−10 угловых минут. Их установят на телескопах нового поколения, которые приступят к работе в следующем десятилетии».

Путеводные звезды

Представим себе прибор, который сотни раз в секунду анализирует прошедшие через телескоп световые волны на предмет выявления следов атмосферных завихрений и по этим данным изменяет форму деформируемого зеркала, помещенного в фокусе телескопа, чтобы нейтрализовать атмосферные помехи и в идеале сделать изображение объекта «вакуумным». В этом случае разрешающая способность телескопа ограничивается исключительно дифракционным пределом.

Однако есть одна тонкость. Обычно свет далеких звезд и галактик чересчур слаб для надежной реконструкции волнового фронта. Другое дело, если рядом с наблюдаемым объектом имеется яркий источник, лучи от которого идут к телескопу почти по такому же пути, — ими-то и можно воспользоваться для считывания атмосферных помех. Именно такую схему (в несколько урезанном виде) в 1989 году опробовали французские астрономы. Они выбрали несколько ярких звезд (Денеб, Капеллу и другие) и с помощью адаптивной оптики действительно улучшили качество их изображений при наблюдениях в инфракрасном свете. Вскоре такие системы, использующие звезды-маяки (guide stars) земного небосвода, начали применять на больших телескопах для реальных наблюдений.

Прощупывая атмосферу

Но ярких звезд на земном небе немного, так что эта методика пригодна для наблюдений всего лишь 10% небесной сферы. Но если природа не создала подходящее светило в нужном месте, можно создать искусственную звезду — с помощью лазера вызвать на большой высоте свечение атмосферы, которое станет опорным источником света для компенсирующей системы.

Этот метод в 1985 году предложили французские астрономы Рено Фуа и Антуан Лабейри. Примерно тогда же к аналогичным выводам пришли и их коллеги из США Эдвард Кибблуайт и Лэйрд Томсон. В середине 1990-х лазерные излучатели в паре с аппаратурой АО появились на телескопах средних размеров в Ликской обсерватории в США и в обсерватории Калар Альто в Испании. Однако этой технике понадобилось около десяти лет, чтобы она нашла применение на 8−10-метровых телескопах.

Прощупывая атмосферу Исполнительный элемент системы адаптивной оптики — это деформируемое зеркало, изгибаемое с помощью пьезоэлектрических или электромеханических приводов (актуаторов) по командам системы управления, которая получает и анализирует данные об искажениях от датчиков волнового фронта.

Военный интерес

История адаптивной оптики имеет не только явную, но и тайную сторону. В январе 1958 года в Пентагоне учредили новую структуру, Управление перспективных оборонных исследовательских проектов — Advanced Research Projects Agency, ARPA (сейчас DARPA), ответственное за разработку технологий для новых поколений оружия. Это ведомство сыграло первостепенную роль в создании адаптивной оптики: для наблюдения за советскими орбитальными аппаратами требовались нечувствительные к атмосферным помехам телескопы с максимально высоким разрешением, а в перспективе рассматривалась задача создания лазерного оружия для уничтожения баллистических ракет.

В середине 1960-х под контролем ARPA была запущена программа изучения атмосферных возмущений и взаимодействия лазерного излучения с воздухом. Этим занимались в исследовательском центре RADC (Rome Air Development Center), расположенном на авиабазе Гриффис в штате Нью-Йорк. В качестве опорного источника света использовали мощные прожектора, установленные на пролетающих над полигоном бомбардировщиках, и это было столь впечатляющим, что испуганные жители порой обращались в полицию!

Прощупывая атмосферу

Весной 1973 года ARPA и RADC подрядили частную корпорацию Itec Optical Systems для участия в разработке приборов, компенсирующих рассеивание света под действием атмосферных возмущений, в рамках программы RTAC (Real-Time Atmospheric Compensation). Сотрудники Itec создали все три главных компонента АО — интерферометр для анализа возмущений светового фронта, деформируемое зеркало для их исправления и систему управления. Их первое зеркало двухдюймового диаметра было сделано из стекла, покрытого отражающей пленкой из алюминия. В опорную пластинку были встроены пьезоэлектрические актуаторы (21 штука), способные под действием электрических импульсов сокращаться и удлиняться на 10 мкм. Уже первые лабораторные тесты, проведенные в том же году, свидетельствовали об успехе. А следующим летом новая серия тестов продемонстрировала, что экспериментальная аппаратура может исправить лазерный луч уже на расстояниях в несколько сотен метров.

Эти чисто научные эксперименты еще не были засекречены. Однако в 1975 году была утверждена закрытая программа CIS (Compensating Imaging System) разработки АО в интересах Пентагона. В соответствии с ней были созданы более совершенные сенсоры волнового фронта и деформируемые зеркала с сотнями актуаторов. Эту аппаратуру установили на 1,6-метровом телескопе, расположенном на вершине горы Халеакала на гавайском острове Мауи. В июне 1982 года с ее помощью впервые удалось получить фотографии искусственного спутника Земли приемлемого качества.

Прощупывая атмосферу

С лазерным прицелом

Хоть эксперименты на Мауи продолжались еще несколько лет, центр разработки переместился в особую зону авиабазы Киртленд в штате Нью-Мексико, на секретный полигон Sandia Optical Range (SOR), где уже давно работали над лазерным оружием. В 1983 году группа под руководством Роберта Фьюгейта приступила к экспериментам, в ходе которых предстояло изучить лазерное сканирование неоднородностей атмосферы. Эту идею в 1981 году выдвинул американский физик Джулиус Фейнлейб, и теперь ее нужно было проверить на практике. Фейнлейб предложил использовать в системах АО упругое (рэлеевское) рассеяние квантов света на неоднородностях атмосферы. Некоторые из рассеянных фотонов возвращаются в точку, из которой ушли, и в соответствующем участке небосвода возникает характерное свечение почти точечного источника — искусственная звезда. Фьюгейт с коллегами регистрировали искажения волнового фронта отраженного излучения на пути к Земле и сравнивали их с аналогичными возмущениями звездного света, пришедшего с этого же участка небосвода. Возмущения оказались почти идентичными, что подтвердило возможность использования лазеров для решения задач АО.

Эти измерения не требовали сложной оптики — хватило простых зеркальных систем. Однако для более надежных результатов их надо было повторить на хорошем телескопе, который и был установлен на SOR в 1987 году. Фьюгейт с помощниками провели на нем эксперименты, в ходе которых и родилась адаптивная оптика с рукотворными звездами. В феврале 1992 года было получено первое значительно улучшенное изображение небесного тела — Бетельгейзе (самого яркого светила созвездия Ориона). Вскоре возможности метода продемонстрировали на фотографиях еще ряда звезд, колец Сатурна и других объектов.

Прощупывая атмосферу

Группа Фьюгейта зажигала искусственные звезды мощными лазерами на парах меди, генерировавшими 5000 импульсов в секунду. Столь высокая частота вспышек позволяет сканировать даже самые короткоживущие турбулентности. На смену интерферометрическим сенсорам волнового фронта пришел более совершенный сенсор Шека-Хартмана, изобретенный в начале 1970-х годов (кстати, тоже по заказу Пентагона). Зеркало с 241 актуатором, поставленное фирмой Itec, могло изменять форму 1664 раза в секунду.

Поднять повыше

Рэлеевское рассеяние довольно слабо, поэтому его возбуждают в диапазоне высот 10−20 км. Лучи от искусственной опорной звезды расходятся, в то время как лучи от гораздо более далекого космического источника строго параллельны. Поэтому их волновые фронты искажаются в турбулентном слое не совсем одинаково, что сказывается на качестве скорректированного изображения. Звезды-маяки лучше зажигать на большей высоте, но рэлеевский механизм здесь непригоден.

Весной 1991 года Пентагон решил снять гриф секретности с большей части работ по адаптивной оптике. Рассекреченные результаты 1980-х годов стали достоянием астрономов.

Эту проблему в 1982 году разрешил профессор Принстонского университета Уилл Харпер. Он предложил воспользоваться тем, что в мезосфере на высоте порядка 90 км много атомов натрия, скопившихся там из-за сгорания микрометеоритов. Харпер предложил возбуждать резонансное свечение этих атомов с помощью лазерных импульсов. Интенсивность такого свечения при равной мощности лазера на четыре порядка выше силы света при рэлеевском рассеянии. Это была только теория. Ее практическое воплощение стало возможным благодаря усилиям сотрудников Линкольновской лаборатории, расположенной на авиабазе Хэнском в штате Массачусетс. Летом 1988 года они получили первые снимки звезд, выполненные с помощью мезосферных маяков. Однако качество фотографий не было высоким, и реализация метода Харпера потребовала многолетней шлифовки.

Прощупывая атмосферу B 2013 году был успешно испытан уникальный прибор Gemini Planet Imager для фото- и спектрографирования экзопланет, предназначенный для восьмиметровых телескопов Gemini. Он позволяет с помощью АО наблюдать планеты, чья видимая яркость в миллионы раз меньше яркости звезд, вокруг которых они обращаются.

Весной 1991 года Пентагон решил снять гриф секретности с большей части работ по адаптивной оптике. Первые сообщения о ней были сделаны в мае на конференции Американской астрономической ассоциации в Сиэтле. Вскоре последовали и журнальные публикации. Хотя американские военные продолжали заниматься адаптивной оптикой, рассекреченные результаты 1980-х годов стали достоянием астрономов.

Великий уравнитель

«АО впервые дала возможность наземным телескопам получать данные о структуре очень далеких галактик, — говорит профессор астрономии и астрофизики Клэр Макс из университета в Санта-Крус. — До наступления эры АО их можно было наблюдать в оптическом диапазоне лишь из космоса. Все наземные наблюдения движения звезд вблизи сверхмассивной черной дыры в центре Галактики ведутся также с помощью АО.

Прощупывая атмосферу

АО много дала и для изучения Солнечной системы. С ее помощью получена обширная информация о поясе астероидов — в частности, о двойных астероидных системах. АО обогатила знания об атмосферах планет Солнечной системы и их спутников. Благодаря ей вот уже лет пятнадцать ведутся наблюдения газовой оболочки Титана, самого большого спутника Сатурна, позволившие отследить суточные и сезонные изменения его атмосферы. Так что уже накоплен обширный массив данных о погодных условиях на внешних планетах и их сателлитах.

В определенном смысле адаптивная оптика уравняла возможности земной и космической астрономии. Благодаря этой технологии крупнейшие стационарные телескопы с их гигантскими зеркалами обеспечивают куда лучшее разрешение, чем «Хаббл» или еще не запущенный ИК-телескоп «Джеймс Уэбб». К тому же измерительные приборы для наземных обсерваторий не имеют жестких весовых и габаритных ограничений, которым подчинено проектирование космической аппаратуры. Так что вовсе не будет преувеличением сказать, — закончила профессор Макс, — что адаптивная оптика радикально преобразовала многие ветви современной науки о Вселенной».

Статья «Чтобы звезды не мерцали» опубликована в журнале «Популярная механика» (№9, Сентябрь 2015).

Википедия — свободная энциклопедия

Избранная статья

Американская экспедиция на К2 1953 года (англ. 1953 American Karakoram expedition) — американская экспедиция на вершину Чогори под руководством доктора Чарльза Хьюстона, состоявшаяся летом 1953 года и ставившая своей целью первое восхождение на второй по высоте восьмитысячник планеты. Это была пятая по счёту попытка восхождения на К2 и третья со стороны американских альпинистов.

Экспедиция вылетела из Нью-Йорка в Карачи 25 мая 1953 года и после почти месячного перехода к Базовому лагерю у подножия К2 начала свою работу на горе. За чуть менее чем полтора месяца осады ребра Абруццкого (Абруцци) были организованы восемь промежуточных лагерей. В последнем из них (на высоте 7770 м) 2 августа собрались все участники экспедиции, готовясь к финальному рывку. Однако в ночь на 3 августа на гору обрушился шторм, который не утихал последующие две недели. На пятые сутки пережидания непогоды неожиданно тяжело заболел один из сильнейших участников экспедиции Арт Гилки, которому требовалась немедленная эвакуация вниз, но альпинисты смогли её начать лишь 10 августа. Вечером того же дня Арт Гилки погиб в результате схода снежной лавины, но, даже не имея «на руках» больного, все альпинисты смогли спуститься в Базовый лагерь только 15 августа, претерпев все возможные испытания.

Хотя экспедиция не достигла своей главной цели, в альпинистских кругах на десятилетия вперёд она стала эталоном альпинистской взаимовыручки и, по словам Райнхольда Месснера, «самой потрясающей неудачей, которую только можно себе представить».

Хорошая статья

Солове́цкий ка́мень в Санкт-Петербурге — памятник жертвам политических репрессий в СССР и борцам за свободу. Он находится на Петроградской стороне в историческом центре города, на его старейшей площади — Троицкой. Этот сквер расположен рядом с местами, непосредственно связанными с политическими репрессиями в СССР — Домом политкаторжан, тюрьмой и некрополем Петропавловской крепости, Большим домом.

Памятник представляет собой гранитную глыбу, привезённую с территории бывшего Соловецкого лагеря, считающегося символом ГУЛАГа и советского государственного террора в целом. Он был установлен по инициативе и силами бывших политических заключённых и Санкт-Петербургской организации «Мемориал». Авторами памятника выступили художники Юлий Рыбаков и Евгений Ухналёв, которые в советское время сами пережили политическое заключение. Мемориал призван увековечить память не только о жертвах репрессивной системы и о борцах с ней, но в широком смысле он символизирует ценность свободы, прав человека и человеческого достоинства. Соловецкий камень является центральным местом мероприятий, посвящённых памяти жертв государственного террора в СССР, а также других правозащитных акций.

Изображение дня

«Дрозд-отшельник» — один из геоглифов Наски

Адаптивная оптика — это… Что такое Адаптивная оптика?

Адаптивная оптика — раздел физической оптики, изучающий методы устранения нерегулярных искажений, возникающих при распространении света в неоднородной среде, с помощью управляемых оптических элементов. Основные задачи адаптивной оптики — это повышение предела разрешения наблюдательных приборов, концентрация оптического излучения на приемнике или мишени и т.п.

Адаптивная оптика находит применение в конструировании наземных астрономических телескопов, в системах оптической коммуникации, в промышленной лазерной технике, в офтальмологии и пр., где позволяет компенсировать, соответственно, атмосферные искажения, аберрации оптических систем, в том числе оптических элементов глаза человека.

Адаптивная оптическая система

Общая схема адаптивной оптической системы

Конструктивно адаптивная оптическая система обычно состоит из датчика, измеряющего искажения (датчик волнового фронта), корректора волнового фронта и системы управления, реализующей связь между датчиком и корректором.

Датчики волнового фронта

Существуют разнообразные методы, позволяющие как оценивать качественно, так и измерять профиль волнового фронта. Наиболее популярными в настоящее время являются датчики интерференционного типа и типа Шака-Гартмана. Действие интерференционных датчиков основано на когерентном сложении двух световых волн и формировании интерференционной картины с зависящей от измеряемого волнового фронта интенсивностью. При этом, в качестве второй (опорной) световой волны может использоваться волна, полученная из исследуемого излучения путем пространственной фильтрации.

Датчик типа Шака-Гартмана состоит из матрицы микролинз и расположенного в их фокальной плоскости фотоприёмника. Каждая линза обычно имеет размеры от 1 мм и меньше. Линзы датчика разделяют исследуемый волновой фронт на субапертуры (апертура одной микролинзы), формируя в фокальной плоскости совокупность фокальных пятен. Положение каждого из пятен зависит от локального наклона волнового фронта пучка, пришедшего на вход датчика. Измеряя поперечные смещения фокальных пятен, можно вычислить средние углы наклонов волнового фронта в пределах каждой из субапертур. По этим величинам вычисляется профиль волнового фронта на всей апертуре датчика.

Корректоры волнового фронта

Общая схема датчика волнового фронта типа Шака-Гартмана

Адаптивное (деформируемое) зеркало (англ.) является наиболее популярным инструментом для управления волновым фронтом и коррекции оптических аберраций. Идею коррекции волнового фронта составным зеркалом предложил В.П.Линник в 1957 году[1][2]. Широкое распространение такая система получила с середины 1990-х годов в связи с развитием технологии её изготовления и с возможностью точнейшего компьютерного управления и контроля. В частности широко распространены униморфные (полупассивный-биморф) зеркала. Такое зеркало состоит из тонкой пластины, изготовленной из пьезоэлектрического материала, на которой особым образом расположены электроды. Пластина присоединена к подложке, на передней поверхности которой сформирована оптическая поверхность. При приложении напряжения к электродам пьезоэлектрическая пластина сжимается (или расширяется), что приводит к изгибу оптической поверхности зеркала. Особое пространственное расположение электродов позволяет формировать сложные рельефы поверхности.

Скорость управления формой адаптивного зеркала позволяет их использование для компенсации динамических аберраций в режиме реального времени.

В астрономических приложениях для систем адаптивной оптики нужен опорный источник, который служил бы эталоном блеска при уменьшении системой влияния атмосферной турбуленции, причём он должен быть расположен на достаточно близком угловом расстоянии от исследуемой области неба. В некоторых системах в качестве такого источника используется «искусственная звезда», созданная возбуждением атомов натрия на высоте 90 км над поверхностью Земли наземным лазером[2].

Примечания

Литература

Схема работы адаптивного (деформируемого) зеркала
  • Воронцов М. А., Шмальгаузен В. И. Принципы адаптивной оптики. — М.: Наука, 1985.
  • Воронцов М. А., Корябин А. В., Шмальгаузен В. И. Управляемые оптические системы. — М.: Наука, 1988.

Ссылки

Адаптивная оптика — Википедия

Общая схема адаптивной оптической системы

Адаптивная оптика — раздел физической оптики, изучающий методы устранения нерегулярных искажений, возникающих при распространении света в неоднородной среде, с помощью управляемых оптических элементов. Основные задачи адаптивной оптики — это повышение предела разрешения наблюдательных приборов, концентрация оптического излучения на приёмнике или мишени и т. п.

Адаптивная оптика находит применение в конструировании наземных астрономических телескопов, в системах оптической коммуникации, в промышленной лазерной технике, в офтальмологии и пр., где позволяет компенсировать, соответственно, атмосферные искажения, аберрации оптических систем, в том числе оптических элементов глаза человека.

Адаптивная оптическая система

Конструктивно адаптивная оптическая система обычно состоит из датчика, измеряющего искажения (датчик волнового фронта), корректора волнового фронта и системы управления, реализующей связь между датчиком и корректором.

Датчики волнового фронта

Общая схема датчика волнового фронта типа Шека-Гартмана

Существуют разнообразные методы, позволяющие как качественно оценивать, так и количественно измерять профиль волнового фронта. Наиболее популярными в настоящее время являются датчики интерференционного типа и типа Шека-Гартмана.

Действие интерференционных датчиков основано на когерентном сложении двух световых волн и формировании интерференционной картины с зависящей от измеряемого волнового фронта интенсивностью. При этом, в качестве второй (опорной) световой волны может использоваться волна, полученная из исследуемого излучения путём пространственной фильтрации.

Датчик типа Шека-Гартмана состоит из матрицы микролинз и расположенного в их фокальной плоскости фотоприёмника. Каждая линза обычно имеет размеры от 1 мм и меньше[1].

Линзы датчика разделяют исследуемый волновой фронт на субапертуры (апертура одной микролинзы), формируя в фокальной плоскости совокупность фокальных пятен. Положение каждого из пятен зависит от локального наклона волнового фронта пучка, пришедшего на вход датчика. Измеряя поперечные смещения фокальных пятен, можно вычислить средние углы наклонов волнового фронта в пределах каждой из субапертур. По этим величинам вычисляется профиль волнового фронта на всей апертуре датчика.

Корректоры волнового фронта

Схема работы адаптивного (деформируемого) зеркала

Адаптивное (деформируемое) зеркало (англ.) является наиболее популярным инструментом для управления волновым фронтом и коррекции оптических аберраций. Идею коррекции волнового фронта составным зеркалом предложил В. П. Линник в 1957 году[2][3]. Возможность создания такой системы появилась с середины 1990-х годов в связи с развитием технологий и с возможностью точнейшего компьютерного управления и контроля.

В частности, широкое распространение получили униморфные (полупассивный-биморф) зеркала. Такое зеркало состоит из тонкой пластины, изготовленной из пьезоэлектрического материала, на которой особым образом расположены электроды. Пластина присоединена к подложке, на передней поверхности которой сформирована оптическая поверхность. При приложении напряжения к электродам пьезоэлектрическая пластина сжимается (или расширяется), что приводит к изгибу оптической поверхности зеркала. Особое пространственное расположение электродов позволяет формировать сложные рельефы поверхности.

Скорость управления формой адаптивного зеркала позволяет использовать его для компенсации динамических аберраций в режиме реального времени.

В астрономических приложениях для систем адаптивной оптики нужен опорный источник, который служил бы эталоном блеска для коррекции искажений, создаваемых атмосферной турбулентностью, причём он должен быть расположен на достаточно близком угловом расстоянии от исследуемой области неба. В некоторых системах в качестве такого источника используется «искусственная звезда», создаваемая возбуждением атомов натрия на высоте около 90-100 км над поверхностью Земли наземным лазером[3].

В астрономии

В астрономии адаптивная оптика используется для наблюдения за звёздами и галактиками, чей свет в атмосфере может искажаться или сливаться в одно световое пятно, если наблюдаемые объекты расположены достаточно близко друг к другу. Дополнительные сложности для систем адаптивной оптики, применяемых в астрономии, создаёт слишком низкая для надёжной реконструкции волнового фронта яркость света от далёких звёзд и галактик.

Первоначально при наблюдении за тусклыми объектами волновой фронт реконструировали по находящимся недалеко от них ярким звёздам. Впервые об использовании этого способа стало известно в 1989 году, когда его опробовали в Обсерватории Верхнего Прованса, однако позже выяснилось, что задолго да этого подобные методы применялись американскими военными. Вскоре подобные системы, использующие звёзды-маяки (англ. guide stars), начали применяться на больших телескопах повсеместно.

Однако ярких звёзд, подходящих на роль маяков на небосводе немного, так что описанная методика была пригодна для наблюдений всего за 10 % небесной сферы. В 1985 году[4] для решения этой проблемы французскими астрономами Рено Фуа и Антуаном Лабейри было предложено создавать «искусственные звёзды», вызывая при помощи лазера свечение атомарного натрия, содержащегося в мезосфере, на высоте примерно 90—100 км, которое и должно было стать опорным источником света для компенсирующей системы. Впервые для нужд астрономии подобная система была применена в середине 1990-х на телескопах средних размеров в Ликской обсерватории в США и обсерватории Калар Альто в Испании. Спустя ещё примерно 10 лет эта техника начала применяться и на 8—10-метровых телескопах. Военными эта методика также была опробована раньше[5].

История секретных разработок

Идея использования адаптивной оптики для компенсации искажений, вызванных низкой видимостью, впервые была предложена в 1953 году директором обсерватории Маунт Вилсон в Калифорнии Хорасом Бабкоком. Однако уровень технологического развития для развития систем адаптивной оптики в 1950-х был ещё недостаточно высок[6].

Разработка систем адаптивной оптики была начата под контролем ARPA в 1973 году — тогда у частной компании Itek Optical Systems была заказана разработка приборов[7], компенсирующих рассеивание света, обусловленное низкой астрономической видимостью. Эти приборы предполагалось использовать в первую очередь для наблюдения за советскими спутниками, а в дальнейшем на их основе планировалось создать лазерное оружие, пригодное для уничтожения баллистических ракет. Сотрудниками Itek были созданы главные компоненты системы адаптивной оптики. В качестве датчика волнового фронта был использован интерферометр. Корректором волнового фронта послужило деформируемое зеркало, сделанное из стекла, покрытого тонким алюминиевым зеркалом, которое деформировалось под действием 21 пьезоэлектрического актуатора, каждый из которых был способен сокращаться и удлиняться в пределах 10 мкм. Для контроля над первыми двумя компонентами была создана система управления. Во время испытаний системы наблюдения велись не за астрономическими объектами, а за сфокусированным лазерным лучом. В результате наблюдения было получено стабильное изображение диска Эйри, что свидетельствовало о работоспособности системы[8].

Результаты дальнейших экспериментов компании в этой области были засекречены. В 1975 году в интересах министерства обороны США была утверждена закрытая программа разработки систем адаптивной оптики CIS (англ. Compensating Imaging System)[9]. Она предполагала создание более совершенных сенсоров волнового фронта и деформируемых зеркал с бо́льшим количеством актуаторов. Для осуществления этой программы был использован 1,6-метровый телескоп, расположенный на вершине горы Халеакала на гавайском острове Мауи. С помощью этого телескопа, дополненного системой адаптивной оптики, в июне 1982 года были получены первые достаточно качественные фотографии искусственного спутника Земли: разрешение телескопа при помощи CIS было увеличено в 12 раз. Вместо звёздного света в качестве опорного источника CIS использовал солнечный свет, отражаемый спутником[10].

Идея использования лазеров для зажигания искусственных звёзд и калибровки по ним также была высказана учёным, работавшим под началом военных. Этот учёный — Джулиус Фейнлейб — в 1981 году предложил использовать в системах адаптивной оптики рэлеевское рассеивание света. В отличие от уже существующего на тот момент метода SPAC (англ. Shearing Point Ahead Compensation), в котором оценка вносимых атмосферой искажений производилась по отражённому от атмосферы свету лазера, в новом методе, получившем название APAC (англ. Astral Point Ahead Compensation), характер искажений волнового фронта определялся по фотонам, в результате релеевского рассеяния вернувшимися в точку, из которой они были испущены[11]. В 1983 году группой американского физика Роберта Фьюгейта было экспериментально подтверждено, что по своим характеристикам это свечение близко к свечению точечного источника[5].

Для закрепления результатов предшествующих исследований было необходимо повторить их на телескопе большего диаметра. Такой телескоп был установлен в месте, выделенном военными для проведения испытаний в 1987 году, и к февралю 1992 года группой Фьюгейта были достигнуты существенные результаты. В качестве источника опорного излучения на нём были использованы мощные лазеры на парах меди, способные генерировать 5000 импульсов в секунду, что позволило учитывать искажения даже от самых короткоживущих турбулентностей. Также был использован более совершенный сенсор Шека-Гартмана, изобретенный в начале 1970-х годов, а зеркало телескопа имело 241 актуатор и могло изменять форму 1664 раза в секунду[5].

Использование рэлеевского рассеяния для создания опорных источников излучения имело свои ограничения, связанные с тем, что из-за слабости рассеяния его возбуждали на сравнительно небольшой высоте — от 10 до 20 километров. Лучи от источника, находящегося на этой высоте, всё ещё заметно расходились, из-за чего совпадение волновых фронтов от удалённых источников с фронтами от опорного источника было неидеальным. Это не лучшим образом сказывалось на качестве коррекции[12].

В 1982 году профессором Принстонского университета Уиллом Харпером был предложен новый способ создания опорных источников излучения на основе натрия, находящегося в мезосфере. Этим методом в адаптивной оптике пользуются и сейчас. Переход к этому методу при равной мощности лазера позволил увеличить интенсивность получаемого свечения на четыре порядка. Благодаря большой высоте источника свечения были уменьшены искажения, вызванные расхождением лучей от опорного источника[13]. Летом 1988 года сотрудники Линкольновской лаборатории, расположенной на авиабазе Хэнском в штате Массачусетс получили первые выполненные по этому методу снимки звёзд, хотя и не очень высокого качества.

Весной 1991 года министерством обороны США был снят гриф секретности с большей части работ по адаптивной оптике, и уже в мае на конференции Американской астрономической ассоциации в Сиэтле были опубликованы первые сообщения о этом методе. Вскоре последовали и журнальные публикации[5].

Новые разновидности

В построенных по классической схеме системах адаптивной оптики размер контролируемой зоны небосвода как правило был ограничен квадратом со стороной 15 угловых секунд. В марте 2007 года на одном из телескопов ESO была опробована система мультисопряжённой адаптивной оптики. Эта система производила коррекцию, основываясь на данных о турбулентности на разных высотах, что позволило увеличить размер корректируемого поля зрения до двух и более угловых минут[14].

В 2010-х годах разработаны и протестированы экспериментальные системы мультиобъектной адаптивной оптики. Эти системы позволяют одновременно отслеживать до десяти и более источников в поле зрения диаметром 5—10 угловых минут. Их планируется установить на телескопах нового поколения, которые должны приступить к работе в 2020-х.[5]

См. также

Примечания

  1. ↑ 3. Датчики волнового фронта / Учебное пособие по адаптивной оптике обсерватории Серро Тололо. А.В. Токовинин (Перевод Д.Ю.Цветкова, научное редактирование С.А.Потанина)
  2. Линник В.П. О принципиальной возможности уменьшения влияния атмосферы на изображение звезды // Оптика и спектроскопия : Журнал. — Т. 3, вып. 4. — С. 401—402.
  3. 1 2 Больбасова Л. Адаптивная оптика на пути к решению загадок астрономии // Наука и жизнь. — 2012. — № 1. — С. 70—72.
  4. А. Вирт, Т. Гонсировский. АДАПТИВНАЯ ОПТИКА: СОГЛАСОВАНИЕ АТМОСФЕРНОЙ ТУРБУЛЕНТНОСТИ // ФОТОНИКА : журнал. — 2007. — Июнь (№ 6). — С. 10—15. — ISSN 1993-7296.
  5. 1 2 3 4 5 Алексей Левин. Адаптивная оптика: как рассмотреть звёзды на небе? (неопр.). Популярная Механика (1 июня 2016).
  6. ↑ Duffner, 2009, Foreword, p. X.
  7. LITTON INDUSTRIES INC LEXINGTON MA ITEK OPTICAL SYSTEMS. Active Optics: A New Technology for the Control of Light (англ.) // www.dtic.mil. — 1977. — Июнь.
  8. ↑ Duffner, 2009, p. 46.
  9. ↑ Duffner, 2009, p. 49.
  10. ↑ Duffner, 2009, p. 57.
  11. ↑ Duffner, 2009, p. 75.
  12. ↑ Duffner, 2009, p. 80.
  13. ↑ Duffner, 2009, p. 84.
  14. ↑ New Adaptive Optics Technique Demonstrated. First ever Multi-Conjugate Adaptive Optics at the VLT Achieves First Light (англ.), ESO (30 March 2007). Дата обращения 5 декабря 2017.

Литература

  • Robert W. Duffner. The Adaptive Optics Revolution: A History. — the University of New Mexico Press, 2009. — 485 с. — ISBN 9780826346919.
  • Воронцов М. А., Шмальгаузен В. И. Принципы адаптивной оптики. — М.: Наука, 1985.
  • Воронцов М. А., Корябин А. В., Шмальгаузен В. И. Управляемые оптические системы. — М.: Наука, 1988.

Ссылки

Отправить ответ

avatar
  Подписаться  
Уведомление о